Physical modelling of high redshift galaxy spectra: a new multiwavelenght view on galaxy formation and evolution

Un importante passo avanti nella comprensione del meccanismo di formazione ed evoluzione delle galassie e dato dal recente sviluppo di potenti strumenti astronomici in grado di rilevare segnali estremamente deboli provenienti da distanze remote. Uno degli ultimi sviluppi di particolare rilevanza e stata l'apertura di lunghezze d'onda maggiori della banda visibile all'osservazione astronomica dallo spazio. Dalla meta degli anni '80 con la pionieristica survey IRAS, no ad oggi, con il telescopio spaziale Herschel operante nel lontano infrarosso e l'Atacama Large Millimetre Array (ALMA) nel millimetrico, una serie di iniziative sono state messe a punto per osservare il Cosmo a lunghezze d'onda lunghe. Tra le tante novita che emergono da tutto questo, e diventato sempre piu evidente il ruolo del mezzo diuso nelle galassie nel `modellare' la loro emissione spettrale modicando il flusso emergente dalle stelle. Un eetto particolare e quello dovuto alla combinazione di polveri e gas nel mezzo interstellare della galassia (ISM): poiche le particelle di polvere hanno una elevata sezione d'urto rispetto ai fotoni ottici e UV tipicamente emessi dalle stelle, una frazione signicativa dell' emissione stellare e assorbita dalla polvere e riemessa a lunghezze d'onda nella banda IR e millimetrica. Secondo l'evidenza osservativa e le previsioni teoriche, questo `re-shaping' degli spettri di emissione delle galassie ad opera del contenuto di polvere del loro ISM diventa sempre piu importante quanto piu ricco e il contenuto di gas e polvere primordiale della galassia. Cio accade soprattutto quando si considerano le prime fasi della loro formazione ed evoluzione. Scoperte importanti in questo senso sono state fatte utilizzando grandi telescopi millimetrici da terra (come SCUBA, IRAM, APEX tra gli altri), rivelando l'esistenza di una popolazione di galassie ad alto redshift estremamente luminose, con luminosita confrontabili a quelle dei quasar. La maggior parte della radiazione emessa da questi oggetti cade nel lontano infrarosso e sub-mm ed e visibile fortemente spostata verso il rosso alle lunghezze d'onda millimetriche. Nell'ottico queste galassie appaiono come estremamente deboli e rosse, per l'effetto combinato di estinzione da polvere e redshift. Questa scoperta, in seguito confermata da osservatori spaziali infrarossi, ha dimostrato l'esistenza di fasi di intensa attivita di formazione stellare gia ad alto redshift, molto probabilmente legate alla formazione di galassie sferoidali massive (ellittiche, S0). Complessivamente, tutti questi recenti sviluppi richiedono nuovi approcci per studiare le proprieta fisiche delle galassie ad alto redshift, quindi vincolare la storia del loro assemblaggio e l'evoluzione iniziale. Al tempo in cui erano disponibili solo i dati ottici e UV, per galassie a basso redshift, i requisiti modellistici per interpretare i loro dati spettro-fotometrici consistevano semplicemente nel sommare linearmente i contributi di tutte le stelle presenti nella galassia, indipendentemente dalla geometria della distribuzione stellare o opacita della polvere. Ora i nuovi dati a disposizione sulla ri-emissione della polvere forniti da osservatori infrarossi hanno dimostrato che, in particolare durante i principali episodi di formazione stellare, grandi o addirittura dominanti frazioni della emissione da stelle giovani vengono assorbite dalla polvere e riemesse come grandi picchi nel lontano infrarosso. Vi è quindi una chiara associazione tra la formazione stellare e l'estinzione della polvere, in quanto elevati tassi di formazione stellare richiedono mezzi altamente opachi anche il gas possa collassare e formare stelle. In una galassia `star forming' reale stelle, gas e polvere sono mescolati in modo molto complesso, e l'estinzione della polvere e una forte funzione dell' eta della popolazione stellare nella galassia. I nuovi dati a disposizione ci obbligano a considerare una nuova generazione di modelli di spettri sintetici di galassie, con radicali complicazioni rispetto al precedente modelling classico, che si vericano a due livelli: da un lato l'eetto di estinzione della non puo essere trascurato e deve essere considerato in funzione dell'eta della popolazione stellare nella galassia. Inoltre, l'eetto di estinzione dierenziale fa s che gli eetti geometrici nella distribuzione di stelle e polvere svolgano un ruolo fondamentale e debbano essere accuratamente modellati. Vari tentativi sono stati fatti nel corso degli ultimi dieci anni per fornire approcci semplicati ai problemi di cui sopra. Il piu semplice ampiamente utilizzato consiste nel calcolare lo spettro totale sommando i contributi di tutte le stelle estinguendolo poi con una legge di estinzione media possibilmente rappresentativa. Praticamente tutti i risultati delle analisi siche di popolazioni di galassie nell'universo si basano su codici numerici semplicati basati su questo approccio. Questo puo fornire risultati ragionevoli per popolazioni di galassie caratterizzate da quantita trascurabili di gas interstellare e moderata estinzione, come nelle galassie del primo tipo nell'universo locale o nelle spirali `moderately star forming'. Ma sappiamo gia che si tratta di un approccio non corretto quando si considerano galassie caratterizzate da una piu attiva formazione stellare o oggetti osservati durante le prime fasi di collasso del gas e quindi in presenza di un mezzo interstellare molto ricco. Queste corrispondono alle fasi piu importanti ed interessanti della formazione ed evoluzione delle galassie. Lo scopo del presente lavoro e quello di contribuire a superare le dicolta e le limitazioni appena descritte, attraverso l'implementazione di una nuova modellistica e analisi sica delle popolazioni di galassie sia nell' universo locale che ad alto redshift. Piu nello specico il fulcro di questo progetto di ricerca di dottorato e quello di studiare la natura sica e la storia di assemblaggio in massa di galassie oscurate dalla polvere, ad alto redshift (0.8< z <2.5) e con attivita recente di formazione stellare, osservate con Herschel, attraverso una modellizzazione auto-consistente delle loro principali proprieta siche tra cui massa stellare, del gas e della polvere, SFR e SFH e l'oscuramento da polvere. Con tipiche luminosita infrarosse negli intervalli 1011 1012 L e 1012 L, le galassie luminose e ultraluminose nell'IR [(U)LIRGs nel testo], rispettivamente, sono tra gli oggetti extra-galattici piu luminosi e complessi che si possano concepire, comprendenti un'ampia varieta di popolazioni stellare giovani e vecchie, assorbimento da polvere, scattering, riemissione termica da parte dei grani e emissione AGN (Lonsdale et al., 2006). Sebbene questi oggetti siano abbastanza rari nell'Universo locale, essi dominano la rate di formazione stellare cosmica e il FIR background a z > 1. Percio' essi rappresentano i laboratori piu adatti ove studiare i principali processi sici che regolano la formazione ed evoluzione delle galassie. La caratterizzazione sica della fenomenologia delle (U)LIRGs richiede un approccio multi lunghezza d'onda e una trattazione dettagliata degli eetti della polvere. La tecnica di sintesi evolutiva delle galassie costituisce un potente strumento per interpretare gli spettri delle galassie. La distribuzione spettrale d'energia di una galassia (SED) contiene preziose informazioni sulle sue proprieta siche, che includono il contenuto in gas e in stelle, la distribuzione di eta e di abbondanze della popolazione stellare che viene dalla storia di formazione stellare e la loro interazione con il mezzo interstellare. Lo studio della SED quindi costituisce il metodo piu diretto per investigare la formazione ed evoluzione delle galassie, sia attraverso osservazioni dirette che attraverso corrispondenti modelli teorici. Per modellare l'emissione da stelle e polvere in maniera consistente e ottenere stime af-dabili dei principali parametri sici della galassia e necessario risolvere le equazioni del trasferimento radiativo per distribuzioni geometriche idealizzate ma realistiche di stelle e polvere, cos come trarre vantaggio da una copertura in lunghezza d'onda completa dal far-UV al radio. La forza del nostro approccio sta nella combinazione di una completa copertura multilunghezza d'onda per la nostra selezione di galassie, che include il FIR 70-500 micron da Herschel PACS e SPIRE e gli spettri IRS di Spitzer, ove disponibili, con un codice di sintesi spettrale auto-consistente, GRASIL citep Silva1998, utilizzato per interpretare le SED delle galassie. Questo codice calcola le SED delle galassie, dal lontano UV al radio, includendo un trattamento dettagliato degli eetti di estinzione e ri-emissione della polvere basato sulla risoluzione delle equazioni del trasferimento radiativo. Le caratteristiche di questo modello, prima tra tutte l'attenuazione da polvere dipendente dall'eta delle popolazioni stellari, diverse geometrie per la distribuzione di stelle e polvere nella galassia, calcolo della distribuzione delle temperature della polvere in funzione della tipologia dei grani insieme con la completa copertura spettrale, consentono un' approfondita analisi sica delle SED osservate. La nostra analisi dimostra quindi che un trattamento corretto e auto-consistente dell' estinzione e riemissione da polvere assieme ad una copertura Multiwavelength completa (dal lontano-UV al radio), e essenziale per ottenere stime adabili dei principali parametri sici come la massa stellare, l'estinzione da polvere e la SFR. Mostriamo che un approccio sico di questo tipo puo avere un forte impatto sulla rivendicata relazione tra SFR e la massa stellare. Cio e dovuto alle incertezze legate all'interpretazione dell' emissione dall' ottico al lontano IR in funzione dell'eta delle popolazioni stellari responsabili del riscaldamento della polvere e ri-emissione. Osserviamo che l'aggiunta dell' emissione radio al t spettrale multibanda fornisce uno stretto vincolo alla SFR recente, dato che soltanto le stelle piu giovani di circa 10 milioni di anni producono i raggi cosmici galattici responsabili dell'emissione radio non termica. Inoltre, poiche l'emissione radio sonda la SFH su tempi scala diversi rispetto all'emissione IR, la nostra analisi ci permette anche di capire meglio e vincolare SFH della sorgente, in particolare il numero di stelle massicce che contribuiscono alla componente non termica di emissione radio attraverso le `core-collapse SNe'.