The 3D view on cosmic baryon cycle

Galaxien entwickeln sich nicht als isolierte Systeme - sie interagieren aktiv mit ihrer Umgebung. Dieser Gasaustausch ist ein wichtiger Aspekt in der Evolution von Galaxien und in Sternentstehungsprozessen. Frisches Gas wird von kosmischen Filamenten im intergalaktischen Medium über das Circum-Galactic-Medium (CGM) auf Galaxien übertragen. Galaktische Ausflüsse, ausgelöst von Supernovae, führen angereichertes Material zurück zum CGM. Ein Teil davon kehrt in Form von galaktischen Springbrunnen zurück zur Galaxie, ein anderer Teil wird vom galaktischen Wind aus dem System weggetragen. Um zu verstehen, wie Galaxien das zur Aufrechterhaltung der Sternentstehung erforderliche Gas auffüllen, untersuchen wir das durch CGM fließende Gas. Durch die Kombination der Emissions- und Absorptions-Tracer können wir die Eigenschaften der mit Quasar-Absorbern assoziierten Galaxien charakterisieren und ihre Wechselwirkungen mit Gas im CGM untersuchen. Wir verwenden eine detaillierte kinematische Analyse, um die Absorber mit den Galaxien im System zu verbinden. Wir können diese riesigen gasförmigen Halos mit hellen, weit entfernten Punktquellen wie Quasaren untersuchen, indem wir die Metall- und Wasserstoffabsorptionslinien in ihren Spektren als Tracer des CGM der Vordergrundgalaxien identifizieren. Wir kennen Hunderttausende solcher Absorptionssysteme, aber nur eine Handvoll von ihnen haben identifizierte galaktische Gegenstücke, die wir untersuchen können. Um das Problem der Identifizierung und Charakterisierung von Absorberwirtsgalaxien anzugehen, haben wir das Multiwellenlängen-Projekt MUSE-ALMA-Halos erstellt. Wir finden, dass die meisten Absorptionssysteme Paaren oder sogar Gruppen von Galaxien zugeordnet werden können, die sowohl aus sternbildenden als auch aus nicht-sternbildenden Galaxien bestehen. Durch die Kombination der Emissions- und Absorptions-Tracer können wir die Eigenschaften der mit Quasar-Absorbern assoziierten Galaxien charakterisieren und ihre Wechselwirkungen mit Gas im CGM untersuchen. Global gesehen tritt Gas, das durch das CGM strömt, in eine Galaxie ein und füllt die Gasreservoirs auf, die sich weiter in die molekulare Phase umwandeln - der direkte Brennstoff der Sternentstehung. Wir wissen, dass die Sternentstehung in dichten \\ Molekülwolken stattfindet, jedoch ist die Verbindung zwischen dem allgemeinen molekularen Gasgehalt von Galaxien und der globalen Sternentstehung des Universums komplex. Die Geschichte der Sternentstehungsrate (Star Formation History - SFH) des Universums ändert sich mit der Zeit, und es ist nicht klar, was den $z \sim 2$ Höhepunkt und den anschließenden Rückgang antreibt. Neuere Studien haben einen möglichen Zusammenhang zwischen der SFH und der kosmischen Dichte von H$_2$ - dem am häufigsten vorkommenden Molekül im Universum - angedeutet. Um das H$_2$ in Galaxien nachzuweisen, verlassen wir uns auf CO, das am zweithäufigsten vorkommende Molekül mit viel lichtstärkeren Übergängen, das mit ALMA bei Sub-Millimeter-Wellenlängen relativ einfach zu beobachten ist. Eine unverzerrte Möglichkeit, den Molekülgehalt von Galaxien über die kosmische Zeit hinweg zu untersuchen, sind ungezielte Vermessungen der Emissionslinien. Bisher waren solche Untersuchungen auf einzelne Felder beschränkt, die einen kleinen Teil des Himmels abdecken, was sie anfällig für die Auswirkungen der kosmischen Varianz macht. Zur Ergänzung der Deep-Pencil-Beam-Durchmusterungen verwendeten wir einen alternativen Ansatz, indem wir im Rahmen des ALMACAL-Projekts archivierte Kalibrierungsdaten von ALMA verwendeten. Aus diesen Daten konnten wir eine ungerichtete Vermessung der CO-Emissionslinien konstruieren, die wir ALMACAL-CO nennen. ALMACAL zielt darauf ab, zahlreiche ALMA-Kalibrierscans für wissenschaftliche Zwecke zu verwenden. Dank der Einzigartigkeit des ALMACAL-Datensatzes können wir Galaxien über ein weites Gebiet untersuchen und sind nicht empfindlich gegenüber den Auswirkungen der kosmischen Varianz. Im ALMACAL-CO-Pilotprojekt haben wir die Felder mit den längsten Gesamtintegrationszeiten ausgewählt und elf Emissionslinien detektiert. Da für unsere Durchmusterung keine systematischen Zusatzdatensätze zur Verfügung stehen, haben wir keine unabhängigen Messungen der Rotverschiebung unserer entdeckten Galaxien und können daher nicht eindeutig bestimmen, welchen CO-Übergang wir gefunden haben. Um hier Abhilfe zu schaffen, nutzten wir die simulierte Spektrallinien-Energieverteilung der Galaxienpopulation aus den semi-analytischen Shark-Modellen, um die Nachweise mit dem entsprechenden CO-Übergang mit Hilfe eines probabilistischen Ansatzes zuzuordnen. Die Entwicklung der molekularen Gasmassendichte, die aus dem ALMACAL-CO-Pilotprojekt abgeleitet wurde, stimmt mit den Grenzen überein, die durch die früheren ungezielten Untersuchungen (ASPECS, COLDz) gesetzt wurden. Gleichzeitig stimmt sie auch mit dem Fehlen jeglicher Entwicklung der molekularen Gasmassendichte überein. Von Untersuchungen der Gasströme und der Verteilung der Metalle in dem CGM bis hin zum molekularen Gasgehalt der Galaxien verfolge ich in meiner Arbeit die verschiedenen Phasen der Baryonen. Die lokale Ansicht des CGM von Galaxien erlaubt es, die Materieströme zwischen IGM und CGM sowie die Metallizität der Materie zu studieren, ein wichtiger Aspekt der Entwicklung von Galaxien. Schließlich folgt die Entwicklung der molekularen Gasdichte der Beziehung zwischen Baryonen und der Sternentstehungsgeschichte des Universums.Galaxies are not systems evolving in isolation, on the contrary, they are actively interacting with the surrounding medium. The local cycle of baryons through the flows of gas are an important aspect of the evolution of galaxies and star formation processes. Pristine gas is accreted from cosmic web filaments from the Intergalactic Medium (IGM) onto galaxies through the Circumgalactic Medium (CGM). Strong outflows from supernovae and AGNs expel enriched material to the CGM, some of which falls back in the form of galactic fountains, another part is carried away from the system by the galactic wind. To understand how galaxies replenish gas needed to sustain the star formation, we study the gas flowing through the CGM. By combining emission and absorption tracers we characterize the properties of the galaxies associated with quasar absorbers and study their relation with the gas in the CGM. We use bright distant point sources, such as quasars, in the spectra of which we identify hydrogen and metal absorption lines, to probe the CGM around foreground galaxies. We know hundreds of thousands of such absorption systems, but only a few dozen of them have identified and well-studied galactic counterparts. To address the problem of identification and characterisation of the absorber host galaxies I built the multi-wavelength survey known as MUSE-ALMA Halos. The survey consist of the five quasar fields observed by MUSE, with known 14 $z < 1$ absorbers. I found that most absorption systems can be associated to pairs or even groups of galaxies, which members consist of both star-forming and quiescent galaxies. Combining emission and absorption I characterized the properties of the galaxies associated with quasar absorbers and study the gas in their CGM. The cycle of baryons influence the galaxy evolution also globally. Gas travelling through the CGM enters a galaxy and replenishes the gas reservoirs which further transform into the molecular phase - the direct fuel of star formation. We know that star formation takes place in dense molecular clouds, however, the link between the general content of molecular gas of galaxies with the global star formation of the Universe is complex. The star formation rate history (SFH) of the Universe changes with time and it is not clear what drives the $z \sim 2$ peak and subsequent decline. Recent studies have suggested a possible link between the SFH and cosmic density of H$_2$ - the most abundant molecule in the Universe. To trace the H$_2$ in galaxies we rely on CO, the second most abundant molecule with much brighter transitions, relatively easy to observe at sub-millimetre wavelengths with ALMA. An unbiased way to study the molecular content of galaxies across cosmic time is through untargeted emission-line surveys. To date, such surveys have been limited to single fields, covering a small part of the sky which makes them susceptible to the effects of cosmic variance. To complement the deep pencil beam surveys I refered to an alternative approach, using ALMA archival calibration data from the ALMACAL project. From these data, we were able to construct an untargeted CO emission line survey which I called ALMACAL-CO. ALMACAL aims at using numerous ALMA calibration scans for scientific purposes. Thanks to the uniqueness of the ALMACAL dataset we can study galaxies over a wide area and are not sensitive to the effects of cosmic variance. With the use of the calibrator fields, ALMA can, in effect, be transformed into the survey instrument without additional costly time allocation for the observatory. In the ALMACAL-CO pilot, we chose the fields with the longest total integration times and detected eleven emission lines. Since for our survey no systematic ancillary datasets are available, we have no independent measurements of the redshift of our detected galaxies and hence cannot make a unique identification of which CO transition we have found. To remedy this, we made use of the simulated spectral line energy distribution from the population of galaxies from the Shark Semi-Analytical Models, in order to associate the detections with the corresponding CO transition using a probabilistic approach. The evolution of the molecular gas mass density derived from the ALMACAL-CO pilot is in agreement with the constraints put by previous untargeted surveys (ASPECS, COLDz). However, taking into account the large statistics unceratinties, my current measurement is also still consistent with no with the lack of any evolution of molecular gas mass density. To provide further constraints on the molecular gas mass density evolution, we will extend the ALMACAL-CO pilot survey to whole ALMACAL database, expanding the probed volume 50 times. With this extension we expect to detect over 100 CO emitters. From studies of the gas flows and the distribution of metals in the CGM to the molecular gas content of the galaxies, in my work, I traced the different phases of baryons. The local view of the CGM of galaxies allows for studies of the flows of matter between IGM and CGM as well as the metallicity of the matter, an important aspect of the evolution of galaxies. Finally, the evolution of the molecular gas density follows the global relation between baryons and the star formation history of the Universe