Lezione n. 22

Confronto con proprieta delle galassie ad alto redshift.
Richiamo risultati osservativi
Ci confrontiamo ora in dettaglio con le proprieta delle galassie ad alto redshift.
In particolare
1) Funzioni di luminosita in bande UV e B: richiamiamo risultati osservativi e
mostriamo che i modelli sono in grado di riprodurre la distribuzione di
luminosita (e quindi di formazione stellare) delle galassie tra z=3 e z=0
2) Funzioni di luminosita in banda K (e quindi di massa stellare formata) :
richiamiamo risultati osservativi e mostriamo che la massa stellare gia
assemblata in galassie massive a z=2 non e riproducibile dai modelli se
non viene considerato il modo impulsivo di formazione stellare
formazione stellare impulsiva determinante a z>3.5-4.
Richiamo risultati osservativi su distribuzione di Luminosita UV
(e quindi di Form. Stellare) a z=3-4: Ly-break galaxies
L emissione nella banda
osservata R (6800 )
corrisponde a emissione UV
(1770 ) nel sistema
della sorgente.
La Lumin. UV e
1) direttamente collegata allo SFR
LUV
A
SFR
erg s
1
M yr
dove A=8 1027 a 1500
1
Hz
per una IMF di Salpeter
2) fortemente assorbita da polveri
La luminosita UV
(e quindi lo SFR)
a z 3 e da 20 a 50
volte piu alta di quella
locale
1
Evoluzione della luminosita : band B
and UV: confronto con modelli
-Luminosita UV e banda B ~
tasso formazione stellare istantanea
-Il numero di oggetti massivi decresce
con z (hierarchical clustering)
- La formazione stellare aumenta
fortemente con z. Questo effetto
controbilancia e supera il primo
N(M)
Z=0
Z=3
N(L)
M
Z=3
ML B
m*
A redshift maggiori, la formazione stellare predetta nelle galassie massive e
inferiore a quella misurate se nei modelli non viene inclusa la formazione
stellare impulsiva.
P.es. se consideriamo la densita di luminosita UV UV contribuita da tutte le galassie
brillanti (nella figura quelle con mZ<25,5) otteniamo una sottostima della densita misurata
a z>3.5 da parte dei modelli
UV
N ( LUV ) LUV dLUV
Poiche abbiamo visto che la lumin.
UV e un indice di formazione stellare
possiamo concludere che i modelli
che non includono la formazione
stellare impulsiva sottostimano la
formazione stellare in galassie massive
a z>3.5
mZ<25.5
Funzione di massa stellare: richiamo risultati osservativi
N (m* , z )
Debole evoluzione fino
a z=1.3.
A z maggiore rapida
evoluzione dei sistemi
piu massivi.
Downsizing evolutivo.
Sistemi piu massivi
evolvono meno di quelli
meno massivi a z<1.3
Sistemi piu massivi
hanno subito una
evoluzione piu rapida
ad alto redshift.
Funzione di massa stellare:
confronto con modelli
A z ~ 1.5 modelli senza
bursts sottostimano la
massa totale in stelle negli
aloni massivi
Meccanismo addizionale di
formazione stellare deve
essere al lavoro per
aumentare il tasso di
formazione stellare a z 4
Data: Fontana et al 03
MZ<25
L evoluzione della densita di massa stellare: richiamo risultati osservativi
evoluzione di densita tipica del clustering gerarchico (la massa delle galassie
aumenta con il tempo).Assemblaggio graduale di massa stellare nelle galassie.
*
N (m* )m*dm*
estimates from
Glazebrook et al. (GDDS)
Rudnick et al. (FIRES)
Dickinson et al. (HDFN)
Fontana et al. (K20)
Bell et al. (COMBO)
Sebbene l andamento qualitativo sia quello predetto, quando si va a considerare
il contributo alla densita di massa stellare fornito dalle sole galassie massive
(curve nera e rossa) nei modelli senza formazione stellare impulsiva si nota che
essi sottostimano (rispetto alle osservazioni) la massa stellare formata ad alto redshift
in oggetti massivi
La funzione di Luminosita : banda B
La luminosita in questa banda e legata al tasso istantaneo di
formazione stellare
MZ<25
L emissione alle lungh. d onda
lunghe e debolmente dipendente dal
tempo
t
S
m* (t t' )
(t' ) dt'
0
(t' ) const
t
S
m* (t t' ) dt' m*
0
Evoluzione della funzione di luminosita in banda K
luminosita banda K~ massa
totale in stelle formata ad un
dato tempo
A z ~ 1.5 modelli senza
bursts sottostimano
luminosita K ( e quindi la
massa totale in stelle)
negli aloni massivi
Meccanismo addizionale
di formazione stellare
deve essere al lavoro
per aumentare il tasso di
formazione stellare a z 4
Conclusioni derivanti dal confronto tra modelli e osservazioni relativo alle
galassie ad alto redshift.
1) il tasso di formazione stellare delle galassie osservate e ben riprodotto dai modelli
nell intervallo di redshift da z=0 a z=3.5
2) Diversi osservabili
a) densita di luminosita UV a z>3.5
b) funzione di massa stallare a z>2
c) funzione di luminosita in banda K a z>1.5
d) densita di massa stellare assemblata in galassie massive (con masse in
stelle M*>1011 M )
indicano che i modelli che non includono la formazione stellare impulsiva
sottostimano la formazione stellare ad alto redshift z>3.5 nei progenitori delle
galassie massive (con conseguente sottostima, a z~ 2 della massa stellare gia
assemblata nelle galassie massive)
La formazione stellare impulsiva gioca un ruolo fondamentale per la evoluzione ad
alto redshift (z>3.5) dei progenitori delle galassie massive (masse finali M*>1011 M )
Abbiamo gia visto che ad alto redshift ci aspettiamo frequenti incontri tra galassie
(dovuti alla maggiore densita ) e in particolar modo per le galassie massive (che
hanno sezioni d urto maggiori)
frequenza incontri:
1
FlyBy
Durata
2
n ( rtidal
) Vrel
1
r
Vrel / rtidal
Inoltre abbiamo visto che le interazioni sono in grado do convertire in tempi di 10 Myr
una frazione f da 10 % (nei minor merging) a 100 % (nei major merging) del gas cold
Frazione di gas cold destabilizzato da interazioni tra
galassie
f ( v, V )
1
2
j
j
Mihos & Hernquist 1996
1 m' rd vd
2 mbV
Perdita mom. angolare
del gas in una singola
interazione
Possiamo introdurre l effetto della formazione stellare impulsiva nei modelli
1
2
f (v, V )
j
j
Frequenza degli Starbursts
1
Tasso di conversipone di gas in
stelle negli Starbursts
2
n ( rtidal
) Vrel
FlyBy
Aumenta Fortemente con z a causa di
1
FlyBy
r
R
2
Vrel
R
r
R
1 m' rd vd
2 mbV
n2 1 / R
1
m* ( v , t )
3
3
4
f mcold
Aumenta fortemente con z
maggiore m /m
dyn
Maggiore vd/V ratio
Maggiore rapporto r/R
Minore r~(1+z)-1/2
Mionre r~(1+z)-1/2
r
Maggiore massa gas cold
Aumenta
con z
f 0.01
La Formazione stellare
impulsiva (Bursts)
Rilevanti per la formazione
stellare in galassie massive
ad alto redshift
Valori fino a 103M yr
A volte causano la completa
conversione di tutto il
gas disponibile: in tal caso
la formazione stellare crolla
a zero (EROs).
Integrando sul tempo,
la frazione di massa stellare
formata attraverso il modo
impulsivo e 20-30 % del
totale a z=0.
EROs
L effetto degli Starbursts sulla densita di luminosita UV
La formazione stellare impulsiva aumenta la formazione stellare ad alto redshift
(z>3) in oggetti massivi, riportando le predizioni per la densita di lumin. UV di
galassie brillanti (con mZ <25.5 regione blu, con L>0.2 L* , curva blu) in buon accordo
con le osservazioni (punti in nero mZ<25.5 punti neri, con L>0.2 L* punti blu).
Cold Gas destabilizato da
interazioni diminuisce
fortemente da z=3 a z=0
Ad alto z e destabilizzata
una consistente frazione
(10-100 %) del gas
Forti starbursts sono
aspettati a z > 3-4
Data from Giavalisco et al. 03
L effetto degli Starbursts indotti
da interazioni sulla funzione di
luminosita in banda K:
aumento della formazione
stellare a z>3.5 nei progenitori
di galassie massive fa si che, a
z ~ 2, la massa stellare
assemblata nelle galassie
massive (M>1011 M ) sia
comparabile a quella
osservata.
Nella figura:
predizioni modello senza
formazione stell. impulsiva
(curva gialla) e con formaz.
stellare impulsiva (curva
celeste) sono confrontate con
risultati osservativi da
Pozzetti et al. 2002).
1/3 delle galassie massive sono
gia assemblate a z 2
~ 80% at z=1
~ 35% at z=2
~ 10-35% at z=3
Data from:
Brinchmann & Ellis00
Dickinson+03
Fontana+03
Drory+04
Fontana+04
Glazebrook+04
Analogamente, l inclusione della formazione stellare impulsiva permette di
riprodurre la densita di massa stellare assemblata in galassie massive
(curva rossa) a z>2 (dati da Fontana et al. 2004).
I l Quadr o Gener ale
A z > 2.5
3
-Eicace cooling (basse T viriale 105 K, alte densita )
-rapidi merging, frequenti interazioni permettono continua acquisizione di gas
negli aloni delle galassie.
Abbondante
2
-alta form. stell ( 10 M /yr), specialmente in aloni formati in zone sovradense
emissione B/ UV
(BIASED) del campo di densita (progenitori di galsssie massive o di membri
Ly-break glxs
di ammassi di galassie).
-Formaz. Stell. auto-regolata in aloni di piccola massa (M<109 M ) dovuta
all effetto del feedback
preferenzialmente in aloni
-Frequenti incontri continuamente destabilizzano una frazione
massivi con sezioni d urto
sostanziale del gas inducendo:
maggiori
-veloce accrescimento di BH: QSO emettono luminosita vicine
al limite di Eddington
- Potenti starbursts (fino a 103 M / yr)
1/3 della massa stellare in
- Costruzione di garn parte della contenuto stellare delle galassie massive
galassie con M*>1010 M
e gia formata a z 2
A z < 2.
i) La formazione e il merging delle galassiediminuiscono fortemente
ii) Accrezione di piccoli aloni su progenitori molto piu massivi
iii) declino della frazione f
j / j di gas che alimenta BH o StarBursts
iv) esaurimento del gas fredd in galassie massive
(originate dal merging di aloni collassatiin regioni biased di
alta densita dove la maggior parte del gas e stata gia convertita
in stella)
v) Aloni meno massivi (MDM < 5 1011 M ) ancora formino stelle
vi) La attivita degli tarbursts crolla specialmente in systemi massivi
- QSO sono alimentati solo occasionalmente da rare interazioni
- L emissione degli AGN crolla a L~ 10-2 LEddington
Sorgere della bimodalita nelle
proprieta della pop. di galassie
Galassie massive (MDM > 1013 M )
subiscono una evoluzione passiva (colori
rossi). Formazione stellare residula in
galassie meno massive (tassi 0.1 1 M /yr)
che conservano parte del gas cold (colori blu)
Alcuni aspetti e problemi aperti:
Come abbiamo visto, l abbondanza di galassie massive e con popolazioni stellari
evolute e un test particolarmente sensibile dei modelli cosmologici di formazione
delle galassie.
Da una lato, essi predicono una abbondanza di oggetti massivi che decresce con
l aumentare del redshift (perturbazioni su scala maggiore collassano successivamente
alle perturbazioni che coinvolgono le piccole scale). Allo stesso tempo, DATA una
galassia massiva ad alto redshift, essa e formata da una regione particolarmente
sovradensa (biased) del campo di perturbazioni e, come tale, i suoi progenitori hanno
avuto una formazione stellare particolarmente precoce (e quindi, le popolazioni stellari
da essa ospitate sono evolute).
L abbondanza di oggetti estremamente
rossi a z>1.5 e quindi un test importante
per le teorie cosmologiche di formazione
delle galassie. Abbiamo gia incontrato
questi oggetti (EROs, R-K>5, con colori piu
rossi di una tipica ellittica a z=1.5-2.5 vedi
figura); la loro elevata abbondanza non e
facilmente spiegabile dagli attuali modelli;
si richiederebbe infatti di avere delle
galassie massive che, a z~1.5 hanno
completamente finito la loro fase di
formazione stellare. Sebbene alcuni di
questi oggetti siano ottenuti nei modelli
(vedi la figura sotto), specialmente dopo
una intensa attivita di formazione stellare
impulsiva, la loro abbondanza nella
distribuzione in colore (vedi prossime
pagine) richiede la presenza di un ulteriore
meccanismo
in
grado
di
fermare
completamente la formazione stellare in
questi oggetti.
La immissione di energia nel mezzo
interstellare da parte dei Nuclei Galattici
Attivi rappresenta al momento il miglior
candidato.
Evoluzione passiva colori
galassie early-type
Oggetti che a z>1.5 hanno
R-K > 5 hanno colori piu rossi
di quelli corrispondenti ad una
ellittica locale che e evoluta
passivamente. Possono essere
1) oggetti fortemente assorbiti
2) galassie con popolazioni
stellari evolute e formazione
stellare finita gia a z>2
McCarthy 04, Cimatti 04,
Daddi 05)
EROs
Abbondanza degli Extremely Red Objects a 1<z<2.5: in almeno meta dei casi
(vedi Daddi et al. 2002) si tratta di oggetti con popolazioni stellari e evolute e con
completa interruzione della formazione stellare.
Nella prossima pagina:
Simulazione di alimentazione di Nuclei Galattici Attivi (AGN) da gas destabilizzato
durante un major merging tra due galassie (Di Matteo et al. 2005).
Il Nucleo Galattico Attivo e costituito da un buco nero supermassivo di massa
108 M che accresce materiale (gas cold) destabilizzato dalla interazione ad un
tasso dmacc/dt..
La luminosita emessa L= ((dmacc/dt) c2 ~ 1045 erg/s corrisponde ad una efficienza
di conversione massa-energia
0.1; nella simulazione si assume che una
frazione dello 0.05 %della energia emessa sia scaricata nel mezzo interstellare.
Il feedback immissione di parte dell energia prodotta da parte dell AGN
e in grado di rimuovere totalemente il gas presente, fermando definiitivamente
la formazione stellare.
Tali eventi di merging sono piu frequenti ad alto redshift; di consequenza e
possibile che l alimentazioe di AGN durante questi eventi porti alla soppressione
della formazione stellare gia a z>1.5-2 come nel caso degli EROs corrispondenti
a popolazioni stellari con evoluzione passiva.
La grande maggioranza di (forse tutte) le galassie locali ospitano nel nucleo un
buco nero supermassivo, che si pensa si sia accresciuto ad alto redshift durante una
fase attiva di accrescimento di gas corrispondente alla fase di AGN.
La massa del BH centrale e proporzionale alla massa del bulge della galassia ospite
(Ferrarese & Merrit, Gebhardt et al.). Lo scatter e estremamente ridotto.
Cio indica uno stretto legame tra la crescita dei BH supermassivi e la formazione delle
galassie.
La descrizione della formazione e della crescita di Buchi Neri Supermassivi all interno
delle teorie cosmologiche di formazione delle galassie rappresenta uno dei principali
obiettivi della attuale ricerca teorica nel campo della formazione delle galassie.