Supermassive Black Holes: a spectroscopic and photometric study on the connection with their host galaxies

Uno dei più promettenti temi nell'astronomia extragalattica per i prossimi decenni sarà l'evoluzione delle galassie. E' divenuto sempre più chiaro come le loro proprietà e la loro evoluzione siano intimamente collegate alla crescita dei buchi neri supermassicci (SMBH) nei loro nuclei. Per capire la formazione delle galassie, e la loro successiva evoluzione, bisognerà chiarire la connessione tra i SMBH e le loro galassie ospiti. I SMBH sono presenti in quasi tutti i nuclei delle galassie; la loro formazione, il loro accrescimento, e il loro impatto sulla materia circostante rappresentano alcuni dei problemi ancora irrisolti nella storia della formazione delle strutture cosmiche. Per capire l'evoluzione delle galassie, è necessario studiare questo soggetto da più punti di vista. Abbiamo bisogno sia di strumenti che permettano di tracciare il comportamento dei SMBH e delle loro galassie ospiti anche ad alto redshift o in galassie attive, sia di comprendere come agisca il cosiddetto AGN "feedback" all'interno delle singole galassie. Nella prima parte di questo lavoro il nostro obiettivo è determinare un tracciante per la dispersione di velocità stellare sigma*, allo scopo di offrire uno strumento nello studio della relazione tra la massa dei SMBH M_bh e sigma* anche in galassie attive o ad alto redshift, dove sigma* non può essere misurata direttamente. Proponiamo uno studio estensivo della cinematica del gas descritta dalle tre righe d'emissione di [OIII], [NII] e Halpha utilizzando l'archivio della Sloan Digital Sky Survey (SDSS), in modo da stabilire quale sia il miglior tracciante per sigma* e in modo da capire come l'AGN influenzi la cinematica del gas. Sono stati presi in considerazione tre sottocampioni di galassie, rispettivamente AGN, Star Forming (SF) e Transition (TR). Abbiamo effettuato una nuova analisi degli spettri SDSS; poichè gli assorbimenti stellari possono influenzare o addirittura sopraffare le emissioni del gas ionizzato, è stato necessario sottrarre il continuo stellare. Una attenzione particolare è stata dedicata a stabilire la qualità dei programmi usati nel fit, e all'analisi statistica dell'idoneità delle tre righe d'emissione prese in considerazione come possibili traccianti della dispersione di velocità stellare. I risultati principali di questa prima parte possono essere riassunti nei seguenti punti: --Abbiamo dimostrato che sigma_[OIII], correla con sigma*; tuttavia la correlazione è debole, con un coefficiente di correlazione di Pearson che varia tra 0.42 a 0.55 nei tre sottocampioni di galassie AGN, SF e TR. La pendenza della relazione è statisticamente più bassa dell'unità, e nel campione degli AGN si registra la pendenza più bassa.} -- Le relazioni sigma*-sigma_[NII] e sigma*-sigma_Halpha sono più strette della sigma*-sigma_[OIII], e il coefficiente di correlazione di Pearson diventa di 0.60 e 0.62, rispettivamente per [NII] e Halpha, nel campione delle galassie AGN. Tutti i risultati delle nostre misure di scatter intrinseco e di correlazione mostrano che le righe d'emissione di [NII] and Halpha sono meglio correlate alla dispersione di velocità stellare rispetto all'[OIII]. --In tutti i casi troviamo una pendenza b<1, anche se le righe d'emissione di [NII] and Halpha mostrano pendenze generalmente maggiori di quelle trovate con la relazione sigma*-. -- Le pendenze e i coefficienti di correlazione sono simili usando qualunque delle tre righe di emissione nel sottocampione delle galassie SF; osserviamo invece che la pendenza nel campione degli AGN risulta piu' bassa nella relazione sigma*-sigma_[OIII] rispetto a quella trovata nei campioni SF e TR, con b_{AGN}<b_{TR}<b_{SF}. Nella relazione sigma*-sigma_[NII] vediamo che le pendenze nei campioni AGN, TR e SF concordano entro le incertezze di misura, mentre per la relazione sigma*-sigma_Halpha otteniamo che b_{SF}~b_{TR}, con b_AGN<b_SF,b_TR. -- Abbiamo determinato le equazioni per le relazioni sigma_gas/sigma* per ognuna delle tre righe d'emissione, nei tre sottocampioni, usando diversi metodi di regressione. Questi risultati indicano che nelle galassie StarForming o Transition il gas ionizzato è meno perturbato dagli effetti non gravitazionali del meccanismo centrale degli AGN, con la conseguenza che sigma_gas è subviriale così come osservato nelle galassie quiescenti. La ragione per cui la pendenza della relazione sigma*-sigma_[OIII] risulta minore della pendenza delle relazioni sigma*-sigma_[NII] e sigma*-sigma_Halpha risiederebbe così nel fatto che l'[OIII] è confinato nelle NLR, ed è di conseguenza più soggetto alle accelerazioni non gravitazionali; sigma_[OIII] risulta più allargata rispetto a sigma_[NII] e sigma_Halpha, e nei grafici sigma*-sigma_gas la sua posizione "migra" verso valori più alti in sigma_gas, abbassando di conseguenza la pendenza. Un test conclusivo del fatto che [NII] è un tracciante migliore per la dispersione di velocità stellare è rappresentato dal fatto che in un grafico di M_bh contro sigma_gas la relazione M_bh-sigma_[NII] presenta lo scatter minore. Nella seconda parte di questo lavoro di tesi l'attenzione è dedicata agli effetti dell' AGN feedback sulle galassie centrali di cluster. Circa un terzo dei cluster presenta una caduta della temperatura centrale del gas, e un tempo di raffreddamento inferiore all'età del cluster stesso; in tali cluster si dovrebbe instaurare un massiccio flusso di gas in fase di raffreddamento. Tuttavia questo non è osservato, e si richiede quindi un qualche meccanismo per restituire al gas l'energia persa, irradiata prevalentemente sotto forma di raggi X. L'AGN feedback è invocato per risolvere questo problema, detto del "cooling flow"; tuttavia, mentre i modelli teorici che prevedono l'AGN feedback producono galassie ellittiche completamente rosse, prive di popolazione stellare giovane, recenti osservazioni mostrano che le galassie al centro dei "Cool Core Cluster" (CCC) presentano una certa formazione stellare. Lo scopo di questa seconda parte della tesi è di stabilire se i CCC e i "Non Cool Core Clusters" (NCCC) sono caratterizzati da un diverso tasso di formazione stellare, e se questa differenza possa essere quantificata utilizzando i colori in banda ottica, NIR e UV. Il lavoro svolto è partito dall' "extended Highest X-ray Flux Galaxy Cluster Sample" (HIFLUGCS), un campione di cluster sia CCC che NCCC; questo campione iniziale è stato incrociato con gli archivi SDSS, 2MASS e GALEX. E' stato necessario procedere a una attenta rianalisi fotometrica delle immagini Sloan, poiché i dati SDSS per galassie vicine e brillanti sono affetti da una sottrazione del cielo erronea, e poiché diverse galassie sono parzialmente sovrapposte e necessitano quindi di una accaurata analisi specifica. I risultati principali di questa seconda parte possono essere riassunti nei seguenti punti: --Abbiamo ricavato la relazione colore-magnitudine per tutti i punti del nostro campione al fine di derivare la pendenza per ciascuno dei colori usati. Il punto zero per le galassie di CCC e NCCC è stato calcolato separatamente come zp=mean(color)-mean(mag)*b. L'ipotesi di base è che le galassie in CCC e NCCC condividano la stessa relazione colore-magnitudine, e che differiscano solo per il punto zero, ovvero per il colore medio. --Osserviamo che le differenze di colore medio trovate sono sistematicamente positive, cosa questa che suggerisce una differenza fisica tra galassie di CCC e NCCC, essendo le galassie di CCC leggermente più blu. --In un modello detto di pure "cooling flow" si dovrebbe osservare una correlazione tra i tassi di massa di gas che si deposita al centro del cluster per via della perdita di energia per raffreddamento (ricavate dalle osservazioni X) e i colori delle galassie, dal momento che la formazione stellare dovuta al gas che si condensa risulterebbe in colori più blu in galassie con flussi di gas più intensi. Nel nostro lavoro, non osserviamo alcuna correlazione di questo tipo. --Le differenze di colore medio trovate in questo lavoro sono compatibili con l'idea che le galassie centrali in CCC abbiano avuto della formazione stellare recente o attualmente in corso. Tuttavia, dai nostri risultati, un modello di pure "cooling flow" è escluso. I nostri calcoli preliminari sul tasso di formazione stellare medio nelle galassie di CCC, partendo da un colore M_g-M_r ipotetico, indicano valori non superiori alle 2-5 M_sun/yr.