Simulated absorption lines in the circum-galactic medium

Neuere Untersuchung der Absorptionslinien von Gas in the Halos von nahen Spiralgalaxien haben die allgegenwärtige Existenz des circum-galaktischen Mediums (CGM) offenbart. Ich nutze 12 kosmologische Zoom-Simulationen von Spiralgalaxien um den physikalischen Ursprung der Absorptionslinien im CGM zu prüfen. Die Simulationen wurden mit einem mehrphasigem Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) Code mit zwei-phasigem Feedback durchgeführt, der auf Gadget basiert und Sternentstehung, Metallanreicherungen und stellares Feedback berücksichtigt. Ich entwickelte pygad, ein neues, Python-basiertes, modulares Paket, das ein zweckmäßiges Framework und eine Vielzahl von Analysemodulen für die SPH Galaxiensimulationen stellt. Unter diesen findet sich eins für das Übertragen von SPH Größen auf räumliche Gitter and eines zur Generierung von künstlichen Absorptionsspektren aus SPH Simulationen, welche im Detail diskutiert werden. Im Allgemeinen zeigen die simulierten Galaxien radial abfallende Ly-α Äquivalentbreiten (ÄBs) von ∼1.1 Å bei 50 kpc bis 0.5 Å bei ∼ 250 kpc mit großer Streuung in akzeptabel Übereinstimmung mit Beobachtungen. Die simulierten Ly-α ÄBs korrelieren typischerweise nicht gut mit H i Säulendichten im CGM, da die Linien oft saturiert sind und die H i Geschwindigkeits-Struktur entlang der Sichtlinie die Absorptionslinie signifikant verbreitert. Nur Galaxien mit ungestörtem CGM zeigen eine gute Korrelation zwischen der H i Säulendichten und der ÄB Verteilungen. Wenn H i überwiegend in der Scheibenebene akkretiert wird, zeigen die Ly-α ÄBs eine Abhängigkeit vom azimutalen Winkel, die in stärker gestörten Systemen, die eine Wechselwirkung unterliegen, ausgelöscht ist. Die ÄB Profile für Mg ii and O vi stimmen gut mit Beobachtungen überein. Insbesondere O vi ist besser reproduziert als in allen vorherigen Simulationen. C iv and O vi Absorptionsmerkmale werden bis zu großen Radien beobachtet und die räumliche und Geschwindigkeits-Verteilung ist deutlich verschieden zu der von H i. Ich stelle fest, dass O vi dem abströmenden heißen Gas folgt, wohingegen Mg ii and H i gut dem anströmenden kalten (∼10^4 K und weniger) Gas folgt. Hier können die Messungen der niedrigeren Ionen dazu verwendet werden die intrinsische Struktur der saturierten H i Linien offenzulegen.Modern absorption lines surveys of gas in the halos of nearby spiral galaxies have revealed the ubiquitous existence of a metal enriched ionised circum-galactic medium (CGM). I use 12 cosmological zoom simulations of spiral galaxies to fathom the physical origin of the absorption lines in the CGM. The simulations are performed with a multiphase smoothed particle hydrodynamics (SPH) code with two-phase feedback based on Gadget including star formation, metal enrichment, metal cooling, and stellar feedback. I have developed pygad, a new Python based modular package, that provides a convenient framework for analysing SPH galaxy simulations and a variety of analysis modules. Among them are one for binning SPH quantities onto spatial grids and one for generating mock absorption spectra from SPH simulations, which are discussed in detail. In general, the simulated galaxies show radially declining Ly-α equivalent widths (EWs) from ∼1.1 Å at 50 kpc to 0.5 Å at ∼ 250 kpc with large scatter in reasonable agreement with observations. The simulated Ly-α EWs typically do not correlate well with H i column densities in the CGM as the lines are often saturated and the H i velocity structure along the l.o.s. broadens the lines significantly. Only galaxies with undisturbed CGM show good correlations between the H i column densities and EW distribution. With H i accretion predominantly in the disc plane, the Ly-α EWs show a dependence with the azimuthal angle, which is erased for more disturbed systems undergoing some interaction. The EW profiles for Mg ii and O vi are in good agreement with observations. In particular, O vi is better reproduced than in any previous simulation. C iv and O vi absorption features are observed to large radii and the spatial and velocity distribution is clearly different to H i. I find that O vi traces the outflowing hot gas, whereas Mg ii and H i trace well the inflowing cold (∼ 10^4 K and less) gas. Here, the measurements of low ions can used to reveal the intrinsic structure of saturated H i lines