Interpretation of the infrared emission lines from starburst galaxies and active galactic nuclei based on photoionization models

Abstract

The evolution of galaxies is a wide field in astrophysics that can be studied through several approaches, being one of them the analysis of the chemical content of the interstellar medium (ISM). Big Bang Nucleosynthesis predicts a well constrained composition for the ISM, and any deviation from these initial conditions must be attributed to the different star formation processes that govern galaxy evolution and which are eventually shaped by hydrodynamical processes (inflows, outflows, ...) within galaxies. The ionized gas offers a unique opportunity to analyze the chemical composition of the gas surrounding the most energetic events within galaxies such as star formation, Active Galactic Nuclei (AGN) or shocks, allowing us to understand the present-day composition of the gas that fuels and witnesses these events. Specifically, emission lines from the gas-phase ISM are key to constrain their physical and chemical properties, being collisionally excited lines (CELs) the best resource due to the their brightness in comparison to recombination lines (RLs). Studies analyzing chemical properties, essentially traced by the oxygen content, of the ionized gas have been historically performed on galaxies whose activity is dominated by star formation (starforming galaxies, SFGs) and by means of optical spectroscopic observations, which are easily retrieved from ground-based observatories for low-redshift galaxies. In the recent decades, these studies have been complemented with the analysis of AGNs, also relying on optical observations. High-redshift galaxies have been targeted as well, although in this case optical observatories (enhanced by spacebased missions allowing deeper surveys) retrieved rest-frame ultraviolet (UV) spectra, using a similar approach to that developed for optical observations. With the advent of JWST and its potential for galaxies up to redshift (𝑧∼ 10), we are now able to analyze chemical enrichment in the early Universe. Optical and UV studies present several disadvantages. Both of them, specially the UV, are extremely affected by dust extinction and attenuation, and dusty regions might remain unobserved by optical and UV tracers. Optical and UV CELs are strongly dependent on the physical properties of the ISM, being the electron temperature a very important factor in their emissivity, and establishing a temperature threshold below which these emissions lines are too faint to be observed. Overall, optical [3000Å − 9600Å] and UV [900Å − 3000Å] studies are biased towards regions that match the proper conditions for a proper analysis. This incomplete picture of the chemical enrichment must be complemented with infrared (IR) observations [9600Å − 700𝜇m]. IR emission lines are almost insensitive to interstellar dust, given us a unique window for the analysis of dusty regions in galaxies. Due to the involved atomic transitions, temperature effects are mostly mitigated, allowing us to observe cold regions, and avoiding the problem of having a proper constrained for the temperature and density conditions within the ionized gas. The great variety of emission lines observable in the IR regime not only allows us to perform chemical diagnostics of the ISM; but also robust constraints on the dominant ionizing sources. This thesis presents a detailed analysis on the use of IR emission lines to perform chemical evolution studies based on the composition of the gas-phase ISM. By means of the large amounts of archival data from past IR missions, we show the potential of IR emission line studies for ongoing (JWST, ALMA) and future (METIS) missions. We present our technique that we have developed based on photoionization models (HII-CHI-Mistry-IR), which follows a robust methodology whose validity has already been probed in other spectral regimes (optical and UV), and that can be applied for both SFGs and AGNs. We have structured the thesis as a transition from the optical to the infrared regime. In the first chapters, we show the limitations of optical studies to assess the proper ionizing nature of the gas-phase ISM, using integral field spectroscopic data to analyze a sample of low-luminosity AGNs, whose ionizing nature is still puzzling. Our analysis of the nuclear regions reveals that even with the limitations of optical studies, an analysis of the chemical enrichment history of these galaxies can be performed if a robust methodology that analyzes the chemical composition as traced by a primary (oxygen) and secondary (nitrogen) elements is used. Moreover, the analysis of the chemical abundance radial gradients reinforces this conclusion. In the remaining chapters, we show the use of our methodology for IR emission lines, showing that IR regime allows for a robust estimation not only of oxygen and nitrogen, but also of sulfur which is supposed to be less affected by dust depletion and, its relative abundance to oxygen is useful to assess the impact of dust depletion and whether nucleosynthesis of sulfur and oxygen follows the expected trend (i.e. a constant ratio). We also apply our methodology to a sample of (Ultra)-Luminous Infrared Galaxies [(U)LIRGs] which are characterized by large amounts of dust that shield their star formation processes. We obtain that, contrary to what it is inferred from optical studies, the majority of them do not deviate from the standard relations reported in the local Universe for SFGs and that the nitrogen content is essential to determine the chemical enrichment history in galaxies that suffer from strong hydrodynamical processes (as it is the case for the deep-diving phase). Overall, these results highlight the importance of IR studies in the future years to complement our picture of chemical evolution in galaxies, understanding the possible differences among them depending on their dominant ionizing activity.

La evolución de las galaxias es una amplia rama de la astrofísica que puede ser estudiada de varias maneras, siendo una de ellas el análisis de la composición química del medio interestelar. La nucleosíntesis del Big Bang predice una clara composición para el medio interestelar, y cualquier desviación de estas condiciones iniciales debe ser adscrita a los diferentes procesos de formación estelar que rigen la evolución de galaxias, y que son ocasionalmente alterados por procesos hidrodinámicos (entrada y/o salida de gas, ...) en las galaxias. El gas ionizado ofrece una gran oportunidad para analizar el contenido químico del gas que rodea los eventos más energéticos de las galaxias, como formación estelar, Núcleos Activos o choques, permitiéndonos comprender la composición del gas en el momento actual, que sirve como combustible y testigo de dichos eventos. En concreto, las líneas de emisión que emite la fase gaseosa del medio interestelar son claves para restringir las propiedades físicas y químicas, siendo las líneas excitadas colisionalmente el mejor recurso debido a su brillo en comparación con las de recombinación. Estudios analizando las propiedades químicas, principalmente por medio del contenido de oxígeno, del gas ionizado se han llevado a cabo, históricamente, en galaxias cuya actividad está dominada por formación estelar y por medio de observaciones espectroscópicas ópticas, que son realizadas de forma sencilla con observatorios en tierra para galaxias a bajo corrimiento al rojo. En las últimas décadas, estos estudios se han complementado con el análisis de galaxias que contienen Núcleos Activos, por medio también de observaciones ópticas. Galaxias con alto corrimiento al rojo han sido también estudiadas, aunque en estos casos los observatorios ópticos (con ayuda de misiones en el espacio que permiten observaciones más profundas) proporcionan el espectro en reposo del ultravioleta, usando ténicas similares a las desarrolladas para estudios ópticos. Con la llegada del JWST y su potencial para estudiar galaxias muy distantes, ahora podemos empezar a analizar el enriquicimiento químico en las primeras fases del Universo. Estudios en los rangos óptico y ultravioleta presentan varios inconvenientes. Ambos, pero especialmente el ultravioleta, están afectados por extinción y atenuación por polvo, y por ese motivo algunas regiones caracterizadas por grandes cantidades de polvo pueden no ser observadas en estos rangos. Las líneas excitadas colisionalmente en los rangos óptico y ultravioleta sufren una fuerte dependencia de las condiciones físicas del medio interestelar, siendo la temperatura de los electrones un factor tan importante en su emisividad que establece un límite por debajo del cual dichas líneas son tan débiles que apenas se observan. En resumen, los estudios basados en los rangos óptico [3000Å − 9600Å] y ultravioleta [900Å − 3000Å] están sesgados a regiones que reúnen las condiciones necesarias para su análisis. Esta imagen incompleta del enriquecimiento químico debe ser complementado con observaciones infrarrojas [9600Å − 700𝜇 m]. Las líneas de emisión infrarrojas apenas se ven afectadas por el polvo interestelar, ofreciéndonos una oportunidad única para el análisis de las regiones con más polvo de las galaxias. Gracias a las transiciones atómicas involucradas, los efectos de la temperatura están esencialmente mitigados, permitiéndonos además observar regiones frías, y evitando el problema de tener una buena estimación de la temperatura y densidad de los electrones del gas ionizado. La gran variedad de líneas de emisión observables en el rango infrarrojo no solo nos permite realizar estudios de la composición química, también nos proporciona herramientas adicionales para determinar las fuentes de ionización dominantes. Esta tesis presenta un análisis detallado del uso de las líneas de emisión infrarrojas para realizar estudios de evolución química basados en la composición de la fase gaseosa del medio interestelar. Por medio de las bases de datos con información de misiones dedicadas al rango infrarrojo, mostramos el potencial de las líneas de emisión infrarrojas para misiones presentes (JWST, ALMA) y futuras (METIS). Presentamos la técnica que hemos desarrollado basada en modelos de fotoionización (HIICHI- Mistry-IR), que sige una robusta metodología cuya válidez ya ha sido demostrada en otros rangos espectrales (óptico y ultravioleta), y que puede ser aplicada tanto a galaxias dominadas por formación estelar como por Núcleos Activos. Hemos estructurado la tesis como una transición desde el rango óptico hasta el infrarrojo. En los primeros capítulos mostramos las limitaciones de los estudios ópticos para determinar la correcta fuente de ionización de la fase gaseosa del medio interestelar por medio de estudios de unidad integral de campo espectroscópico en galaxias que contienen Núcleos Activos de baja luminosidad (cuya naturaleza es aún incierta). Nuestro análisis de las regiones centrales muestra que incluso con las limitaciones de los estudios ópticos, se pueden realizar análisis de la historia de enriquecimiento químico de las galaxias si se utiliza una metodología consistent que permite estudiar la composición química por medio de elementos primarios (oxígeno) y secundarios (nitrógeno). Además, el análisis de los gradientes radiales de abundancias químicas refuerza esta idea. En los siguientes capítulos, mostramos el uso de nuestro método para el estudio de líneas de emisión en el infrarrojo, demostrando que este rango espectral ofrece una robusta estimación no solo del contenido en oxígeno y nitrógeno, sino también de azufre que se supone está mucho menos afectado por depleción en polvo, y cuya abundancia relativa al oxígeno es útil para determinar el impacto de la depleción y si la nucleosíntesis de ambos elementos sigue la tendencia esperada (es decir, que es constante). También aplicamos nuestra metodología a una muestra de galaxias luminosas en el infrarrojo que están caracterizadas por grandes cantidades de polvo que enmascaran los procesos de formación estelar. Obtenemos que, a diferencia de lo que indicaban los estudios ópticos, la gran mayoría no se desvían de las relaciones obtenidas para galaxias en el Universo local, y que el contenido en nítrogeno es crucial para determinar el nivel de enriquecimiento químico en galaxias que sufren de fuertes procesos hidrodinámicos (como ocurre en la fase de zambullido químico). En resumen, estos resultados destacan la importancia de los estudios basados en el rango infrarrojo en los próximos años para complementar nuestra perspectiva de la evolución química de las galaxias, entendiendo las posibles diferencias que pueden surgir como consecuencia de las diferentes fuentes de ionización que dominan la actividad de las mismas