The Role of AGN Feedback in Galaxy Formation

206 Pages·2016·4.3 MB·English

Thése de Doctorat
de l’Université Pierre et Marie Curie
École Doctorale d’Astronomie & Astrophysique d’Îl-de-France
Institut d’Astrophysique de Paris
The Role of AGN Feedback in
Galaxy Formation
Présentée par
Rebekka Bieri
Institute Lagrange de Paris Fellow
Thèse dirigée par :
Prof. Dr. Joseph Silk
Dr. Gary A. Mamon
Dr. Yohan Dubois
Et soutenue septembre 2016 devant un Jury composé de :
Prof. Dr. Lars Hernquist Rapporteur
Prof. Dr. Tiziana di Matteo Rapporteur
Prof. Dr. Benoit Semelin Président du Jury
Dr. Thorsten Naab Examinateur
Prof. Dr. Romain Teyssier Examinateur
Prof. Dr. Joseph Silk Directeur de thèse
Dr. Yohan Dubois Directeur de thèse
Paris 2016

i

Abstract
Supermassiveblackholes(SMBHs)areknowntoresideinthecentresofmostlargegalaxies.
The masses of these SMBHs are known to correlate with large-scale properties of the host
galaxy suggesting that the growth of the BHs and large-scale structures are tightly linked.
A natural explanation for the observed correlation is to invoke a self-regulated mechanism
involving feedback from Active Galactic Nuclei (AGN).
The focus of this thesis is on the interactions between AGN outflows and the ISM and
how the feedback impacts the host galaxy. In particular, it focuses on the two possible
mechanism of outflows, namely, outflows related to AGN jets and outflows produced by
AGN radiation.
High resolution, galaxy scale hydrodynamical simulations of jet-driven feedback have
shown that AGN activity can over-pressurise dense star-formation regions of galaxies and
thus enhance star formation, leading to a positive feedback effect. I propose, that such
AGN-induced pressure-regulated star formation may also be a possible explanation of the
high star formation rates recently found in the high-redshift Universe.
In order to study in more detail the effects of over-pressurisation of the galaxy, I have
performed a large set of isolated disc simulations with varying gas-richness in the galaxy.
I found that even moderate levels of over-pressurisation of the galaxy boosts the global
star formation rate by an order of magnitude. Additionally, stable discs turn unstable
which leads to significant fragmentation of the gas content of the galaxy, similar to what
is observed in high-redshift galaxies. The observed increase in the star formation rate of
the galaxy is in line with theoretical predictions.
Ihavealsostudiedindetailhowradiationemittedfromathinaccretiondiscsurrounding
the BH effectively couples to the surrounding ISM and drives a large scale wind. Quasar
activity is typically triggered by extreme episodes of gas accretion onto the SMBH, in
particular in high-redshift galaxies. The photons emitted by a quasar eventually couple to
thegasanddrivelargescalewinds. Inmosthydrodynamicalsimulations,quasarfeedbackis
approximatedasalocalthermalenergydepositwithinafewresolutionelements,wherethe
efficiency of the coupling between radiation of the gas is represented by a single parameter
tuned to match global observations.
In reality, this parameter conceals various physical processes that are not yet fully un-
derstood as they rely on a number of assumptions about, for instance, the absorption of
photons,meanfreepaths,opticaldepths,andshielding. Tostudythecouplingbetweenthe
photons and the gas I simulated the photon propagation using radiation-hydrodynamical
equations(RHD),whichdescribetheemission,absorptionandpropagationofphotonswith
the gas and dust. Such an approach is critical for a better understanding of the coupling
between the radiation and gas and how hydrodynamical sub-grid models can be improved
in light of these results.
The simulations show that high luminosity quasars are indeed capable of driving large-
scale high-velocity winds. Infrared radiation is necessary to efficiently transfer momentum
to the gas via multi-scattering on dust in dense clouds. The typical number of multi-
scatterings is only about a quarter of the mean optical depth around the BH and declines
quickly as the central gas cloud expands and breaks up, allowing the radiation to escape
through low density channels.
Keywords: galaxies: formation — galaxies: evolution – galaxies: high-redshift —
galaxies: ISM — galaxies: active — methods: numerical
iii

Résumé
L’objectif de ma thèse porte sur les interactions entre les noyaux actifs de galaxies et le
milieu interstellaire des galaxies. En particulier, je mets l’accent sur les deux mécanismes
possibles responsables de la production des vents par les trous noirs : les jets et les vents
produits par le rayonnement de ces trous noirs.
Lessimulationshydrodynamiquesdehauterésolutiondesgalaxiescomprenantlarétroac-
tiond’unjetontmontréquel’activitédesnoyauxactifspeutconduireàunepressionexces-
sive sur les régions denses de formation stellaire dans les galaxies, et donc à augmenter la
formation d’étoiles, conduisant à un effet positif de rétroaction. Je montre que ces noyaux
actifs induits par pression régulée et formation d’étoiles peuvent aussi être une explica-
tion possible des taux de formation stellaire élevés observés dans l’Univers à haut décalage
spectral.
De plus, j’ai également étudié en détails comment le rayonnement émis à partir d’un
disque d’accrétion autour du trou noir agit efficacement avec le milieu interstellaire et
entraîne un fort vent galactique, en simulant la propagation des photons à partir des
équations hydrodynamiques du rayonnement.
Les simulations montrent que la grande luminosité d’un quasar est en effet capable de
conduire des vents à grande échelle et à grande vitesse. Le rayonnement infrarouge est
nécessaire pour transérer efficacement le gaz par multi-diffusion sur la poussière dans les
nuages denses. Le nombre typique de multi-diffusion diminue rapidement quand le nuage
central de gaz central se dilate et se rompt, ce qui permet au rayonnement de s’échapper
à travers les canaux à faible densité.
Motsclés: galaxies: formation—galaxies: évolution—galaxies: hautdécalagespectral
— galaxies: milieu interstellaire — galaxies: actives — méthodes: numériques
v
Contents
Contents vi
List of Figures ix
List of Tables xii
1 Introduction 1
2 The Formation of Galaxies 7
2.1 Dark Matter Statistics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.1.1 Spherical Top-Hat Collapse Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.1.2 The Halo Mass Function . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.2 N-body Simulations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.2.1 Comparing N-body Simulations with Observations . . . . . . . . . . 15
2.3 Including the Baryons into the Picture . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.3.1 Physics of the Interstellar Medium . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3.1.1 Radiative Cooling and Heating . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3.1.2 Star Formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.3.2 Feedback Processes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.3.3 Comparing Hydrodynamical Simulations with Observations . . . . . 24
2.4 Active Galactic Nuclei . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.4.1 Classification of AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
2.4.2 Correlating the AGN power to the Accretion Rate and AGN mode . 34
2.4.3 Radio Galaxies and Jets . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
2.4.4 Quasars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
2.4.5 Positive or Negative Feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
2.4.5.1 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
2.4.5.2 Theoretical Work . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
3 Numerical Modeling of Galaxies 49
3.1 Collisionless N-body systems . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
3.1.1 Particle-Mesh Method . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.2 Collisional Systems . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3.2.1 Deriving the Fluid Equations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3.2.2 Different Approaches to solve the Fluid Equations . . . . . . . . . . 55
3.2.3 Discretising the Fluid to solve it on a Grid. . . . . . . . . . . . . . . 56
3.3 ramses: AnumericalN-bodyandHDcodeusingadaptivemeshrefinement
(AMR) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.3.1 Adaptive Mesh Refinement structure . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.3.2 Time-stepping Scheme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
3.4 Sub-grid physics to study galaxy formation and evolution . . . . . . . . . . 63
3.4.1 Radiative Cooling and Heating . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
3.4.2 Polytropic Equation of State . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
3.4.3 Star Formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
3.4.4 Supernova Feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
3.4.5 Black Hole Feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
3.5 Radiation-Hydrodynamics (RHD) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
vi
Contents
3.5.1 The Radiation-Hydrodynamics equations . . . . . . . . . . . . . . . 72
3.5.2 Moments of the RT equation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
3.5.3 The RHD equations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
3.5.4 Closing the Moment Equations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
3.6 Ramses-RT: An RHD extension to ramses to model propagation of photons 77
4 External pressure-triggering of star formation 81
4.1 Jet Propagation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
4.2 Playing with Positive Feedback: External Pressure-triggering of a Star-
forming Disk Galaxy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
4.2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
4.2.2 Simulation Set-up . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
4.2.3 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
4.2.3.1 Disc fragmentation and star formation history . . . . . . . 88
4.2.3.2 Mass Flow Rate . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
4.2.4 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
4.3 External pressure-triggering of star formation in a disc galaxy: a template
for positive feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
4.3.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
4.3.2 Simulation Set-up . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
4.3.2.1 Basic simulation scheme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
4.3.2.2 Application of external pressure . . . . . . . . . . . . . . . 97
4.3.3 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
4.3.3.1 Qualitative differences . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
4.3.3.2 Disc fragmentation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
4.3.3.3 Star formation history . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
4.3.3.4 Clump properties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
4.3.3.5 The galaxy’s mass budget . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
4.3.3.6 The star formation rate . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112
4.3.3.7 The Kennicutt-Schmidt relation . . . . . . . . . . . . . . . 114
4.3.4 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116
4.3.5 Appendix . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117
4.3.5.1 Bipolar pressure increase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117
4.3.5.2 Effects of supernova feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . 117
4.3.5.3 Convergence Studies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118
5 Feedback from Radiatively-driven AGN Winds 123
5.1 Setting up the initial two-phase density distribution . . . . . . . . . . . . . 124
5.2 Outflows Driven by Quasars in High-Redshift Galaxies with Radiation Hy-
drodynamics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126
5.2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126
5.2.2 Methods . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
5.2.2.1 Initial Gas Density Distribution . . . . . . . . . . . . . . . 129
5.2.3 Radiation Hydrodynamics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
5.2.3.1 Modeling the Quasar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132
5.2.4 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134
5.2.4.1 Effects of Different Cloud Sizes . . . . . . . . . . . . . . . . 136
5.2.4.2 Qualitative Effects of Cloud Sizes . . . . . . . . . . . . . . 136
5.2.4.3 Effects of Different Photon Groups on the Cloud Evolution 144
vii
Contents
5.2.4.4 Efficiency of the Photon-Gas Coupling . . . . . . . . . . . . 147
5.2.5 Evolution of the Optical Depth . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148
5.2.5.1 Effects of the Quasar Position . . . . . . . . . . . . . . . . 152
5.2.5.2 Comparison between Different Luminosities . . . . . . . . . 153
5.2.6 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156
5.2.7 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
5.2.8 Appendix . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 159
6 Conclusions and Perspectives 161
6.1 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161
6.2 Future Prospects . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 163
Acknowledgements 167
Bibliography 171
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