proprietà osservative delle galassie ad alto z

Co-Evoluzione di
Galassie e Buchi Neri:
proprietà osservative delle
galassie ad alto z
M⊙ ). The ZAMS (zero age main sequence) is the
f birth in the HRD; evolution moves stars away from
n sequence. Depending on the mass, they explode as
collapse SN (for M ≥ 8M⊙ ) or end as a white dwarf
at different times, indicated in units of 109 years. The upper
main sequence is quickly depopulated by the rapid evolution
of massive stars, whereas the red giant branch is populated
over time
Vedi Lezione : Popolazioni Stellari
Inizialmente dominano le stelle
più massicce (emissione UV)
t [Gyr]
dopo ~107 yr, flusso <1000Å
diminuisce fino a sparire;
cresce NIR per evoluzione
stelle massicce a
(super)giganti;
108 - 109 yr forte emissione
NIR resta ma diminuisce
ancora quella ottica UV;
dopo 109 yr giganti rosse
determinano quasi tutta
emissione NIR;
dopo 3×109 yr, UV cresce per
stelle blu nella fase di ramo
orizzontale e per nane bianche
tra 4-13
Gyr evolve
molto poco of a stellar population with solar metallicity that was in7. a) Comparison
of the spectrum
of a main-sequence
stantaneously born a time t ago; t is given in units of 109
h a blackbody spectrum of equal effective temperature.
acity of the stellar atmosphere causes clear deviations
years
A. Marconi
delle Galassie 2014/2015
2
e Planck
spectrum in the UV/optical. Fisica
b) Spectrum
Vedi Lezione 3: Popolazioni Stellari
Evoluzione dello
spettro di una
popolazione stellare
(burst di 100 Myr)
starburst
post-starburst
galassie quiescenti
Notare l’enorme evoluzione in luminosità e l’arrossamento dello spettro
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
3
Vedi Lezione 3: Tasso di Formazione stellare
Più che lo SFR assoluto interessa lo SFR relativo allo SFR medio nel
passato della galassia oppure relativo alla massa in stelle della galassia
“birth rate parameter”
“specific SFR”
SFR
SFR
b=
=
hSFRipast
Mstars /tHubble
SFR
1
SSF R =
=
Mstars
τ = tempo richiesto per formare Mstar al rate osservato attualmente
Galassie quiescenti (e.g. ellittiche) hanno τ ≫ tHubble o SFR≪〈SFR〉past
→ Hanno formato il grosso delle stelle in passato con SFR molto maggiore
Galassie a spirale hanno τ >~ tHubble o SFR~<〈SFR〉past
→ Hanno avuto una storia di formazione stellare abbastanza costante
Galassie “starburst” hanno τ ≪ tHubble o SFR≫〈SFR〉past
→ Si trovano in un periodo di attività di SF eccezionalmente elevato
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
4
Galassie ad alto z
In immagini molto profonde di aree di cielo
prive di sorgenti galattiche è possibile, al
momento, rivelare la presenza di galassie
con redshift z ~0-6 ed oltre.
Modello che
riproduce la
fotometria: z e massa stellare
Per esempio è possibile misurare:
dimensioni e morfologia;
tasso di formazione stellare in corso (M⊙/yr;
calibrando emissione UV, emissione di righe
p.e. Hα, emissione Far-IR ovvero tutte
quantità che sono associate a formazione
stellare);
massa in stelle (facendo un fit della SED
con modelli sintetici).
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
5
Galassie ad alto z
Poche galassie z>1 note fino al 1995.
Spettroscopia di sorgenti al disopra di un
flusso minimo non praticabile per la debolezza
delle sorgenti:
R< 22 per z<0.5, per R>22 occorrevano
telescopi D>4m e molto tempo (pochi
MOS ...)
Ricerche principalmente con fotometria a
banda stretta per rivelare le righe di
emissione (Lyα); scarso successo fino metà
anni ‘90 per debolezza continuo e intensità
Lyα, oppure Lyα debole (polvere)
fenditure
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
6
Il metodo del “Lyman break”
acity
such
he ras less
ularly
f galcated
or diertain
Lyα. 9.7.
where
, the
their
shift.
metric
ra of
e eid by
H è elemento più abbondante,
grossa sigma per fotoionizzazione:
9.1 Galaxies at con
High Redshift
tutti i fotoni con λ < 912 Å sono assorbiti da H neutro nello stato
363 9. The Universe at High Redshift
fondamentale (nella galassia ospite)
358
anche il mezzo intergalattico contribuisce
assorbendo gran parte dei fotoni λ < 1216 Å
(transizione 1-2) e tutti i fotoni con λ < 912 Å;
l’assorbimento aumenta con z
una galassia ad alto z ha “break” a 1216 Å, e
praticamente nessuna emissione a λ < 912 Å
in particolare galassie con z>3 non avranno
emissione in U (metodo degli “U dropouts”)
Ly
limit
Lyα
Fig. 9.3. Top panel: a U-band drop-out galaxy. It is clearly de-
Il metodo del “Lyman break”
Il metodo degli “U dropouts” corrisponde ad una selezione in colore
z da verificare spettroscopicamente (telescopi con D>8m, eg Keck, VLT)
ma efficienza è molto alta (>1000 galassie a 2.5 < z < 3.5 fino al 2005)
Dagli spettri si vede che sono molto simili agli starburst a basso z, ma Lyα è
debole (assorbita internamente) → scarso successo survey a banda stretta
Lyman-break galaxies (LBG) sono caratterizzate
da forte emissione UV (rivelazione) e quindi
hanno molta formazione stellare; tipicamente
SFR ~ 10-100 M☉/yr
Mstar~ 109 - 1011 M☉
Lyman break galaxies
sono caratterizzate da
venti con velocità di
outflow fino a ~250 km/s
starburst locale
Selezione
per colore
starburst locale
I redshift fotometrici
Una tecniche alternativa per survey di galassie
ad alto z su grandi aree e oggetti troppo deboli
per la spettroscopia è data dai “redshift
fotometrici”. Il metodo degli U dropouts è un
caso particolare.
Vari punti fotometrici (da immagini) sono
fittati con vari modelli di popolazioni
stellari o template di galassie lasciando z
come parametro libero.
Metodo particolarmente sensibile ai
“break” spettrali (es. quello a 4000 Å
ed il Ly break).
Naturalmente questo metodo è molto
meno accurato dei redshift
spettroscopici (non meno di Δz
~0.05-0.1 ovvero 15000-30000 km/s).
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
9
I redshift fotometrici
Noto z è possibile stimare i vari parametri della
galassia utilizzando gli spettri (righe di
assorbimento stellari, righe di emissione, forma
del continuo) o semplicemente utilizzando il
best fit della fotometria (molto incerto e
soggetto a degenerazioni):
Età, massa stellare, tasso di formazione stellare.
Survey di galassie ad alto z
594
19 Making Real Galaxies
Hubble Deep Field (>10000 galassie trovate, molte a z>5); i conteggi di galassie
mostrano un’evoluzione della popolazione di galassie (densità).
Ultra Deep Field altra survey con Hubble+ACS (Advanced Camera for Surveys)
ha permesso studi morfologici delle galassie:
la sequenza di Hubble è valida fino a z < 1,
a z~2 ed oltre le galassie sono più compatte delle galassie locali, hanno
distribuzioni di luce irregolari e non ricordano i tipi morfologici di Hubble
Survey successive (GOODS, GEMS, COSMOS) per galassie a z~5-6.
LBG a z~6 hanno Mstar ed età E
paragonabili a quelli delle galassie a z~3 S
Quando universo era ~1 Gyr,
esistevano già popolazioni stellari
con Mstar ~3 × 1010 M☉, età di
Ir
qualche 100 Myr (break a 4000 Å) e
metallicità apparentemente alta:
Int.
rapida evoluzione dell’universo!
Galassie a z~6 sono compatte, Re ~ 1 kpc, diverse da locali
20 kpc a z~4
Fig. 19.5. a Filter transmission curves for the four bands used in HUDF survey. Also shown is
the spectrum of a model star-forming galaxy at z = 5.8 from the models of Bruzual and Charlot
galassie locali a z~4
EROs
Survey condotte nel NIR hanno permesso di trovare oggetti caratterizzati da
un colore molto rosso EROs (Extremely Red Objects):
in diagramma R-K vs K (colore magnitudine) circa il 10%
delle
9.2 New Types of Galaxies
galassie rivelate oltre K > 19 ha colore R-K > 5 Due possibilità:
ellittiche vecchie a z > 1.0 (zform >
2.5)
galassie starburst molto arrossate
a z~1
Si è trovato che entrambi i casi sono
probabili, ~50% ellittiche e ~50% starburst arrossati (gran parte
ULIRGs a z~1).
Esistono ellittiche già formate in
evoluzione passiva già a z~2!
A.
Fig. 9.18. Redshift distribution of galaxies with K s < 20, as
Fig. 9.19. Color–magnitude diagram, i.e., R − K as a function
measured in the K20 survey. The shaded histogram represents
of K , for sources in ten fields around clusters of galaxies. We
Marconi
Fisica
delle
Galassie
2014/2015
12
galaxies for which the redshift was determined solely by phosee that for faint magnitudes (roughly K ≥ 19), a population
37
ULIRGs
Starburst locali molto potenti: ULIRGs (Ultra Luminous Infrared Galaxies).
La formazione stellare è “embedded” in regioni ricche di gas e polvere, non
c’è quasi emissione in ottico / UV, tutta la radiazione ionizzante è assorbita
dalla polvere e ri-emessa in IR. Contributo AGN, dominante a L>1013 L☉ Tipicamente LIR > 1012 L☉ (LIRGs: L~1011 - 1012 L☉) totalmente dominante
sull’emissione otttica/UV e SFR > 100 M☉/yr
Survey con NIR da Terra e MIR
con Spitzer hanno permesso di
trovare ULIRGs fino a z~2; la
densità numerica è ~103 volte
superiore a quella dell’universo
locale.
Sembra implicare che una
popolazione di galassie con Mstar > 10 11 M☉ sia già
esistente a z~1.5 e stia
evolvendo passivamente.
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
13
Submm Galaxies
pectroscopic analysis reveals that both types of
Os are roughly equally abundant. Hence, about half
he EROs are elliptical galaxies that already have, at
1, a luminosity similar to that of today’s ellipticals,
are at that epoch already dominated by an old stelpopulation. The other half are galaxies with active
formation which do not show a 4000-Å break but
ch feature the emission line of [OII] at λ = 3727 Å,
ear sign of star formation. Further analysis of EROs
means of very deep radio observations confirms the
e fraction of galaxies with high star-formation rates.
zing the close relation of radio emissivity and FIR
nosity, we find a considerable fraction of EROs to
ULIRGs at z ∼ 1.
at high elevations. In the submillimeter (sub-mm) range,
the long wavelength domain of thermal dust radiation
can be observed, which is illustrated in Fig. 9.20.
Since about 1998 sub-mm astronomy has experienced an enormous boom, with two instruments having
been put into operation: the Submillimeter Common
User Bolometer Array (SCUBA), operating at 450 µm
and 850 µm, with a field-of-view of 5 arcmin2 , and the
Max-Planck Millimeter Bolometer (MAMBO), operating at 1300 µm. Both are bolometer arrays whichFig. 9.21. The image shows a field of 20′ × 17′ in the region of
2 the COSMOS survey, observed by the 117-channel MAMBO
initially had 37 bolometers each, but which since then
have been upgraded to a considerably larger numberinstrument at the IRAM 30-m telescope on Pico Veleta. Coded
of bolometers. Figure 9.21 shows a 20′ × 17′ MAMBOin color is the signal-to-noise ratio of the map, where the noise
′′
image of a field in the region of the COSMOS survey. level is about 0.9 mJy per 11 beam. About a dozen sources
Survey condotte nel submm sfruttano il fatto che il picco emissione starburst
è a ~100 μm.
Da terra finestre a ~450 e 800 μm sfruttate dal primo strumento panoramico
SCUBA (Submm Common User Bolometer Array) al JCMT (James Clerk
Maxwell Telescope) con campo di vista ~5 arcmin .
Le sorgenti submm sono caratterizzate da una k-correction negativa, ovvero
with S/N
visible
il flusso si mantiene costante o aumenta all’aumentare
di≥ 4zarepoiché
si va verso
tial Correlations. EROs are very strongly cor- The Negative K-Correction of Submillimeter
picco
dell’emissione.
ed inilspace.
The interpretation
of this strong Sources. The emission of dust at these wavelenghs is
elation may be different for the passive ellipticals described by a Rayleigh–Jeans spectrum, modified by
Problemi nell’identificazione (da SCUBA posizioni con incertezza ~15”)
for those with active star formation. In the for- an emissivity function that depends on the dust propcase the
correlation
is compatible
with a stati
picture inrisolti
erties (chemical
composition,
distribution
of
dust grain
ma
quando
sono
con
immagini
nel
ch these EROs are contained in clusters of galaxies sizes); typically, one finds
n overdense
regionssi
thatè
will
collapse to
a cluster
radio,
visto
che
siintratta
di
oggetti
a. . .z~2-4,
S
∝
ν
with
β
∼
1
2
.
uture. The correlation of the EROs featuring active
11Mexplained
formation
can M~10
probably not be
by clus-più massicce con
☉ (~10×
membership, but the origin of the correlation may
he same
as for the
correlation
of the LBGs.
LBG
allo
stesso
z) he number density of passive EROs, thus of old
ticals,che
is surprisingly
large compared
with expectaformano
stelle
s from the model of hierarchical structure formation
a discuss
~1000
we will
in Sect.M
9.6.☉/yr
ULIRGs estremamente 3 Submillimeter
Sources:
potenti
che hanno A View Through Thick Dust
anche
emission
from hotAGN
dust is one
of the best indicaof star formation. However, observations in this
deboli (vedi avanti).
eband are only possible from space, such as was
e with the IRAS and ISO satellites. Dust emission
ν
2+β
Fig. 9.22. Predicted flux from dusty galaxies as a function
Le Dimensioni delle Galassie
In media le dimensioni delle
galassie crescono al
decrescere del redshift
(aumentano con il passare del
tempo), come ci si aspetta dal
modello gerarchico.
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
15
La storia di formazione stellare
Stimando il tasso di formazione stellare per grossi numeri di galassie ad alti z
è possibile ottenere la variazione con z del tasso cosmico di formazione
stellare ovvero la densità totale media di massa che viene convertita in stelle
in tutto l’universo (M⊙/yr/Mpc-3).
Storia della formazione stellare
UV
Tasso di formazione
stellare per unità di
volume comovente.
A. Marconi
UV
FIR
Fisica delle Galassie 2014/2015
16
La storia di formazione stellare
La formazione delle galassie ovvero la formazione della maggior parte delle
stelle nell’universo è avvenuta tra 5 e 8 miliardi di anni fa. Da allora la
formazione stellare è sempre andata a diminuire.
In accordo globale
con i modelli
gerarchici: a z>1
c’è l’epoca dei
mergers per cui ci
si aspetta più
formazione
stellare.
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
17
La Massa Stellare
Analogamente al caso del tasso di formazione stellare cosmico è possibile
determinare la crescita della densità di massa in stelle col redshift.
Integrando il tasso di formazione stellare si deve ottenere la densità di massa
in stelle.
La densità di massa in
Storia della crescita di massa
stelle per z tendente a
valore locale
0 deve tendere al
valore locale: si trova
un buon accordo!
integrando il tasso di
formazione stellare
Metà della massa
locale in stelle si era
già formata a z~2±0.2.
misurato
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
18
La Massa Stellare
I modelli semianalitici basati
su crescita gerarchica delle
strutture riescono a spiegare
abbastanza bene la crescita
globale della massa in stelle ...
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
19
Metal abundances
Metal abundance is defined as
Mass of heavy elements (> He)
Z=
Mass of H
Z ' 0.02

✓ ◆
O
12 + log
' 8.7
H
Element abundance is usually based on number
of atoms and characterized by (e.g. for O):
12 + log
✓
O
H
◆
= 12 + log10

number of O atoms
number of H atoms
The metal abundances of galaxies (metallicities) and the relative abundances
of elements are determined by the star formation history.
The tracers of star formation like LUV, L(H), LFIR, LPAH trace the current star
formation rate (SFR).
In contrast metallicity traces time integrated star formation, i.e. the build
up of the galaxy stellar population.
Metallicity provides a much more global picture of galaxy evolution, less
subject to episodic or sporadic phenomena.
the correlation with stellar mass is stronger than that with luminosity. Figure 3.13
shows the strong correlation between metallicity and the total stellar mass of starforming galaxies. These observations provide important constraints on the physics
of the evolution of galaxies. With the advent of 8–10-metre class telescopes, these
studies have been extended to samples of galaxies at large redshifts and so constrain
La metallicità
galassie
legata
alla massa:
le galassie
più
directlydelle
the evolution
of the èstellar
and gaseous
content of galaxies
of different
masses
et al., 2005). These topics will be taken up in much more detail in
sono anche
le (Savaglio
più metalliche.
Chaps. 17 to 19.
Relazione massa metallicità
massicce
Il loro colore rosso è quindi il risultato sia dell’età che della metallicità.
A. Marconi Fig. 3.13. The stellar mass–gas
Fisica
delle
Galassie
phase
metallicity
relation 2014/2015
for 53,400 star-forming galaxies
21
Evoluzione chimica
Per capire come l’evoluzione chimica porti informazioni sulla storia di
formazione stellare di una galassia, vediamo un semplice modello di
evoluzione chimica.
Ci aspettiamo che Z aumenti con lo SFR integrato sulla vita della galassia.
Assumiamo:
per t=0, non ci sono metalli Z(0) = 0 e la galassia non contiene stelle
(tutta la materia barionica è sotto forma di gas);
la galassia è un sistema chiuso ovvero non c’è perdita o accrescimento
di massa (closed box);
tempi scala di evoluzione stellare che portano all’arricchimento di metalli
sono piccoli rispetto ai tempi scala evolutivi della galassia.
M è la massa di gas inizialmente convertita in stelle:
R M è la massa che ritorna all’ISM per le esplosioni di supernovae ed i
venti stellari.
α M = (1-R)M è la massa che rimane nelle stelle [α dipende dalla IMF e
può essere stimata con i modelli di sintesi delle popolazioni].
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
22
Evoluzione chimica
q = [massa in metalli ritornata nell’ISM] / M (in aggiunta quelli già esistenti, formati dalle delle reazioni nucleari)
y=q/α
yield rapporto tra la massa in metalli ritornati all’ISM e la massa
rimasta in stelle [calcolato da modelli sintesi]
La massa di gas convertita in stelle durante la storia della galassia è
S(t) =
Z
t
SF R(t0 ) dt0 =
0
quella rimasta in stelle è
Z
t
(t0 ) dt0
0
s(t) = ↵S(t)
poiché il sistema è chiuso la massa barionica totale Mb è costante ed è pari
alla massa in gas e stelle
s(t) + g(t) = Mb
ds dg
+
=0
dt
dt
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
23
Evoluzione chimica
gZ è la massa di metalli nell’ISM, e cambia a seguito della formazione
stellare:
per la formazione di stelle g e quindi gZ diminuiscono;
contemporaneamente l’ISM è arricchito dall’evoluzione stellare e
quest’ultimo processo avviene istantaneamente per le assunzioni fatte
massa
metalli
massa di gas convertita in
stelle per unità di tempo
d(gZ)
= (RZ + q)
dt
massa in metalli
ritornata ISM per unità
di tempo (già presenti
al momento della
formazione stellare)
A. Marconi
Z
perdita dovuta al gas
che va a formare stelle
arricchimento per
formazione stellare
R M è la massa che ritorna all’ISM
q = [massa in metalli ritornata nell’ISM] / M
Fisica delle Galassie 2014/2015
24
Evoluzione chimica
dato che
dS
=
dt
d(gZ)
= (R
dS
1)Z + q = q
↵Z
dividendo per α e usando s = α S, y = q/α otteniamo
d(gZ)
dg
dZ
=
Z +g
=y
ds
ds
ds
ds dg
+
=0
dt
dt
comporta
Z
dg
=
ds
1
dZ
=
ds
dZ
dg
per cui otteniamo alla fine
dZ
dZ
g
=
=
dg
d ln g
A. Marconi
y
Fisica delle Galassie 2014/2015
25
Evoluzione chimica
dZ
= y
Z(t) =
d ln g
g
è la gas fraction
µg =
Mb
y ln
✓
g(t)
Mb
◆
=
y ln(µg )
Z(t) =
y ln(µg )
la costante di integrazione è stata scelta in modo che per t=0, con gas
fraction 1, Z=0
Al decrescere del contenuto in gas di una galassia (ovvero al procedere della
formazione stellare) la metallicità aumenta, ed in questo semplice modello
dipende solo dallo yield y.
Le osservazioni (specialmente la relazione Z-Mstar) indicano deviazioni
significative da questo semplice modello, specialmente per galassie di
bassa massa, ed il motivo è che le galassie non sono sistemi chiusi. Le deviazioni delle osservazioni da questo modello ci danno informazioni sui
processi di inflow e outflow dalle galassie.
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
26
Relazione massa metallicità (@z)
R. Maiolino et al.: AMAZE. I.
La relazione massa metallicità
evolve col redshift.
a z~3 c’è una grossa evoluzione della relazione anche per quanto riguarda le galassie massicce che,
Fig. 7. Mass-metallicity relation observed at different redshifts. The blue, solid and dotted lines indicate the mass-metallicity relation
dispersion observed
at z ∼ 0.07, as
inferred by Kewley & Ellison (2008). The red diamonds with errorbars show the mass-metallicity
quindi stanno andando
incontro
at different redshifts traced by individual objects (or by stacked spectra in the case of panel b), z ∼ 2.2). In panel c) (z ∼ 3.5) the gree
dashed errorbars is the composite spectrum (which has been assigned the median mass of the sample, but slightly offset to avoid a c
a grossi episodi di with
formazione
overlap with an individual source). Black, solid lines show the analytical function Eq. (2) with the best fitting parameters listed in Table 5
stellare e arricchimento chimico;
R. Maiolino et al.: AMAZE. I.
different strong-line diagnostics used in different surv
cross-calibrated in a consistent way. The relations obta
Sect. 5 provide such a common cross-calibration betwee
z
log M0
K0
ent strong-line diagnostics on the same metallicity scale
0.07
11.18
9.04
section we apply (when required) the correction to the
0.7
11.57
9.04
licities inferred by past surveys at lower redshift to ma
2.2
12.38
8.99
metallicity scale. We also apply corrections to the mass
3.5a
12.76
8.79
account for the different IMF’s adopted by previous wor
Fig. 1
12.87
8.90
3.5b
As
discussed
in
Sect.
1
the
local
(z
∼
0.1)
els/sim
Notes: a Value obtained by using the masses estimated with the BC03
metal
metallicity relation was derived by Tremonti et al.
templates. b Value obtained by using the masses estimated with the M05
of ou
by using SDSS spectra from DR2. Kewley & Ellison
by m
templates.
re-determined the local mass-metallicity relationgreen
by
SDSS spectra from DR4 by setting tighter limits used
on
when
SDS
decided to restrict the allowed ages to >50 Myr. However, this shift range (0.04 < z < 0.1) so that the projected′the
m
covering
factor
is
>20%
of
the
total
photometric
g
-ban
same
choice may only affect the inferred SFR, while the determination
redshi
re
of the stellar mass is essentially unaffected, as discussed above. and also to minimize incompleteness effects at higher
and T
The
resulting
median
redshift
of
their
sample
is
∼0.07.
For what concerns the library of spectral synthesis modobserv
them
els we adopt both those provided by Bruzual & Charlot (2003) & Ellison (2008) calibrate the metallicities with the
whileb
(hereafter BC03) and those by Maraston (2005) (hereafter M05). & Dopita (2002) method, which is the same adopted
when
The resulting stellar masses are tabulated for both cases in 12 + log(O/H) > 8.35, hence no additional correction is r
Table 2. The masses inferred by using the M05 models are to match our metallicity scale. The only correction to
for (i.e.
the all
stellar
masses,
Tremonti
et al.shows
(2004)
and
any constraints
on the
cold gas);
if thesince
informaThe figure
a signifi
preferred, since they take into account the
contribution
byaperture
tion from the simulated galaxies
is extracted
the observations.
Such
& Ellison
(2008)within
adoptoura obserdifferentand
IMF
(Kroupa 2001).
Table 5. Best fit parameters for analytical form of the mass-metallicity
relation in Eq. (2) at different redshifts.
l’evoluzione maggiore si riscontra
nelle galassie di piccola massa,
che mostrano una specie di
dowsinzing chimico.
La relazione massa metallicità
osservata a z~3 è difficilmente
riconciliabile con le predizioni di
molti modelli gerarchici.
Maiolino et al. 2007
metallicity are detected with respect to the other galaxies measured
individually, and the Erb et al. (2006) galaxies are included in the
APITOLO
2. sample,
LE OSSERVAZIONI
high-redshift
although without binning them with the rest
of the galaxies.
ies are considered. The left-hand panel of Fig. 1 also shows these
median metallicities as a function of M⋆ . It is evident that a system9
atic segregation in SFR is present in the data. While galaxies with
high M⋆ [log(M⋆ ) > 10.9] show no correlation between metallicity
and SFR, at low M⋆ more active galaxies also show lower metallic2.3 E’
z = stato
3–4
recentemente mostrato che la relazione
in realtà
ity. The same Massa-Metallicità
systematic dependence of metallicity
on SFR can be
seen in the
right-hand panel of Fig. 1, where metallicity is plotted as
A significant
of 16
galaxies at redshift
was
ha unsample
terzo
parametro,
il between
tasso3 and
di 4formazione
stellare
CAPITOLO
2. LE of
OSSERVAZIONI
a function
SFR for different values of mass. Galaxies with 10
high
observed by Maiolino et al. (2008) and Mannucci et al. (2009) for the
Fundamental Metallicity Relation
Figure
1. Left-hand
the mass–metallicity
relationlocali
of local
SDSS La
galaxies.
The grey-shaded areas contain 64 and 90 per cent of all SDSS galaxies, with
igura
2.1:
Relazionepanel:
massa-metallicità
di galassie
SDSS.
linea 2.2:
Figura
Metallicità mediane come funzione dello SFR di galassie SDSS
Ë È
the
thick
central
line
showing
the
median
relation.
The
O coloured lines show the median metallicities, as a function of M⋆ , of SDSS galaxies with different
entrale nera mostra la curva di valori mediani di H in funzione diper
Mstar
valori fissati di Mstar . All’aumentare della massa la relazione metallicitàvalues
of
SFR.
Right-hand
panel:
median
metallicity
as
a
function
of
SFR
for
galaxies of different M⋆ . At all M⋆ with log(M⋆ ) < 10.7, metallicity decreases
ndipendentemente dallo SFR. L’area grigio scuro rappresenta 1‡, SFR
ovvero
tende ad essere costante e si nota inoltre che che le galassie meno
with
increasing
SFR
at
constant
mass.
probabilità di trovarci il 64% delle galassie.
Le curve colorate, massicce
invece, (curve viola) sono più povere di metalli.
Ë È
O
ostrano la curva di valori mediani di H in funzione di Mstar per valori
A.The
Marconi
⃝
Fisica
delle
Galassie 2014/2015
28
ssati
dello
SFR.
C 2010
C 2010 RAS,
Authors. Journal compilation ⃝
MNRAS
408, 2115–2127
Ë È
Dipendenza della relazione M-Z dallo SFR
Fundamental Metallicity Relation
La relazione massa metallicità non è altro che la proiezione di una relazione
“fondamentale”, detta Fundamental Metallicity Relation (FMR).
Si può scrivere:
Z = f (log Mstar
↵ ⇥ log SF R)
2. LE
OSSERVAZIONI
SiCAPITOLO
può allora
considerare
come varia la dispersione 12
intrinseca dei residuai
variare di 𝛼
𝛼 = 0 si ha relazione Z-M
𝛼 = 1 si ha la relazione Z-SSFR (SSFR = SFR/Mstar)
A. Figura
Marconi
Fisica
2014/2015
2.4: Dispersione in funzione
di delle
–. Il Galassie
valore corrispondente
alla
29
Fundamental Metallicity Relation
FMR è superficie nello spazio Z-SFR-Mstar
Mannucci et al. 2011
The fundamental metallicity relation
2119
Fundamental Metallicity Relation
Fig. 4. Metallicity as a function of the parameter µ0.32 . The green line plots
The leftfino
panelashows
individual AMAZE and
LSDrelazione
galaxies at z⇠3–5
La FMR non dipende dal redshift
z~2,thecontrariamente
alla
M- (sam
of the sample is shown in the lower-right corner. In the right panel the data ar
Z. Figura con deviazioni dallametallicities
FMR per
variµ0.32
campioni
di red
oggetti;
finotheametallicity
z~2 of th
in each
bin, while the
circles show
dispersion of the average metallicity and µ0.32 at each bin. The red vertical err
tutti gli oggetti stanno sulla FMR.
each bin. The red horizontal error bars show the dispersion of the average µ0.32
Fig. 5. Deviation of the FMR as a function of the µ0.32 parameter. Black
and red circles show metallicity di↵erences of the averaged and stacked Fig
spectra, respectively, within each µ0.32 bin compared with the FMR. The AM
Troncoso et al. 2014
black error bars show the dispersion of the average metallicity within rota
each bin. The red error bars show the error of the metallicity of the non
The “Main Sequence” of Star Formation
La relazione massa-metallicità è il risultato di una relazione più
“fondamentale” tra Massa (stellare) - Metallicità - Tasso di Formazione
Stellare (la FMR, M-Z-SFR). Un’altra proiezione della FMR è la relazione tra
M e SFR, detta anche “Main Sequence of Star Formation”
Star forming - blue cloud
Passive - red sequence
e
c
en
n
ai
M
u
q
e
S
La Main Sequence evolve col redshift in normalizzazione.
Wuyts+2011
~ SFR
The “Main Sequence” of Star Formation
~ Mstar
Elbaz+11
The “Main Sequence” of Star Formation
La Main Sequence dice che le galassie formano stelle ad un valore ben
definito di SSFR = SFR/Mstar Tale proprietà è spiegata con un accrescimento continuo di gas dall’alone.
Gli starburst sono sorgenti
che stanno ben al disopra
della MS:
SSFRstarburst > 4 SSFRSM
Rodighiero+11
The “Main Sequence” of Star Formation
La distinzione tra starburst e galassie “starforming” normali fa pensare a due
modi diversi di formazione stellare:
starforming “normali” - accrescimento di gas dall’alone “processi
secolari”
starburst - formazione stellare indotta da fenomeni di merging, notare
che lo SSFR è l’inverso del tempo
richiesto per formare le stelle
Starburst
esistenti al tasso di formazione
stellare osservato
Formazione delle galassie ellittiche
La formazione delle galassie a disco è abbastanza ben comprensibile nei
modelli legati alla CDM.
La struttura a disco è legata alla conservazione del momento angolare del
gas e l’evoluzione procede con la formazione delle stelle nel disco che si
frammenta per instabilità gravitazionale ed evolve per processi
“secolari” (instabilità dinamiche nel disco e formazione di barre).
La situazione è più complessa per le galassie ellittiche dove le stelle
hanno una grossa dispersione di velocità, simile alla dispersione degli
aloni DM ospiti: il gas non deve essersi raffreddato a formare un disco.
Del resto non è chiaro come possa esserci stata formazione stellare senza
il raffreddamento del gas.
Il modello monolitico è in grado di spiegare le proprietà delle galassie
ellittiche e la loro evoluzione:
quasi tutto il gas nell’alone viene istantaneamente convertito in stelle; poiché tutte le ellittiche a z hanno colori simili, la loro formazione deve
essere avvenuta quasi in contemporanea a z>2
La formazione delle stelle deve essere avvenuta molto rapidamente
prima della formazione di un disco ma non è chiaro come questo possa
essere avvenuto.
Formazione delle galassie ellittiche
Nei modelli CDM le galassie sono soggette a merging:
merging una galassia grande con una piccola (minor merging, M1 >>
M2) cambia di poco le proprietà della galassia grande (es. Milky Way
sta avendo un minor merging con la Sagittarius Dwarf Galaxy).
Il major merging (M1 ~ M2) al contrario è in grado di cambiare
radicalmente le proprietà delle galassie interessate.
Il (major) merging di due galassie a disco, rimuove le componenti ordinate di
rotazione e riporta ad un moto disordinato con alta velocità di dispersione;
la massa in stelle finale è la somma delle due se non c’è gas (dry merging)
mentre varia nel caso di wet merging (ricco di gas): infatti il gas viene
destabilizzato e forma stelle aumentando massa stellare (e variando i colori).
Nell’ambito del modello ΛCDM (gerarchico) una galassia ellittica è il
risultato di della crescita delle strutture barioniche con almeno un
major merging avvenuto in passato.
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
37
Merging di due galassie: sono rappresentate SOLO le STELLE;
l’intensità rappresenta la densità in stelle
il colore rappresenta la loro età:
giovani (10 milioni anni) → vecchie (1 miliardo anni)
Merging di due galassie: lo stadio finale della fusione
di due galassie a disco è una galassia ellittica
La Massa Stellare
I modelli semianalitici basati
su crescita gerarchica delle
strutture riescono a spiegare
abbastanza bene la crescita
globale della massa in stelle ...
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
39
Problema alla alte masse
A. Marconi
es. deficit alle
alte masse per
1.5 < z <2.5
i
hic
rc
ra
ge
lli
de
mo
A redshift z~2 si
osservano ellittiche
giganti già formate,
(EROs, submm
galaxies) cosa in
disaccordo con i
modelli gerarchici
secondo cui
queste galassie (le
più massicce
esistenti)
dovrebbero
formarsi da ultime.
[densità galassie]
Ma non spiegano come crescono le galassie alle varie masse: in particolare i
modelli non riescono a spiegare la formazione di galassie massicce ad alti
redshift.
[massa galassie]
Fisica delle Galassie 2014/2015
40
Galaxy Downsizing
[densità galassie]
In generale i modelli gerarchici non riescono a spiegare il cosiddetto “galaxy
downsizing” ovvero che si formano prima le galassie più grandi di quelle più
piccole: è l’opposto di quello che ci si aspetterebbe da una crescita
“gerarchica” come quella della materia oscura.
Il galaxy downsizing è analogo a quello osservato negli AGN!
Le galassie più
massicce
raggiungono
prima la densità
locale.
Valore locale
[massa galassie]
Problemi dei modelli
Il modello ΛCDM è indubbiamente un successo nello spiegare la struttura su
grande scala, e ci sono pochi dubbi che sia il modello corretto entro cui
studiare la formazione e l’evoluzione delle galassie.
I problemi si hanno sulle piccole scale, dove è importante la fisica dei barioni
All’aumentare della risoluzione delle simulazioni a N-corpi ci si è resi
conto di un eccesso di aloni di piccola massa, che dovrebbe
corrispondere ad un eccesso di galassie nane (excess of dwarf galaxies
problem) non osservato nella Via Lattea e nel gruppo locale (dove le nane
sono visibili). Possibile soluzione il fatto che questi aloni siano troppo piccoli per
trattenere il gas e dare luogo a galassie; recentemente sono state trovati
grosse nubi HI nell’alone della via Lattea.
Sempre dalle simulazioni N-body si è visto che dovrebbero esserci delle
cuspidi di DM nelle regioni nucleari; non sono stati osservati ma ci sono
problemi osservativi legati alla degenerazione su M/L (DM - stelle).
Problemi dei modelli
La presenza di ellittiche formate a z~2 indica che la loro formazione
stellare deve essere avvenuta ad epoche molto precedenti il picco dello
SFR cosmico
E’ necessario spiegare la crescita antigerarchica di Galassie e Buchi Neri
Ci sono problemi nello spiegare la relazione Massa-Metallicità e la sua
evoluzione col redshift.
I modelli non sono ancora in grado di fornire una spiegazione
convincente su come si formino le relazioni di scala (Tully-Fisher, Piano
Fondamentale), devono anche riuscire a spiegare come si formino le
relazioni BH-galassie
Attualmente, una delle incertezze più grosse dei modelli è come tener conto
del feedback da parte dei nuclei attivi, ma anche dalle Supernovae e quale
sia l’importanza dei due.
Il “feedback” degli AGN
I BH locali sono resti di AGN ovvero si sono formati durante l’attività AGN.
I BH locali hanno un strettissimo legame con le galassie ospiti come indicato
dalle relazioni MBH-L, MBH-σ ecc.
Cosa determina questo legame? Evidentemente questo legame deve formarsi durante la fase di crescita dei
BH ovvero durante la fase di AGN.
Si ritiene che il legame sia dovuto alla “reazione” (feedback) dell’AGN sulla
galassia ospite:
più l’AGN è potente più la pressione della radiazione ed i venti emessi
tendono a spazzar via il gas dalla galassia bloccando la crescita del BH stesso
e la formazione di stelle nella galassie.
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
44
Merging di due galassie: è rappresentato SOLO il GAS;
l’intensità rappresenta la densità del gas
il colore rappresenta la temperatura:
freddo (104 K) → caldo (106 K) → caldissimo (107 K)
Merging di due galassie: alla fine del processo il gas è
stato quasi del tutto espulso
Feedback e MBH-σ
Abbiamo visto come semplici modelli
analitici che tengano conto del feedback
spieghino la correlazione MBH~σ4.
Questo è confermato anche dai modelli
numerici che includono il feedback.
★▼ osservati
●◦□ modelli
La relazione MBH/Msferoide~1/1000 è il risultato dell’equilibrio tra la pressione
di radiazione dell’AGN ed il potenziale gravitazionale della galassia. Quando
MBH/Msferoide~1/1000, l’AGN espelle il gas dalla galassia bloccando sia la
crescita del BH stesso che la formazione di stelle (→ limite di Eddington).
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
47
Crescita anti-gerarchica
Perchè si formano prima le galassie ed i BH più massicci?
La crescita di BH e galassie è una competizione tra potenziale gravitazionale
che porta alla formazione delle strutture e feedback che tenta di disgregarle.
Le galassie più massicce hanno buche di potenziale gravitazionale più
profonde e quindi il feedback è meno importante.
Nelle galassie più piccole le buche di potenziale sono meno profonde ed il
feedback riesce a ritardare la crescita di BH e galassia.
Il feedback riesce a tutti gli effetti ad invertire la crescita dei barioni rispetto
alla dark matter: nella dark matter (solo interazione gravitazionale) si formano prima le
strutture più piccole mentre le più grandi si formano dopo per fusione delle
più piccole;
nei barioni il feedback ritarda la formazione delle strutture più piccole che
quindi si formano dopo quelle più grandi e massicce!
A. Marconi
Fisica delle Galassie 2014/2015
48
(Simple) BH-galaxy co-evolution
1. Plenty of cold gas, frequent mergers and/or interactions: at the beginning
SF and BH accretion proceed as fast as they can (Eddington limit).
BH and stellar mass increase at high rate.
BH and SF highly obscured by surrounding gas and dust.
2. When BH sizeable compared to host galaxy (MBH~107-108 M⊙), LAGN~LEdd
powerful enough to expel gas from galaxy.
BH growth and SF gradually reduces.
At the end, most of the original gas is expelled and an unobscured type 1
AGN shines in a generally passive galaxy.
(Simple) BH-galaxy co-evolution
3. Almost no gas left, BH growth and SF can occur only through gas and
dust in stellar winds and/or accretion of pristine gas. Galaxy interactions or secular processes (eg. bars) can destabilize gas
and make it available from BH growth or SF.
Local MBH-galaxy relations are the result of the balance between AGN
activity (LEdd ~ MBH), which tends to expel gas, and galaxy gravitational
attraction (Egrav~σ4Re), which tends to retain it. The balance is found for MBH~0.001 Msph.
(Simple) BH-galaxy co-evolution
(Less Simple) BH-galaxy co-evolution
Recentemente ci si è resi conto che i processi evolutivi potrebbero essere
1.5 Evolutionary scheme of AGN/galaxy evolution
23
diversi per le galassie ospiti di AGN di alta e bassa luminosità, ovvero per le
galassie di grande e piccola massa.
Hickox+2009
Effetti del feedback
E’ necessario spiegare la discrepanza traGalaxy
la funzione di massa
degli aloni,
luminosity
riscalata per il rapporto 𝛺 /(𝛺 -𝛺 ), e la funzione di massa stellare
b
0
b
(luminosità) delle galassie.
La funzione di massa degli
aloni riscaldata è quello che
mi aspetterei per le galassie
se i barioni seguissero il
comportamento della materia
oscura.
•
Dark halos
(const M/L)
•
galaxies
=
Effetti del feedback
Theoretically predicted ga
gas cooling & no fe
Solo gas cooling: eccesso di galassie a basa massa, corrispondente ad un
eccesso di barioni condensati a formare stelle
No feedback
Dark halos
dar
kha
los
Effetti del feedback
Predicted galaxy LF inc
feedback
Cooling e Feedback da formazione stellare (fotoionizzazione del gas, venti di
supernovae):
Fotoionizzazione riscalda il gas a T ~ 2 × 104 K --> sopprime formazione
stellare in aloni di 108-1010 M☉ dopo la ricombinazione
Supernovae: ...
Photoionization +
SN feedback
Feedback da Supernovae
Se si formano Mstar di nuove stelle, l’energia totale dalle supernovae di tipo II
(da stelle giovani) è
51
energia supernova
ESN = 10 erg
E = ⌘Mstar ESN
⌘ = 1 SN/(100 M ) numero supernovae
Se una frazione dell’energia εej va a ad accelerare Mej di gas alla velocità di
fuga allora
1
2
Mej Vesc = "ej ⌘Mstar ESN
2
2
2
La velocità di fuga è legata alla velocità di rotazione circolare da Vesc = 2Vc
Allora
Mej = Mstar
Vcrit = (⌘"ej ESN )
✓
Vcrit
Vc
1/2
◆2
= 225
⇣ " ⌘1/2
ej
0.1
km s
1
Vcrit è proprio dell’ordine di Vc (nelle galassie più piccole), grosse quantità di
gas possono essere espulse. Vcrit è simile alle velocità dei venti delle LBG.
Effetti del feedback
Predicted galaxy LF inc
feedback
Cooling e Feedback da formazione stellare (fotoionizzazione del gas, venti di
supernovae)
Photoionization +
SN feedback
The need for AGN feedback
Galaxy luminosity
function
includingin
Galaxy
luminosity
function
AGN
radio-mode
feedback
AGN
radio-mode
feedba
Con il feedback da AGN si è in grado di ridurre il numero di galassie
massicce creando un ottimo accordo tra la funzione di massa/luminosità
delle galassie osservata e quella predetta dai modelli.
Gli AGN sono ingredienti fondamentali nell’evoluzione delle galassie (almeno
quelle più massicce).
Quali sono le prove osservative della co-evoluzione BH-galassie?
SN feedback+photoionization
SN feedback+photoionization
AGN feedback
AGN feedback
Bower etal