GALACTIC COSMIC EVOLUTION AND IDENTIFICATION OF HIGH REDSHIFT OBJECTS

La presente tesi ha come scopo lo studio dell'evoluzione di diverse "quantità  cosmiche" dell'universo, fra cui la densità  di luminosità  del tasso di formazione stellare, del tasso di produzione degli elementi ed il tasso di esplosioni di Supernova. Alcune di queste quantità  sono chiamate "densità " in quanto si studia la loro evoluzione per volume unitario di universo. Tutte queste quantità  sono studiate per mezzo di modelli di evoluzione chimica e fotometrica di galassie di vari tipi morfologici, ovvero galassie ellittiche, spirali ed irregolari. I modelli di evoluzione chimica permettono di calcolare l'evoluzione dei tassi di produzione di vari elementi chimici, nonchà© delle loro abbondanze nel mezzo interstellare e nelle stelle. A partire dalla materia "processata" dalle stelle, cioਠconvertita in elementi chimici pesanti e restituita al mezzo interstellare per mezzo di venti stellari ed esplosioni di supernova, ਠpossibile sviluppare un modello di arricchimento chimico dell'universo in ogni sua componente, ovvero il mezzo interstellare (ISM), le stelle ed il mezzo intergalattico (IG M). à‰ inoltre possibile calcolare l'evoluzione temporale delle abbondanze di diverse specii chimiche, come C, O, N Fe e Zn. In questa tesi le abbondanze calcolate mediante i modelli di evoluzione chimica vengono confrontate con i valori osservativi: questo esercizio ਠin grado di fornire indicazioni fondamentali sull'evoluzione delle galassie e sulla produzione degli elementi sia nell'universo locale che nell'universo primordiale. La radiazione stellare viene studiata per mezzo di modelli di sintesi di popolazione stellare (o spettrofotometrici), che consentono di calcolare gli spettri galattici, le magnitudini ed i colori. L'evoluzione cosmica della densità  di luminosità  in varie bande ottiche viene calcolata a partire dalla funzioni di luminosità  osservata nell'universo locale, la quale permette di calcolare la densità  di galassie per volume unitario. Si ਠassunto che tali densità  si conservino per tutto il tempo cosmico e che le galassie evolvano come sistemi isolati solamente in luminosità  (scenario PLE). Tale scenario evolutivo ਠequivalente ad assumere che a qualsiasi epoca la fusione ( merging) di due o pi๠galassie non abbia alcun effetto dominante. Abbiamo quindi sviluppato un modello di evoluzione galattica che si contrappone ai modelli basati sul paradigma cosmologico pi๠accreditato, che assume un universo di materia oscura fredda la cui energia ਠdominata dalla costante cosmologica. Tali modelli indicano che la formazione delle strutture su larga scala avviene in maniera gerachica: i primi oggetti a formarsi sono i pi๠piccoli, che poi si fondono in oggetti via via pi๠massicci. La materia barionica, che costituisce le galassie, ha lo stesso comportamento della materia oscura, quindi le prime galassie a formarsi sono le pi๠piccole, che poi tramite successivi fenomeni di merging vanno a formare le galassie giganti. Contrariamente al nostro scenario, questi modelli postulano quindi che le strutture galattiche subiscano una forte evoluzione in numero. L'utilità  dello scenario PLE descritto in questa tesi ਠrappresentata dal fatto che, al contrario di altri approcci teorici come modelli semi-analitici di formazione o simulazioni cosmologiche idrodinamiche/SPH, essi permettono di studiare singolarmente l'evoluzione dei diversi tipi morfologici di galassie e di calcolare i contributi di ognuno di essi al tasso cosmico di formazione stellare e di produzione degli elementi. Questo punto rappresenta la prima e pi๠importante novità  presentata in questa tesi. Lo scenario PLE ਠstato infine usato per calcolare teoricamente l'evoluzione del tasso cosmico di esplosioni di supernova, il quale, grazie ai telescopi spaziali di nuova generazione, presto potrà  essere misurato fino ad alti redshift, fornendo cosi altre indicazioni fondamentali per studi di formazione ed evoluzione galattica. Il confronto tra le predizioni ottenute grazie al modello PLE e quelle fornite dai modelli gerarchici rappresenta un altro potente strumento di studio in campo di evoluzione galattica. Grazie al confronto tra le diverse predizioni e le osservazioni, ਠpossibile distinguere fra i diversi modelli di evoluzione e determinare quale meglio descrive la realtà . Ciಠcostituisce un ulteriore scopo di questa tesi, assieme alla ricerca di possibili strategie osservative che permettano di distinguere tra evoluzione gerarchica ed in sola luminosità  delle galassie, qualora al momento presente i dati non permettano di effettuare tale distinzione. In seguito, le predizioni del tasso cosmico di produzione degli elementi vengono usati al fine di calcolare un inventario dei metalli e dei barioni presenti nell'universo locale. Una parte degli elementi prodotti sinora rimane incorporato in stelle e resti stellari, un'altra parte viene restituita al mezzo interstellare ed un'ulteriore frazione viene espulsa nel mezzo intergalattico tramite venti galattici. Il formalismo descritto in questa tesi permette il calcolo dettagliato delle frazioni di elementi pesanti presenti in ognuna delle tre componenti dell'universo locale. Il calcolo della quantità  di elementi presenti nelle varie fasi (stelle, ISM, IGM) ed in differenti galassie rappresenta la seconda novità  di questa tesi. Infine, i modelli di evoluzione chimica di galassie di vari tipi morfologici consentono di effettuare l'analisi delle abbondanze chimiche osservate nei sistemi osservati ad alti redshift. Fra essi, i sistemi damped Lyman alpha (DLA) rivestono particolare importanza in quanto sono considerati i pi๠probabili progenitori delle galassie spirali ed irregolari. Con la presente tesi ਠstato possibile studiare in primo luogo l'evoluzione chimica dei DLA nella loro globalita, al fine di determinare quali tipi di galassie possono essere associati ai DLA e quali ne devono essere esclusi. In secondo luogo, concentrandosi su sistemi DLA individuali e cercando di riprodurre il maggior numero possibile di abbondanze chimiche osservate, ਠstato possibile avere indicazioni sulla loro eta. Questo tipo di analisi non à© mai stato effettuato sinora e rappresenta la terza novità  di questa tesi. La tesi ਠstrutturata nel modo seguente: il capitolo l presenta una panoramica generale sull'evoluzione galattica. Si discutono le proprietà  osservative dei diversi tipi morfologici, assieme alle interpretazioni di tali proprietà  ed agli approcci teorici allo studio dell'evoluzione e della formazione galattica. Particolare enfasi viene posta sul dibattito riguardante la formazione delle ellittiche, sull'epoca in cui à© avvenuta e sulle sue modalità . Il capitolo 2 presenta una descrizione dei modelli di evoluzione chimica utilizzati, delle assunzioni alla base dei modelli per galassie ellittiche, spirali ed irregolari ed alcuni esempi riguardanti i risultati forniti da tali modelli. Nel capitolo 3 vengono descritti i modelli spettrofotometrici utilizzati per studiare gli spettri galattici, le magnitudini ed i colori, oltre ad un confronto tra risultati ottenuti impiegando diversi modelli di sintesi di popolazioni stellari e lo studio degli effetti di estinzione causati dalla polvere. Nel capitolo 4 vengono presentati i risultati sull'evoluzione del tasso cosmico di formazione stellare, della densità  di lumininosità  e del tasso cosmico di esplosioni di supernova, oltre ai risultati forniti dal confronto tra le predizioni ottenute con il modello PLE sviluppati in questa tesi e quelle ottenute grazie al modello semianalitico di formazione gerarchica di Menci et al. (2002). Nel capitolo 5 si effettua il calcolo del tasso cosmico di produzione degli elementi pesanti, dell'inventario dei metalli nell'universo locale e delle abbondanze medie in stelle, mezzo interstellare e mezzo intergalattico. Nel capitolo 6, i modelli di evoluzione chimica vengono applicati allo studio di sistemi DLA. Infine, nel capitolo 7, vengono presentate le conclusioni generali.