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Evoluzione cosmologica di galassie e nuclei attivi

Lezione 14

A. Marconi Astronomia Extragalattica (2010/2011)

Struttura e geometria dell’universoPer poter studiare l’evoluzione cosmologica di galassie e nuclei attivi è necessario conoscere la struttura e la geometria dell’universo.Si devono determinare luminosità L e dimensioni R delle sorgenti a partire da quantità misurate come:

z = λosservata/λemessa-1 redshift “cosmologico”;F = L / 4πD2 flusso osservato (D = DL, distanza di luminosità)θ = R / D dimensioni angolari (D = DA, distanza “angolare”)

dove D distanza “opportuna” dipendente da z e geometria dell’universo. La struttura dell’universo è regolata da

H0 costante di HubbleΩM = 8πG ρ0 / (3 H03) parametro di densità di massaΩΛ = Λc2 / (3 H03) parametro di densità di “energia oscura”

ΩM + ΩΛ = Ω0 definisce la “curvatura” dell’universo:Ω0 = 1 universo piatto (geometria euclidea)Ω0 > 1 universo chiuso (geometria ellittica)Ω0 < 1 universo aperto (geometria iperbolica)

2


Limiti sui Parametri Cosmologici

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Ωm = 0.27±0.04

ΩΛ = 0.73±0.04

Ω0 = ΩΛ + Ωm = 1.02±0.02

supernovae ...

fluttuazioni ...

ammassi ...


Il modello ΛCDMLa struttura dell’universo come determinata dai valori di H0, ΩM e ΩΛ porta naturalmente al cosiddetto modello ΛCDM (Λ Cold Dark Matter ovvero modello cosmologico con materia oscura fredda e constante cosmologica Λ>0).

Perchè Cold Dark Matter?

Dark Matter perchè se ΩM = ΩB+ΩDM ovvero si scinde il contributo a ΩM tra Barioni (materia ordinaria) e materia oscura non barionica si vede che a fronte di ΩM ~ 0.3, ΩB è solo ~0.04 ovvero la materia oscura è quasi il 90% del totale!

Cold perchè la materia oscura interagisce solo gravitazionalmente ed ha pressione nulla (in caso contrario sarebbe Hot).

Quindi il 90% della materia dell’universo interagisce solo gravitazionalmente senza pressione quindi è relativamente facile costruire un modello di evoluzione dell’universo.

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Il modello ΛCDMSi segue l’evoluzione dell’universo a partire da z~1000 (emissione della radiazione di fondo cosmico);

si considera una distribuzione di massa uniforme

si inseriscono le fluttuazioni di densità come quelle osservate sul fondo cosmico

si lascia evolvere il tutto sotto l’azione della gravità.

Si può quindi seguire la formazione delle strutture nella materia oscura.

La formazione di strutture nella materia oscura segue un processo gerarchico: prima si formano le strutture più piccole poi le strutture più grandi formano per fusione di strutture più piccole.

Una volta che si conoscono le strutture di materia oscura, si possono “associare” le strutture in materia barionica (galassie) e seguirne l’evoluzione (modelli semianalitici di evoluzione delle galassie).

Infatti i processi fisici dei barioni sono molto complessi è non è possibile fare una trattazione unica di materia oscura e barioni.

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Millennium Simulation (Springel et al)

6

Redshift z=18.3 (t = 0.21 Gyr)

500

Mp

c/h

125

Mp

c/h

31.2

Mp

c/h



7


500

Mp

c/h

125

Mp

c/h

31.2

Mp

c/h



8


500

Mp

c/h

125

Mp

c/h

31.2

Mp

c/h



9


500

Mp

c/h

125

Mp

c/h

31.2

Mp

c/h


Il Modello Gerarchico

In sintesi la formazione di strutture di materia oscura (DM) e galassie segue un processo gerarchico:la DM si fraziona in aloni poco prima della ricombinazione;dopo la ricombinazione il gas si raffredda dentro gli aloni di DM che continuano a fondersi (merge) gerarchicamente;Il gas che si raffredda forma protogalassie;La fusione di protogalassie forma galassie sempre più grandi che si fondono a loro volta.La morfologia finale delle galassie è legata direttamente al merging: si formano prima le galassie a disco che poi si fondono a formare le ellittiche.

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Modelli Semianalitici

Con “ricette” semi-analitiche si associano le galassie alle condensazioni di materia oscura e se ne segue l’evoluzione nel potenziale gravitazionale generato dalla materia oscura.

Da notare che si usano molte ricette aggiustate ad hoc per spiegare le osservazioni!

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Materia Oscura

Galassie


Modelli Semianalitici

Tramite i modelli semi-analitici è possibile predire gran parte delle proprietà osservative delle galassie che devono poi essere confrontate con le osservazioni per verificare la bontà dei modelli.

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Survey di Galassie

In immagini molto profonde di aree di cielo prive di sorgenti galattiche è possibile, al momento, rivelare la presenza di galassie con redshift z ~0-6.

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Per esempio è possibile misurare:dimensioni e morfologia;tasso di formazione stellare in corso (M⊙/yr; calibrando emissione UV, emissione di righe p.e. Hα, emissione Far-IR ovvero tutte quantità che sono associate a formazione stellare);massa in stelle (facendo un fit della SED con modelli sintetici).

Modello che riproduce la fotometria:

z e massa stellare

Survey di Galassie

fenditure

“Forza bruta”: osservare con uno spettrografo multi-object tutte le galassie in un’area di cielo fino ad una brillanza minima

Primo passo: identificazione delle sorgenti e misura del redshift.

Survey di GalassieSe interessa un intervallo di redshift o una classe di oggetti in particolare si possono operare delle tecniche di pre-selezione basate sui colori delle sorgenti rivelate nelle immagini (necessario evitare stelle locali ed oggetti non interessanti che costituiscono la maggior parte delle sorgenti).

Selezione per colore

Lylimit

Lyα

redgreenblue

Tecnica dei “drop out”


Survey di Galassie

Tecniche alternative per survey su grandi aree e oggetti troppo deboli per la spettroscopia: “redshift fotometrici”.

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Vari punti fotometrici (da immagini) sono fittati con vari modelli di popolazioni stellari o template di galassie lasciando z come parametro libero.

Metodo particolarmente sensibile ai “break” spettrali (es. quello a 4000 Å ed il Ly break).

Naturalmente questo metodo è molto meno accurato dei redshift spettroscopici (non meno di Δz ~0.05-0.1 ovvero 15000-30000 km/s).

Survey di GalassieNoto z è possibile stimare i vari parametri della galassia utilizzando gli spettri (righe di assorbimento stellari, righe di emissione, forma del continuo) o semplicemente utilizzando il best fit della fotometria (molto incerto e soggetto a degenerazioni):

Età, massa stellare, tasso di formazione stellare.


Le Dimensioni delle Galassie

In media le dimensioni delle galassie crescono al decrescere del redshift (aumentano con il passare del tempo), come ci si aspetta dal modello gerarchico.

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La storia di formazione stellare

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UV

FIR

UV

Storia della formazione stellare

Tasso di formazione stellare per unità di volume comovente.

Stimando il tasso di formazione stellare per grossi numeri di galassie ad alti z è possibile ottenere la variazione con z del tasso cosmico di formazione stellare ovvero la densità totale media di massa che viene convertita in stelle in tutto l’universo (M⊙⊙/yr/Mpc-3).


La storia di formazione stellare

La formazione delle galassie ovvero la formazione della maggior parte delle stelle nell’universo è avvenuta tra 5 e 8 miliardi di anni fa. Da allora la formazione stellare è sempre andata a diminuire.

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In accordo globale con i modelli gerarchici: a z>1 c’è l’epoca dei mergers per cui ci si aspetta più formazione stellare.


La Massa Stellare

Analogamente al caso del tasso di formazione stellare cosmico è possibile determinare la crescita della densità di massa in stelle col redshift.Integrando il tasso di formazione stellare si deve ottenere la densità di massa in stelle.La densità di massa in stelle per z tendente a 0 deve tendere al valore locale: si trova un buon accordo!Metà della massa locale in stelle si era già formata a z~2±0.2.

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Storia della crescita di massa

valore locale

integrando il tasso di formazione stellare

misurato


La Massa Stellare

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I modelli semianalitici basati su crescita gerarchica delle strutture riescono a spiegare abbastanza bene la crescita globale della massa in stelle ...


Problema alla alte masse

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es. deficit alle alte masse per1.5 < z <2.5

[massa galassie]

[den

sità

galas

sie]

modelli gerarchici

Ma non spiegano come crescono le galassie alle varie masse: in particolare i modelli non riescono a spiegare la formazione di galassie massicce ad alti redshift.

A redshift z~2 si osservano ellittiche giganti già formate, cosa in disaccordo con i modelli gerarchici secondo cui queste galassie (le più massicce esistenti) dovrebbero formarsi da ultime.

In generale i modelli gerarchici non riescono a spiegare il cosiddetto “galaxy downsizing” ovvero che si formano prima le galassie più grandi di quelle più piccole: è l’opposto di quello che ci si aspetterebbe da una crescita “gerarchica” come quella della materia oscura.

Galaxy Downsizing

Valore locale [den

sità

galas

sie]

[massa galassie]

Le galassie più massicce raggiungono prima la densità locale.


Φ(L) =Φ�

a(L/L�)α + b(L/L�)β

La funzione di luminosità degli AGN

Esistono due modi principali per “trovare” gli AGN in modo da costruirne la funzione di luminosità:selezione in base al colore

si selezionano le sorgenti puntiformi nel visibile molto più “blu” rispetto alle normali stelle → quasar brillanti; risente dell’arrossamento da parte della polvere.

selezione in base all’emissione Xuna sorgente che emette X è quasi sicuramente un AGN ed in più i raggi X sono molto meno sensibili all’oscuramento della luce visibile.

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L ~ L-α

log

Lϕ(L

) [ M

pc-3

]

log L [L⊙]L✶

ϕ✶

L ~ L-β

Schechter

Contrariamente al caso delle galassie le funzioni di luminosità degli AGN sono descrivibili con una doppia legge di potenza:


L’era dei quasar

Dal survey di quasar si deduce che nel passato essi erano molto più numerosi di adesso.

Intorno a redshift 1.5-2.5 l’attività dei quasar ha raggiunto un massimo (era dei quasar): i quasar erano circa 100 volte più numerosi di adesso!

Questa variazione del numero dei quasar combinata con il fatto che l’accrescimento su un BH è il motore degli AGN giustifica la nostra aspettativa di trovare BH molto massicci nelle galassie brillanti locali

(sono i quasar adesso spenti).

I quasar sono molto luminosi e si vedono facilmente fino a redshift 6!

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Le survey X

Le funzioni di luminosità ricavate dalle survey X hanno il vantaggio di essere molto più complete di quelle dei quasar perchè descrivono una frazione molto più ampia della popolazione degli AGN (~50%).

Un risultato importante riguarda l’evoluzione col redshift della densità di AGN ad alta e bassa luminosità:

la densità di AGN ad alta L (presumibilmente BH più massicci) è più alta ad alto z.

Sembra che i BH più massicci si formino prima di quelli meno massicci (→ vedi il caso delle galassie massicce ad alto z).

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Log L [erg/s]


Il background X

L’emissione del background cosmico nei raggi X è spiegata bene “sommando” l’emissione X di tutti gli AGN noti (e correggendo per quelli sfuggiti alle survey).Il background X rappresenta l’emissione X fossile degli AGN e serve proprio a capire quanti AGN ci siano effettivamente stati in totale.Si stima che circa il 50% degli AGN sia talmente oscurato da sfuggire persino alle survey X.

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Buchi neri, AGN e Galassie

I Buchi neri sono consistenti con essere i resti di AGN?

E’ possibile stimare la densità di massa locale in buchi neri:

sappiamo che MBH/MSferoide ~ 0.001;

dalla densità di luminosità delle galassie locali si può risalire al contributo dei soli sferoidi;

la densità di luminosità degli sferoidi può essere convertita in densità di massa ottenendo ρSferoidi~ 3.7×108 M⊙ Mpc-3;

applicando il rapporto MBH/MSferoide si ottiene ρBH;

La densità di massa dei BH nei nuclei delle galassie locali è quindi:

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ρBH~ 4.8×105 M⊙ Mpc-3


Per quanto riguarda gli AGN si può ricorrere all’argomento di Soltan:si parte dalla funzione di luminosità degli AGN per esempio in banda X e si converte a luminosità bolometrica con un certo L = β LX tale cheϕ(LX)dLX = ϕ(L)dLLa densità di energia totale comovente degli AGN è quindi data da:

se l’efficienza di accrescimento è ε allora la densità di massa fossile è

sono perfettamente consistenti (errori dell’ordine di ±105 M⊙ Mpc-3)!


30

ρBH,Galassie~ 4.8×105 M⊙ Mpc-3 ρBH,AGN~ 4.4×105 M⊙ Mpc-3

ρBH =(1− ε)

εc2u = 4.4× 105 M⊙Mpc−3

u =� ∞

0

� ∞

0LΦ(L, z)

dt

dzdL dz � 3.0× 10−15 erg cm−3



E’ possibile fare un confronto più raffinato e paragonare la funzione di massa dei BH locali (ricavata dalla funzione di luminosità delle galassie + relazioni galassia-BH) con la funzione di massa attesa dagli AGN (ricavata integrando le funzioni di luminosità degli AGN con l’assunzione L = λLEdd ovvero L ∝ λMBH).

Gli unici parametri liberi sono ε e λ. e, per avere il miglior accordo, devono essere:

ε=0.06-0.15 λ=0.08-0.5

cioè simili ai valori comunemente assunti!

L’accordo è ottimo, I buchi neri locali sono effettivamente i resti di AGN!

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Funzione di massa dei BH locali

Funzioni di massa dei BH “fossili” di AGN


Crescita anti-gerarchica

E’ possibile stimare la crescita media di un buco nero di data massa.Si trova che i buchi neri più grandi si formano prima, come le galassie e gli AGN più luminosi.

32

50% della massa finale

MBH,z=3

= 107 M⊙

MBH,z=0≈ 109 M⊙


La crescita dei BH e delle galassie procede in parallelo (nota che la crescita dei BH è ricavata dall’attività AGN opportunamente “riscalata”).

Crescita di BH e galassie

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Star Formation Rate ≈ 4000×BH Accretion Rate

Densità di massa dei BH ρBH×1000

Densità di massa delle stelle


Il “feedback” degli AGN

I BH locali sono resti di AGN ovvero si sono formati durante l’attività AGN.

I BH locali hanno un strettissimo legame con le galassie ospiti come indicato dalle relazioni MBH-L, MBH-σ ecc.

Cosa determina questo legame?

Evidentemente questo legame deve formarsi durante la fase di crescita dei BH ovvero durante la fase di AGN.

Si ritiene che il legame sia dovuto alla “reazione” (feedback) dell’AGN sulla galassia ospite:

più l’AGN è potente più la pressione della radiazione ed i venti emessi tendono a spazzar via il gas dalla galassia bloccando la crescita del BH stesso e la formazione di stelle nella galassie.

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Il “feedback” degli AGN

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La relazione MBH/Msferoide~1/1000 è il risultato dell’equilibrio tra la pressione di radiazione dell’AGN ed il potenziale gravitazionale della galassia. Quando MBH/Msferoide~1/1000, l’AGN espelle il gas dalla galassia bloccando sia la crescita del BH stesso che la formazione di stelle (→ limite di Eddington).

In questa simulazione è mostrato solo il gas (le stelle e la materia oscura ci sono

ma non sono rappresentate).

Blu: gas freddo↓↓

Rosso: gas caldo↓↓

Verde: gas caldissimo (scaldato dall’AGN).


Feedback e MBH-σ

Semplici modelli analitici che tengono conto del feedback spiegano come mai si ottenga una correlazione MBH~σ4.Questo è confermato anche dai modelli numerici che includono il feedback.

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★▼ osservati●◦□ modelli


Crescita anti-gerarchica

Perchè si formano prima le galassie ed i BH più massicci?

La crescita di BH e galassie è una competizione tra potenziale gravitazionale che porta alla formazione delle strutture e feedback che tenta di disgregarle.

Le galassie più massicce hanno buche di potenziale gravitazionale più profonde e quindi il feedback è meno importante.

Nelle galassie più piccole le buche di potenziale sono meno profonde ed il feedback riesce a ritardare la crescita di BH e galassia.

Il feedback riesce a tutti gli effetti ad invertire la crescita dei barioni rispetto alla dark matter:

nella dark matter (solo interazione gravitazionale) si formano prima le strutture più piccole mentre le più grandi si formano dopo per fusione delle più piccole;

nei barioni il feedback ritarda la formazione delle strutture più piccole che quindi si formano dopo quelle più grandi e massicce!

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(Simple) BH-galaxy co-evolution

1. Plenty of cold gas, frequent mergers and/or interactions: at the beginning SF and BH accretion proceed as fast as they can (Eddington limit).

BH and stellar mass increase at high rate.

BH and SF highly obscured by surrounding gas and dust.

2. When BH sizeable compared to host galaxy (MBH~107-108 M⊙), LAGN~LEdd powerful enough to expel gas from galaxy (eg. Silk & Rees 1998)

BH growth and SF gradually reduces.

At the end, most of the original gas is expelled and an unobscured type 1 AGN shines in a generally passive galaxy.

(Simple) BH-galaxy co-evolution

3. Almost no gas left, BH growth and SF can occur only through gas and dust in stellar winds and/or accretion of pristine gas.

Galaxy interactions or secular processes (eg. bars) can destabilize gas and make it available from BH growth or SF.

Local MBH-galaxy relations are the result of the balance between AGN activity (LEdd ~ MBH), which tends to expel gas, and galaxy gravitational attraction (Egrav~σ4Re), which tends to retain it.

The balance is found for MBH~0.001 Msph.

The need for AGN feedback

AGN feedback (i.e. BH growth) can affect galaxy growth and explain MBH-galaxy relation.

But AGN feedback is also needed to explain observed galaxy properties (e.g. apparent anti-hierarchical behaviour of galaxy evolution).

AGN phases are fundamental in the evolution of galaxies.14 Croton et al.

Figure 8. Galaxy luminosity functions in the K (left) and bJ (right) photometric bands, plotted with and without ‘radio mode’ feedback(solid and long dashed lines respectively – see Section 3.4). Symbols indicate observational results as listed in each panel. As can be seen,the inclusion of AGN heating produces a good fit to the data in both colours. Without this heating source our model overpredicts theluminosities of massive galaxies by about two magnitudes and fails to reproduce the sharp bright end cut-o!s in the observed luminosityfunctions.

stars formed. These metals are produced primarily in the su-pernovae which terminate the evolution of short-lived, mas-sive stars. In our model we deposit them directly into thecold gas in the disk of the galaxy. (An alternative wouldclearly be to add some fraction of the metals directly tothe hot halo. Limited experiments suggest that this makeslittle di!erence to our main results.) We also assume thata fraction R of the mass of newly formed stars is recycledimmediately into the cold gas in the disk, the so called ‘in-stantaneous recycling approximation’ (see Cole et al. 2000).For full details on metal enrichment and exchange processesin our model see De Lucia et al. (2004). In the bottom panelof Fig. 6 we show the metallicity of cold disk gas for modelSb/c galaxies (selected, as before, by bulge-to-total luminos-ity, as described in Section 3.5) as a function of total stellarmass. For comparison, we show the result of Tremonti et al.(2004) for mean HII region abundances in SDSS galaxies.

4 RESULTS

In this section we examine how the suppression of coolingflows in massive systems a!ects galaxy properties. As we willshow, the e!ects are only important for high mass galaxies.Throughout our analysis we use the galaxy formation modeloutlined in the previous sections with the parameter choicesof Table 1 except where explicitly noted.

4.1 The suppression of cooling flows

We begin with Fig. 7, which shows how our ‘radio mode’heating model modifies gas condensation. We compare meancondensation rates with and without the central AGN heat-ing source as a function of halo virial velocity (solid anddashed lines respectively). Recall that virial velocity pro-vides a measure of the equilibrium temperature of the sys-tem through Tvir ! V 2

vir, as indicated by the scale on the topaxis. The four panels show the behaviour at four redshiftsbetween six and the present day. The vertical dotted line ineach panel marks haloes for which rcool = Rvir, the transi-tion between systems that form static hot haloes and thosewhere infalling gas cools rapidly onto the central galaxy disk(see section 3.2 and Fig. 2). This transition moves to haloesof lower temperature with time, suggesting a ‘down-sizing’ ofthe characteristic mass of actively star-forming galaxies. Atlower Vvir gas continues to cool rapidly, while at higher Vvir

new fuel for star formation must come from cooling flowswhich are a!ected by ‘radio mode’ heating.

The e!ect of ‘radio mode’ feedback is clearly substan-tial. Suppression of condensation becomes increasingly e!ec-tive with increasing virial temperature and decreasing red-shift. The e!ects are large for haloes with Vvir

>" 150 kms!1

(Tvir>" 106K) at z <

" 3. Condensation stops almost com-pletely between z = 1 and the present in haloes withVvir > 300 km s!1 (Tvir > 3 # 106K). Such systems corre-spond to the haloes of groups and clusters which are typ-ically observed to host massive elliptical or cD galaxies attheir centres. Our scheme thus produces results which arequalitatively similar to the ad hoc suppression of cooling

Croton +06

No feedback!

Contattiemail: [email protected], [email protected]: 055 2307627

Bibliografia L.S. Sparke & J.S. Gallagher, III

Galaxies in the Universe. An Introduction.Cambridge University Press

P. SchneiderExtragalactic Astronomy and Cosmology. An Introduction.Springer

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