1

Evoluzione delle galassie e loro dipendenza dall’ambiente

Marco Castellano

Universita' “(La) Sapienza”Dottorato in Fisica XXI ciclo

Roma 

16.10.2008

Thesis Advisor

Prof D. Trevese

2

Introduction:  Short Summary of  the History of the Universe  

The Cosmic Microwave Background is not homogeneous: its fluctuations, that reflectsthe quantum fluctuations at the birth of the universe, will evolve in present­day galaxies and clusters.

3

Structure Formation in 3D:

from the (nearly) homogeneous universe of the  CMB to present day structures 

   From z=30    (0.1 Gyr after  the Big Bang)

                  to z=0(today,  ~14 Gyr  after the BB)

T6group Los Alamos

4

A huge variety of galaxies have formed in these 14 Gyr

5

Observations show that their  properties evolved with  cosmic time

­ The formation of stars inside galaxies reached a maximum and then decreased 

­ Through Star Formation the  visible mass grew with time 

­ Galaxies merged and increased their sizes

­ The activity of the central black holes also reached a   maximum and then decreased, regulating the cooling    of  baryonic mass and  star formation

6

But they did not evolve in isolation!

They interacted, merged and built up groups and clusters:

T6group Los Alamos

7

Clusters are among the most important astrophysical objects:

They are composed by hot gas (plasma) and hundreds of galaxies

Brehmsstraluhng emission (X­ray)                        Stellar emission (visible­IR)

but their main component is dark matter!

8

Zwicky was the first to hypothesize the existence of dark matter computing the mass of the Coma cluster (1933): clusters collapse because of the DM potential wells while the universe evolve

Today we can use the abundance of galaxy clusters to constrain the density of the different ingredients of the universe.

blue: dark matterdistribution inferredfrom galaxy lensing

red: X­ray emission from hot plasma

lines: galaxy distribution

A merging between two clusters (“Bullet Cluster”):

Markevitch 2007

9

Galaxy populations inside clusters are different 

In general we have two populations (bimodality): blue/late type and red/early type galaxies,

1) In clusters there are mainly elliptical/red galaxies: i.e. galaxies  with old stellar populations:

This is very evident in local clusters. 

But at higher redshift thefraction of red galaxies inoverdensities decrease. 

10

2) Their brightest galaxies form a tight sequence: brighter galaxies are redder, i.e. they have more  emission at longer optical­IR wavelenghts

It is evident also in distant massive clusters

log(

 Flu

x(52

0 n

m)/

Flu

x(36

0 n

m))

log(Flux(520 nm))

Bower 1992

11

1) Segregation of red galaxies:

­ Biased galaxy formation     (“Nature” scenario)

­ Effects of the environment that   transform blue/late galaxies   in red/early galaxies  (“Nurture” scenario)

Ram Pressure Stripping: removal of galactic gas by pressure  exerted by the ICM (Gunn & Gott 1972).

Thermal Evaporation and Turbulent/Viscous Stripping of the galactic gas (Cowie & Songaila 1977; Nulsen 1982).

Pressure Triggered Star Formation (Evrard 1991).

Star formation rate increased by Tidal Compression of Galactic  Gas (Byrd & Valtonen 1990)

Tidal Truncation of the outer galactic regions (Merritt 1983).

Mergers leading to bursts of star formation (Mihos 1995).

Harassment (Moore et al. 1996, 1998), i.e. high speed galaxy  encounters removing galactic gas.

Theory

12

2) Colour Magnitude relation ('red sequence') of early type galaxies:

Effects of Supernova Winds: the heating of the interstellar medium by supernovae in the  initial starburst triggers the formation of a galactic wind when the thermal energy of the gas exceeds the gravitational binding energy:

Wind ejects the gas in 

low­mass galaxies 

More massive galaxies retain enriched supernova

ejecta 

Stellar populations with higher metallicity

have redder colours

= Mass­Metallicity* relation

Met

alli

city

log(M/M_sun)

*[Fe/H] =log(N

Fe/N

H)

star­log(N

Fe/N

H)

sun

Arimoto&Yoshii 87

13

The Goals of the Present Work

1) Find a way to detect distant, forming clusters:

To investigate all the astrophysical (and cosmological) problems involved in the evolution of clusters we have first to resolve the astronomical problem of detecting them!

     What we have done: build an algorithm to detect clusters from multiwavelenght surveys,    the  redshift of the objects is determined with photometry, not with spectroscopy

2) Extend our knowledge on the evolution of galaxies in clusters

Building a self consistent scenario for the evolution of galaxies as a function of the environment is essential to individuate the role of different physical mechanisms in structure formation

    What we have done: study of two deep multiwavelenght surveys (K20 and GOODS) 

14

Task one:

Detecting Galaxy Clusters with Photometric Redshifts 

15

A photometric estimate of the redshift of a galaxy can be obtained from multiwavelength data through a reconstruction of the galaxy SED (e.g. 2 fitting in redshift­colour space using libraries of synthetic templates):

Photometric redshifts have been used to study Luminosity Functions, Mass Functions, the evolution of the Star Formation Rate through cosmic time etc.But these quantities only describe the average evolution of galaxy populations!

2)

1) 2)

U360nm

B420nm

V520nm

R650nm

I800nm

J1250nm

K2200nm

1)

16

To better exploit multiwavelength data (e.g. the GOODS field) we developed a method to detect overdensities using photometric redshifts (Trevese et al. 2007 A&A 463; Castellano et al. 2006 MSAIS 9). 

Given the large uncertainties  we divide the survey volume in cells whoseextension in different directions  depends on the relevant positional accuracy, and thus are elongated in the radial direction.

For each cell we count neighbouring objects of increasing distance, until a number n of objects is reached and define an associated density:

=Vn

We take into account the increase of limiting luminosity with increasing redshift assigning a weight  w(z) to  each object:

1w z

=∫−∞

Ml im z

M dM

∫−∞

Mc

MdM

On the basis of our knowledge of the LF  we assume a reference redshift zc below which 

we detect all objects brighter than the relevant Mc   M≡

lim(zc)

17

But there is  still the possibility to statistically individuate overdensities.

           

The drawback is that the uncertainties are much larger than in the case of spectroscopic observations! A typical relative redshift uncertainty:                      z = |zΔ

spec − z

phot|/(1 + z)   0.05 ≈

                                                                                     

 The uncertainty on the recession velocity of a galaxy is bigger than the velocity dispersion of a rich cluster!

18

Task two:

Analysis of Deep Photometric Surveys 

The K20 Survey

19

In a first  application on the field of the K20 survey we detected two overdensities (Trevese et al. 2007, A&A 463). One is a known extended X­ray source at z~0.73 and the other is a group at z~1.04 The density maps projected on the plane of the sky:   

From a statistical background/foreground subtraction we estimated that they are poor clusters (richness class 0 in the Abell classification).  From the distribution of photometric redshifts a third clump appears at z~1.55 – 1.6

Trevese et al. 2007

20

Result: we confirm that the slope of the colour magnitude relation is constant up to z ~ 1Sl

op

e

 Age of the UniverseTrevese et al. 2007

21

Result: we find that at z ~ 1 the fraction of red galaxies at high density is lower than at lower z. Something has changed in less than 2.0 Gyr !

z ~ 0.7 z ~ 1.0

Density

Fraction of Red 

Galaxies

Trevese et al. 2007

22

Task two:

Analysis of Deep Photometric Surveys 

The GOODS Survey

23

The Great Observatories Origins Deep Survey covers all the Chandra Deep Field South. 

The GOODS­MUSIC catalogue (Grazian et al. 2006, A&A 449) uses 14 bands photometry of 14847 extragalactic objects, selected either in the z

850 or in the K

s band.  E.g. limiting magnitude z

850 ~ 26 

(AB).The average dispersion of its photo­z is very good : <|z/(1 + z)|> = 0.03 up to redshift z = 2.

Image at ~ 0.8 

24

We built a comprehensive catalogue of structures in the GOODS­South field up to z ~ 2.5 (Salimbeni et al. 2008 in preparation; preliminary results : Castellano et al. 2008 arXiv:0801.3557) 

We generate 3d density maps in FITS format, here is an example (up to z~2) :

We find over­densities at z ~ 0.7 at z ~ 1, at z ~ 1.6 and (under scrutiny!) at z ~ 2.3

Density  map at 

increasing  redshift 

25

Salimbeni et al.  08

26

We can perform a study of single structures:

Masses for clusters at z=0.73 (top)and at z=1.61 (bottom): 

            M~3x10^(14) M_sun          (===> ~ 5x10^44 Kg !)

Red sequence for galaxies in  different overdensities: slope seems constant up to the highest redshifts!

Cluster Radius

Mas

s

z~0.7

z~1.6

Salimbeni et al.  08

27

Result: we find that the color segregation progressively disappears at high redshift; 

Our analysis confirms and extend previous studies limited at z~1.5 (e.g. Cucciati et al. 2007, Cooper et al. 2007):

Density

Fraction of 

Red/Blue Galaxies

Lum

ino

sity

 Age of the Universe

Salimbeni et al. 08

28

Result: we find that galaxies at high densities have a distribution that peaks at higher masses 

FieldGalaxies

ClusterGalaxies

log(Mass)

frac

tio

n   

      

Salimbeni et al. 08

29

We analysed in depth the forming cluster at z~1.6 (RA=03h 32m 29.28s, DEC=−27˚ 42' 35.99'') (Castellano et al. 2007, ApJ 671).

It is  embedded  in a  diffuse structure at z~1.61 already known from spectroscopic observations (e.g. Vanzella et al. 2005, 2006). 

 

Density isosurfaces at z~1.6 (average, average+1 to average+6) superimposedon the ACS z

850 band image

Castellano et al. 08

Properties:  we estimate an M200

 mass 

in the interval 1.3 × 1014 − 5.7 × 1014 Msun

30

Galaxies are, on average, redder, more massive and more luminous  than 'field' galaxies at the same redshift. 

Castellano et al. 08

9 of its galaxies form a nascent red sequence 

31

It has interesting X­ray features: emission is detected within the core and it is divided in three different clumps. Assuming a thermal spectrum with T=3 keV and Z=0.2 Z

sun we estimate an 

emission of ~ 0.5 x 1043 erg/s (2­10 KeV)

X­ray contours in the 0.4­3 keV interval (black lines), and galaxyisodensity curves (white lines)

The irregular morphology and the low total luminosity suggest that the structure has not yet reached its virial equilibrium.

X rayemission

GalaxyIsodensitySurfaces

32

The cluster has been later spectroscopically confirmed in the context of the GMASS survey (Kurk et al. 2008, on astro­ph). A velocity dispersion of ~ 400 Km/s has been found.

Galaxy densityfrom spectroscopic

data

33

Near the galaxy density peak:

A big and complex  star forming galaxy with various 'blobs' of star forming regions around a redder core: we may be witnessing the formation of a cD galaxy...

V (0.52 ) I (0.8 ) J (1.24) 4.5

5 arcsec

34

CONCLUSIONS              

­ It is possible to study high redshift galaxy environment with photometric redshifts

­ We found that color segregation with density is higher at lower redshift and brighter magnitudes. It seems to disappear, also for the brightest galaxies, between z~1.5 and z~2.0

­ We found new evidence in favour of constant slope of the C­M relation in clusters,implying a constant mass­metallicity relation up to high redshift.

­ We built a comprehensive catalogue of structures in the GOODS­South field. 'Sheets' of diffuse overdensities, with embedded groups/clusters, appear up to the highest redshifts probed.

­ We detected an high redshift small cluster later confirmed with spectroscopy. It shows the characteristics of a forming cluster: color, mass and luminosity segregation, clumpy and faint X­ray emission  

 

35

QUALITATIVE AGREEMENT WITH 

“HIERARCHICAL CLUSTERING” SCENARIO

CONCLUSIONS              

­ It is possible to study high redshift galaxy environment with photometric redshifts

­ We found that color segregation with density is higher at lower redshift and brighter magnitudes. It seems to disappear, also for the brightest galaxies, between z~1.5 and z~2.0

­ We found new evidence in favour of constant slope of the C­M relation in clusters,implying a constant mass­metallicity relation up to high redshift.

­ We built a comprehensive catalogue of structures in the GOODS­South field. 'Sheets' of diffuse overdensities, with embedded groups/clusters, appear up to the highest redshifts probed.

­ We detected an high redshift small cluster later confirmed with spectroscopy. It shows the characteristics of a forming cluster: color, mass and luminosity segregation, clumpy and faint X­ray emission  

 

36

FUTURE APPLICATIONS?

Deep optical/near IR surveys with facilites like LBT, WFC3(@HST), VISTA(@VLT), EELT, JWST  

37

Collaborations for this work:

A. Fontana, E. Giallongo, S. Salimbeni, A. Grazian, L. Pentericci

 at the “OAR” Osservatorio Astronomico di Roma (Monte Porzio Catone)

my contact: marco.castellano@uniroma1.it 

38

StarFormation

Rate

(Sun masses per year 

per Mpc^3)

 Age of the Universe

Back  

Hopkins & Beacom (2006)

39

Back  

 Age of the Universe

MassAssembled

in Stars

(Sun masses per Mpc^3)

Elsner et al. (2008)

40

Back 

 Age of the Universe

Fractionof

InteractingGalaxies

Ryan et al. (2008)

41

NumberDensity

ofClusters

 Age of the Universe

Universewith 

BaryonicMatter ~ 4%

Cold DarkMatter ~26%

Dark Energy ~70%

Back

Rosati et al. (2002)

42

Back  

 Age of the Universe

AGNdensity

( Mpc^­3)

Hopkins et al. (2007)

43

Back

DensityDressler 1980

Fractionof galaxies

Ellipticals

Lenticulars

Spirals

44

Back

Fractionof red 

galaxies

 Age of the Universe

Clusters

Field

Back 2

Cooper 2007

45

Fractionof galaxies

 log( Flux(520 nm)/Flux(360 nm))

Early type/EllipticalGalaxies

Late type/SpiralGalaxies

Back

Giallongo et al. 2005

46

Back

log(Flux(850 nm))

log(

 Flu

x(85

0 n

m)/

Flu

x(77

5 n

m))

DeMarco 2007

Back 2

47

 If we evolve the colors of of the 9 reddest galaxies we find a good agreement with the red sequence of a spectroscopically detected massive cluster at z =1.24 (e.g. De Marco et al. 2007).

Observed Relation

Galaxy Models Evolved

Co

lou

rs

Magnitudes

Back

Castellano 08

48

Back