Galaxies on the road to quenching

L’obiettivo del lavoro presentato in questa tesi è la caratterizzazione osservativa delle proprietà delle galassie, per vincolarne gli scenari di formazione ed evoluzione. In particolare, mi sono concentrata nel determinare come l’ambiente in cui evolvono le galassie influisca sul processo di formazione stellare nelle regioni ad alta densità nell’Universo locale. Tra i diversi meccanismi proposti come responsabili del quenching, ovvero la tendenza delle galassie a smettere di produrre stelle, quelli relativi all’ambiente sembrano svolgere un ruolo cruciale. La prova che confermerebbe l’azione primaria di questi meccanismi dovrebbe essere l’esistenza, in ammassi e gruppi di galassie, di una popolazione di galassie in transizione con caratteristiche intermedie. Con lo scopo dunque di identificare questa nuova popolazione, mi concentrerò sullo studio delle proprietà di due particolari classi di galassie: quelle che stanno formando stelle ad un livello ridotto rispetto ad altre galassie di massa simile, e quelle che hanno recentemente, e molto probabilmente bruscamente, interrotto la loro formazione stellare. Utilizzerò i dati provenienti da diverse campagne osservative: la WIde-field Nearby Galaxy-cluster Survey (WINGS, Fasano et al. 2006) con la sua recente estensione OmegaWINGS (Gullieuszik et al., 2015a, Moretti et al. 2017), e il Padova Millennium Galaxy and Group catalogue (PM2GC, Calvi et al. 2011). La prima parte della tesi è riservata alla descrizione delle survey WINGS e OmegaWINGS. Particolare attenzione sarà dedicata alla presentazione degli aspetti più importanti delle osservazioni fotometriche e spettroscopiche di OmegaWINGS, in cui sono stata personalmente coinvolta. Descriverò in dettaglio il mio contributo alla survey, che va dall’analisi dei dati alle misurazioni di redshift e dispersione di velocità, all’individuazione delle galassie appartenenti agli ammassi. Presenterò dunque il catalogo completo costruito dalla combinazione delle due survey considerate. Mentre è relativamente facile ricavare una stima della massa di alone per gli ammassi, e più complicato ottenere misurazioni affidabili per i gruppi. Ho quindi sviluppato una procedura per derivare le masse di alone per i dati PM2GC da quantità osservabili, che descriverò in dettaglio. Tale procedura utilizza cataloghi di galassie estratti dai modelli semi analitici di De Lucia & Blaizot (2007), applicati alla Millennium Simulation (Springel et al. 2005). Successivamente, descriverò i metodi adottati per il calcolo delle propriet`a delle galassie, sfruttando le informazioni provenienti da osservazioni spettroscopiche e fotometriche. Utilizzando i dati WINGS+OmegaWINGS, discuterò l’analisi delle relazioni tra il tasso di formazione stellare (SFR), il tasso specifico di formazione stellare (SSFR) e la massa stellare di una galassia (M∗), nel campo e negli ammassi, in campioni limitati in massa. Confronterò gli andamenti nei diversi ambienti e, negli ammassi, a diverse distanze dal centro. Il risultato principale è l’individuazione di una popolazione di galassie in ammasso con SFR ridotta, denominate galassie in transizione, che è molto più rara nel campo. La distribuzione spaziale di queste galassie, insieme all’analisi della storia di formazione stellare, dei colori ed età medie, suggeriscono che le galassie in transizione abbiano avuto un SFR ridotta per circa 2-5 Gyr. Questo è compatibile con uno scenario di “strangulation”, anche se altri processi come la ram pressure stripping non possono essere esclusi. Successivamente caratterizzerò le proprietà delle galassie cosiddette post starburst (PSB), cioè galassie che hanno bruscamente interrotto la loro formazione stellare all’incirca 1 miliardo di anni fa e che presentano caratteristiche ben riconoscibili nei loro spettri (nessuna emissione e Hδ in assorbimento). Sfruttando un campione limitato in magnitudine apparente estratto dai dati WINGS + OmegaWINGS, presenterò la prima caratterizzazione completa di galassie PSB in ammasso e confronterò le loro proprietà con quelle di galassie passive (PAS) e con righe di emissione (EML). Il principale risultato riguarda il numero relativo di galassie PSB, che aumenta leggermente dalla periferia verso il centro degli ammassi e dall’ammasso meno luminoso/massiccio a quello più luminoso/massiccio. Le galassie PSB hanno proprietà, quali masse stellari, magnitudini, colori e morfologie, intermedie tra le PAS e EML, tipiche di una popolazione che è recentemente diventata passiva. L’analisi dello spazio delle fasi e dei profili di dispersione di velocità indicano anche che le PSB rappresentano una combinazione di galassie con diverse storie di accrescimento. In particolare, PSB con forte Hδ sono consistenti con l’essere state recentemente accresciute. Questa analisi suggerisce che, nel processo di accrescimento di una galassia su un ammasso, all’avvicinarsi alla regione virializzata, per effetto della ram pressure stripping (o di altre interazioni) viene indotto un rapido quenching, preceduto o meno da un forte episodio di formazione stellare; inoltre quest’effetto è più forte in ammassi più massicci. Descriverò successivamente la popolazione di PSB in sistemi più piccoli. Combinando i dati WINGS+OmegaWINGS ai dati PM2GC, mostrerò come la frazione di galassie PSB e l’efficienza del quenching dipendano dalla massa dell’alone e aumentino andando da galassie singole, a sistemi binari, gruppi e ammassi. Nei diversi ambienti, diversi meccanismi fisici sono probabilmente responsabili per la produzione di galassie PSB, ma tutti producono un troncamento della formazione stellare su brevi scale temporali. Mentre negli ammassi la ram presssure stripping sembra essere il candidato più probabile, l’interazione gravitazionale tra galassie potrebbe essere più efficiente nelle regioni a bassa densità. Dal confronto tra la frazione di PSB e di galassie in transizione, si può dedurre che il canale di quenching più rapido constribuisce circa due volte di più alla crescita della popolazione di galassie passive rispetto al canale di quenching più lento. Il quadro che emerge è che la ram pressure stripping è probabilmente il processo che maggiormente incide sul quenching della formazione stellare negli ammasi, seguito dalla strangulation. Altri meccanismi potrebbero influire, anche se probabilmente con effetto maggiore in ambienti a minore densità.