Assembly of void galaxies: Star formation and molecular gas

Abstract

Galaxies in the Universe are distributed in a web-like structure characterised by different large-scale environments: dense clusters, elongated filaments, sheet-like walls, and under-dense regions, called voids. The low number density of galaxies in voids is expected to affect the properties of their galaxies. Void galaxies are essential to understand the physical processes that drive galaxy evolution as they are less affected by external factors than galaxies in denser environments. Previous studies have shown that galaxies in voids are on average bluer, less massive, and have later morphologies than galaxies in denser environments. However, there is no consensus about the star formation properties of void galaxies, and it has never been observationally proven that their star formation histories are significantly different from those in filaments, walls, and clusters. The Calar Alto Void Integral-field Treasury surveY (CAVITY) project was started to fill this gap by studying in detail a sample of around 300 void galaxies with integral field spectroscopy. In this thesis, as a preparatory study of the CAVITY project, we analyse stellar populations in the centre of void galaxies to derive the star formation history, which describes the rate at which the galaxies have assembled their stars; and the average stellar metallicity, which traces the accumulated fossil record of star formation through out the entire life of the galaxies. In addition, we also analyse the star formation rate, molecular gas mass, and star formation efficiency of void galaxies as tracers of their current and potential star formation. Comparing the star formation rate, molecular gas, star formation efficiency, star formation history, and stellar metallicity of galaxies in various environments, including voids, filaments, walls, and clusters, can provide valuable insights into how the large-scale environment impacts galaxy evolution. We present the first molecular gas mass survey of void galaxies, together with data for the atomic gas mass and star formation rate (SFR) from the literature. We compare with galaxies in filaments and walls in order to better understand how the molecular gas mass and SFR are related to the large-scale environment. We observed with the IRAM 30 m telescope the CO(1 − 0) and CO(2 − 1) emission of 20 void galaxies selected from the Void Galaxy Survey, with a stellar mass range from 108.5 to 1010.3 solar masses. We detected 15 objects in at least one CO line. We compared the molecular gas mass, the star formation efficiency (SFE), the atomic gas mass, the molecular-toatomic gas mass ratio, and the specific star formation rate (sSFR) of the void galaxies with two control samples of galaxies in filaments and walls, selected from xCOLD GASS and EDGE-CALIFA, for different stellar mass bins. In general, we do not find any significant difference in the molecular and SFR between void galaxies and galaxies in filaments and walls, but some tentative differences emerge for some other parameters when trends with stellar mass are studied. The SFE of void galaxies seems lower than in filament and wall galaxies for low stellar masses. In addition, it appears that there is a trend of increasing deficiency in the atomic gas content in void galaxies compared to galaxies in filaments and walls for higher stellar masses, accompanied by an increase in the molecular-to-atomic gas mass ratio. However, all trends with stellar mass are based on a low number of galaxies and need to be confirmed for a larger sample of galaxies. This study can be considered the starting point and trigger of the CO-CAVITY subproject within CAVITY, aimed at providing comprehensive information of the molecular gas content of the CAVITY galaxies. We also present the first stellar population comparison between galaxies in different large-scale environments for a stellar mass range from 108.0 to 1011.5 solar masses and a redshift range of 0.01 < z < 0.05. We aim to better understand how the large-scale structure affects galaxy evolution by studying the star formation history and the stellar massmetallicity relation of thousands of galaxies, which allows us to make a statistically sound comparison between galaxies in voids, filaments, walls, and clusters. We apply non-parametric full spectral fitting techniques (pPXF and STECKMAP) to 10807 spectra from the SDSS-DR7 (987 in voids, 6463 in filaments and walls, and 3357 in clusters) to obtain their stellar populations (stellar mass, age, and metallicity) and derive their SFH and mass-weighted average stellar metallicity. We find that void galaxies have had, on average, slower star forma tion histories than galaxies in denser large-scale environments. We find two main star formation history types, which are present in all the environments: ‘short-timescale’ galaxies are not affected by their large-scale environment at early times but only later in their lives; ‘long-timescale’ galaxies have been continuously affected by their environment and stellar mass. Both types have evolved slower in voids than in filaments, walls, and clusters. We also find that galaxies in voids have on average slightly lower stellar metallicities than galaxies in filaments and walls, and much lower than galaxies in clusters. These differences are more significant for low-mass than for high-mass galaxies, for ‘long-timescale’ than for ‘short-timescale’, for spiral than for elliptical, and for blue than for red galaxies. In this thesis, it is confirmed that the large-scale environment affects galaxy evolution slowing down the star formation history and reducing the stellar metallicity of void galaxies compared to galaxies in filaments, walls, and clusters. In addition, it seems that there are no significant differences with respect to the molecular gas, star formation rate, and star formation efficiency between galaxies in different large-scale environments. However, these last results need to be confirmed for a larger sample of void galaxies.

Las galaxias se distribuyen en el Universo describiendo una estructura similar a una red, caracterizada por diferentes ambientes a gran escala: cúmulos densos, filamentos alargados, muros laminares y regiones de baja densidad llamadas vacíos. Se espera que la baja densidad de los vacíos afecte a las propiedades de sus galaxias. Las galaxias de vacíos son esenciales para comprender los procesos físicos que impulsan la evolución de las galaxias, ya que se ven menos afectadas por factores externos que las galaxias en ambientes más densos. Estudios previos han mostrado que las galaxias de vacíos son, en promedio, más azules, menos masivas y tienen morfologías de tipo más tardío que las galaxias en ambientes más densos. Sin embargo, no hay un consenso sobre sus propiedades de formación estelar y nunca se ha demostrado observacionalmente que las historias de formacíon estelar en vacíos sean significativamente diferentes a las de filamentos, muros y cúmulos. El proyecto Calar Alto Void Integral-field Treasury surveY (CAVITY) comenzó con el objetivo de responder estas dudas estudiando en detalle una muestra de alrededor de 300 galaxias en vacíos con datos espectrales de campo integrado. En esta tesis, como estudio preparatorio del proyecto CAVITY, analizamos sus poblaciones estelares para calcular la historia de formaci ón estelar, que describe la velocidad a la que las galaxias han ensamblado sus estrellas; y la metalicidad estelar promediada, que traza el registro fósil acumulado de la formación estelar a lo largo de toda la vida de las galaxias. Además, también analizamos la tasa de formación estelar, la masa de gas molecular y la eficiencia de formación estelar de las galaxias de vacíos como indicadores de su formación estelar actual y potencial. Comparar la tasa de formación estelar, el gas molecular, la eficiencia de formación estelar, la historia de formación estelar y la metalicidad estelar de las galaxias en varios ambientes, incluyendo vacíos, filamentos, muros y cúmulos, puede proporcionar información valiosa sobre cómo el ambiente a gran escala afecta a la evolución de las galaxias. En esta tesis presentamos el primer estudio de masa de gas molecular en galaxias de vacíos. Comparamos estos datos junto con datos de masa de gas atómico y tasa de formación estelar (SFR, por sus siglas en inglés) obtenidos de la literatura, con respecto a las galaxias en filamentos y muros, con el fin de entender mejor cómo se relaciona el gas molecular y la formación estelar con el ambiente a gran escala. Observamos en el telescopio de 30 m del IRAM la emisión de CO(1 − 0) y CO(2−1) de 20 galaxias en vacíos seleccionadas del Void Galaxy Survey, con un rango de masa estelar de 108.5 a 1010.3 masas solares. Detectamos 15 objetos en al menos una línea de CO. Comparamos la masa de gas molecular, la eficiencia de formación estelar (SFE), la masa de gas atómico, la relación entre la masa de gas molecular y atómico, y la tasa de formación estelar específica (sSFR) de las galaxias de vacíos con dos muestras de control de galaxias en filamentos y muros, seleccionadas de xCOLD GASS y EDGE-CALIFA, para diferentes intervalos de masa estelar y teniendo en cuenta la tasa de formación estelar. Este estudio se puede considerar el punto de partida y detonante del subproyecto CO-CAVITY dentro del proyecto CAVITY, cuyo objetivo es aportar información general sobre el contenido de gas molecular de las galaxias de CAVITY. En general no encontramos ninguna diferencia significativa en la masa de gas molecular o en la tasa de formación estelar entre las galaxias de vacíos y las galaxias en filamentos y muros. Sin embargo, surgen algunas diferencias tentativas para otros parámetros cuando se estudian las tendencias con la masa estelar. La SFE de las galaxias de vacíos parece ser menor que en las galaxias en filamentos y muros para masas estelares bajas, y parece que hay una deficiencia de Hi en las galaxias en vacíos en comparación con las galaxias en filamentos y muros para altas masas estelares, acompañada de un aumento en la relación entre la masa de gas molecular y atómico. Sin embargo, todas las tendencias con la masa estelar se basan en un número bajo de galaxias y deben confirmarse para una muestra de galaxias más grande. También presentamos la primera comparación de poblaciones estelares entre galaxias en diferentes ambientes a gran escala para un rango de masa estelar de 108.0 a 1011.5 masas solares y un rango de corrimiento al rojo de 0.01 < z < 0.05. Nuestro objetivo es comprender mejor cómo la estructura a gran escala afecta a la evolución de las galaxias mediante el estudio de la historia de formación estelar y la relación masa-metalicidad estelar de miles de galaxias, lo que nos permite realizar una comparación estadísticamente significativa entre galaxias en vacíos, filamentos, muros y cúmulos. Aplicamos técnicas no parametrizadas de ajuste espectral completo (pPXF y STECKMAP) a 10807 espectros del SDSS-DR7 (987 en vacíos, 6463 en filamentos y paredes, y 3357 en cúmulos) para obtener sus poblaciones estelares (masa estelar, edad y metalicidad) y calcular las historias de formación estelar (SFH) y las metalicidad estelar media pesada en masa. En esta tesis mostramos que, en promedio, las galaxias de vacíos han tenido historias de formación estelar más lentas que las galaxias en ambientes más densos. Encontramos dos tipos principales de historias de formación estelar presentes en todos los ambientes: las galaxias con SFH de ‘corta escala de tiempo’ no se ven afectadas por su ambiente a gran escala en etapas tempranas, sino sólo más tarde en sus vidas; las galaxias con SFH de ‘larga escala de tiempo’ han sido continuamente afectadas por su ambiente y masa estelar. Ambos tipos han evolucionado más lentamente en los vacíos que en los filamentos, muros y cúmulos. También encontramos que las galaxias de vacíos tienen, en promedio, ligeramente menor metalicidad estelar que las galaxias de filamentos y muros, y mucho menor que las galaxias de cúmulos. Estas diferencias son más significativas para galaxias de baja masa que para galaxias de alta masa, para SFH de ‘larga escala de tiempo’ que para SFH de ‘corta escala de tiempo’, para espirales que para elípticas, y para azules que para rojas. En esta tesis confirmamos que el ambiente a gran escala afecta a la evolución de las galaxias ralentizando la historia de formación estelar y reduciendo la metalicidad estelar de las galaxias de vacíos en comparación con las galaxias de filamentos, muros y cúmulos. Además, parece que las galaxias de vacíos no presentan diferencias en el contenido de gas molecular, la tasa de formaci´on estelar, ni la eficiencia de formaci´on estelar en comparaci´on con galaxias en ambientes m´as densos. Sin embargo, es necesario confirmar estos últimos resultados para una muestra más grande de galaxias en vacíos.