Mass determination of supermassive black holes in nearby galaxies

Questo lavoro di tesi è dedicato alla misura della massa dei buchi neri supermassicci (SBH) che si celano al centro delle galassie quiescenti vicine. Aumentare il campione di SBH di massa nota permette di studiarne le relazioni con le altre proprietà delle galassie per poterne investigare l'evoluzione congiunta. Nuovi limiti stringenti sulla massa del SBH di 7 galassie sono stati fissati dalla misura della larghezza delle righe nebulari del gas ionizzato in spettri presi con l'Hubble Space Telescope (HST) entro aperture di dimensioni inferiori al secondo d'arco. La dispersione di velocità delle stelle è stata misurata con spettri a fenditura lunga presi da terra e il raggio efficace è stato ricavato dalla decomposizione fotometrica di immagini della Sloan Digital Sky Survey. Questi limiti di massa si dispongono parallelamente e al di sopra della relazione tra la massa del SBH e la dispersione di velocità delle stelle e non dipendono dalla morfologia o dalla distanza delle galassie. Questo suggerisce che il potenziale gravitazionale nei nuclei galattici è ben tracciato dalla larghezza delle righe di emissione se il gas si concentra verso il centro. Il numero delle galassie con un limite sulla massa del SBH ricavato dalla larghezza delle righe di emissione sale così a 114 oggetti. Queste galassie sono state ulteriormente analizzate includendo nel modello dinamico il contributo della massa stellare per ottenere limiti ancora più stringenti sulla massa del SBH. A tale scopo la brillanza superficiale misurata da immagini HST e il rapporto massa-luminosità tipico di una popolazione stellare vecchia e ricca in metalli sono stati usati per 100 galassie vicine (D<100 Mpc) e con un'ampia varietà di morfologie (E-Sc) e dispersioni di velocità (58-419 km/s). La forma dei profili delle righe di emissione e dell'andamento radiale del loro flusso sono stati studiati per escludere che le forze non gravitazionali giocassero un ruolo rilevante nella stima della massa del SBH. Il contributo stellare è maggiore per galassie con bassa dispersione di velocità, anche per la presenza di un ammasso/disco stellare nucleare, e trascurabile per le ellittiche. Esso dipende dalle dimensioni dell'apertura ma non dalla distanza della galassia. I nuovi limiti di massa si dispongono parallelamente alla relazione tra la massa del SBH e la dispersione di velocità ed eccedono il valore predetto dalla medesima solo di un fattore 1.7. Questo è un risultato notevole visto che il modello dinamico si basa su una distribuzione e cinematica del gas non spazialmente risolte. Infine, sono state ottenute nuove misure di dispersione di velocità stellare nel nucleo di 28 galassie. Gli spettri HST ottenuti con il reticolo G750M sono stati interpolati con modelli di popolazioni stellari e varie righe di emissione gaussiane, vincolando la popolazione stellare nel nucleo delle galassie grazie a spettri presi con il reticolo G430L. Queste misure permettono di porre dei forti vincoli sulla massa del SBH come mostrano i casi di NGC 4435 e NGC 4459. Si tratta di due galassie lenticolari caratterizzate da valori simili di dispersione di velocità stellare ma con masse di SBH molto diverse. In particolare, quella di NGC 4435 è molto più bassa rispetto a quanto predetto dalla relazione tra la massa del SBH e la dispersione di velocità stellare. Grazie a modelli dinamici stellari assisimmetrici è stata riprodotta la cinematica ottenuta da spettroscopia a campo integrale usando immagini HST e adottando come massa del SBH quella predetta dalla relazione con la dispersione di velocità. Questi modelli permettono di predire il valore centrale di dispersione di velocità e di confrontarlo con il valore osservato. Mentre per NGC 4459 il valore teorico e quello osservato sono in accordo, il valore misurato per NGC 4435 è molto più basso rispetto che a quello del modello dinamico indicando che la galassia ospita un SBH meno massiccio del normale.