Environment of radio sources in the vla-cosmos survey

Sebbene studiati a fondo, i processi che hanno portato alla formazione ed alla evoluzione delle galassie così come sono osservate nell'Universo attuale non sono ancora del tutto compresi. La visione attuale della storia di formazione delle strutture prevede che il collasso gravitazionale, a partire dalle fluttuazioni di densità primordiali, porti all'innesco della formazione stellare; quindi che un qualche processo intervenga e la interrompa. Diversi studi vedono il principale responsabile di questa brusca interruzione della formazione stellare nei fenomeni di attività nucleare al centro delle galassie (Active Galactic Nuclei, AGN), capaci di fornire l'energia necessaria a impedire il collasso gravitazionale del gas e la formazione di nuove stelle. Uno dei segni della presenza di un tale fenomeno all'interno di una galassia e l'emissione radio dovuta ai fenomeni di accrescimento di gas su buco nero. In questo lavoro di tesi si è studiato l'ambiente delle radio sorgenti nel campo della survey VLA-COSMOS. Partendo da un campione di 1806 radio sorgenti e 1482993 galassie che non presentassero emissione radio, con redshift fotometrici e fotometria provenienti dalla survey COSMOS e dalla sua parte radio (VLA-COSMOS), si è stimata la ricchezza dell'ambiente attorno a ciascuna radio sorgente, contando il numero di galassie senza emissione radio presenti all'interno di un cilindro di raggio di base 1 Mpc e di altezza proporzionale all'errore sul redshift fotometrico di ciascuna radio sorgente, centrato su di essa. Al fine di stimare la significatività dei risultati si è creato un campione di controllo costituito da 1806 galassie che non presentassero emissione radio e si è stimato l'ambiente attorno a ciascuna di esse con lo stesso metodo usato per le radio sorgenti. I risultati mostrano che gli ammassi di galassie aventi al proprio centro una radio sorgente sono significativamente più ricchi di quelli con al proprio centro una galassia senza emissione radio. Tale differenza in ricchezza permane indipendentemente da selezioni basate sul redshift, la massa stellare e il tasso di formazione stellare specifica delle galassie del campione e mostra che gli ammassi di galassie con al proprio centro una radio sorgente dovuta a fenomeni di AGN sono significativamente più ricchi di ammassi con al proprio centro una galassia senza emissione radio. Questo effetto e più marcato per AGN di tipo FR I rispetto ad oggetti di tipo FR II, indicando una correlazione fra potenza dell'AGN e formazione delle strutture. Tali risultati gettano nuova luce sui meccanismi di formazione ed evoluzione delle galassie che prevedono una stretta correlazione tra fenomeni di AGN, formazione stellare ed interruzione della stessa.

Dinamica delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

In questa tesi si vuole fornire una descrizione generale delle dinamiche delle galassie ellittiche e a spirale. Nel primo capitolo si danno informazioni generali sulle grandezze che caratterizzano le galassie e come esse vengono classificate. Nel secondo capitolo si espone il concetto di sistema collisionale, si fa notare come le galassie risultino essere sistemi non collisionali e come questo porti delle semplificazioni nella trattazione di questi oggetti e ne spieghi alcune caratteristiche. Si prosegue andando a considerare le equazioni che descrivono il moto (equazione non collisionale di Boltzmann, equazioni di Jeans, teorema del viriale in forma tensoriale) e le informazioni che si possono ricavare. Nel terzo capitolo ci si concentra sulle galassie ellittiche e sulle principali leggi che le descrivono e dalle quali è possibile ottenere stime riguardo distanza e dimensioni. Il quarto e ultimo capitolo è incentrato sulle galassie a spirale e in particolare sulla dinamica del disco, e come si è giunti all'ipotesi dell'esistenza della materia oscura, e sulla dinamica dei bracci.

Proprietà degli ammassi di galassie

In questa tesi di laurea triennale vengono esposte le conoscenze fondamentali che descrivono gli ammassi di galassie. I galaxy clusters sono strutture gravitazionalmente legate composte di galassie, gas denominato ICM (Intra Cluster Medium) e materia oscura. Queste 3 diverse componenti sono responsabili rispettivamente del 5%, 15% e 80% circa della massa totale dell’ammasso; per la maggior parte degli ammassi la massa totale è 10^{14-15} masse solari. Nella prima parte della tesi si illustrano brevemente queste 3 componenti e le si inquadrano nelle diverse classificazioni morfologiche degli ammassi. Nella seconda parte ho passato in rassegna alcune delle funzioni più importanti per descrivere un ammasso di galassie. Nella terza ed ultima parte sono esposti i principali meccanismi grazie ai quali conosciamo gli ammassi di galassie.

Studio degli indici di Lick come traccianti evolutivi in galassie passive

Le galassie passive sono sistemi dominati da popolazioni stellari vecchie, non mostrano tracce di formazione stellare (spettri compatibili con assenza di righe in emissione e caratterizzati da righe in assorbimento), e ci sono evidenze osservative che indicano che le galassie passive abbiano iniziato ad assemblare la loro massa stellare a z. Gli spettri delle galassie passive conservano traccia dei meccanismi fisici ed evolutivi della loro popolazione stellare. Laddove si hanno a disposizione spettri di buona qualità, ovvero che abbiano un rapporto segnale-rumore elevato, l’informazione contenuta in tali spettri può essere dedotta dalla misura dell’intensità di alcune righe in assorbimento. Burstein et al. (1984) hanno costruito un insieme di indici spettroscopici, chiamato sistema di indici di Lick, i quali misurano l’intensità delle principali righe in assorbimento (nella regione di lunghezze d’onda ottiche tra 4000-6000 Å), in termini di larghezza equivalente. in questa tesi è stato adottato il metodo degli indici di Lick per stimare i parametri evolutivi di un campione di galassie passive. Gli obiettivi principali di questa tesi sono due: 1.) studiare l’evoluzione col redshift dei parametri di età, metallicità totale e abbondanze relative di elementi α rispetto al ferro di un campione di galassie estratto spettroscopicamente dalla SDDS (Moresco et al., 2011). L’obiettivo finale è quello di dedurre informazioni sulla storia di formazione stellare delle galassie del campione. 2.) realizzare una simulazione per valutare la possibilità di misurare gli indici di Lick negli spettri di galassie passive che verranno osservate con la missione futura Euclid. Da questo studio è emerso un chiaro andamento evolutivo del campione in linea con quello previsto dallo scenario evolutivo del mass-downsizing, per il quale la SFH di una popolazione stellare è fortemente vincolata dalla massa della popolazione stessa, nel senso che al crescere della massa la formazione delle galassie passive si colloca in epoche progressivamente più remote, e l’assemblaggio della loro massa stellare avviene in tempi scala via via inferiori. Dalla simulazione è emerso un risultato molto importante che deriva dalla robustezza delle misure del D4000 e riguarda la possibilità di determinare il redshift di galassie a z ≥ 1.5 con Euclid.

Analisi numerica per l'evoluzione non lineare di perturbazioni di energia oscura

L'elaborato tratta lo studio dell’evoluzione delle perturbazioni di densità non lineari, confrontando modelli con costante cosmologica (wΛ = −1) e modelli alternativi in cui l’energia oscura sia caratterizzata da un’equazione di stato con w diverso da −1, considerando sia il caso con energia oscura costante, sia quello in cui ha fluttuazioni. La costante cosmologica presenta infatti due problemi teorici attualmente senza soluzione: il problema del suo valore e il problema della coincidenza. Per analizzare l’evoluzione delle perturbazioni di materia ed energia oscura, sia nel caso delle sovradensità che nel caso delle sottodensità primordiali, si implementano numericamente le equazioni differenziali non lineari ricavate a partire dalla teoria del collasso sferico. Per parametrizzare il problema, si fa riferimento ai valori critici del contrasto di densità δc e δv che rappresentano, rispettivamente, la soglia lineare per il collasso gravitazionale e la soglia per l’individuazione di un vuoto cosmico. I valori di δc e δv sono importanti poich´e legati agli osservabili cosmici tramite la funzione di massa e la void size function. Le soglie critiche indicate sono infatticontenute nelle funzioni citate e quindi, cambiando δc e δv al variare del modello cosmologico assunto, è possibile influenzare direttamente il numero e il tipo di oggetti cosmici formati, stimati con la funzione di massa e la void size function. Lo scopo principale è quindi quello di capire quanto l’assunzione di un modello, piuttosto che di un altro, incida sui valori di δc e δv. In questa maniera è quindi possibile stimare, con l’utilizzo della funzione di massa e della void size function, quali sono gli effetti sulla formazione delle strutture cosmiche dovuti alle variazioni delle soglie critiche δc e δv in funzione del modello cosmologico scelto. I risultati sono messi a confronto con il modello cosmologico standard (ΛCDM) per cui si assume Ω0,m = 0.3, Ω0,Λ = 0.7 e wΛ = −1.

Classificazione delle galassie: Caratteristiche morfologiche, fotometriche e cinematiche

In questa tesi si cercherà di passare in rassegna le caratteristiche fondamentali dei principali tipi galattici. Dopo un breve ex-cursus storico, si passerà al primo capitolo, nel quale si osserverà come le prime catalogazioni si siano basate sulla morfologia di questi oggetti. Si cercherà quindi di mostrare come molte grandezze fisiche siano strettamente legate all’aspetto che questi oggetti celesti mostrano. Nel secondo capitolo verranno trattate le principali caratteristiche fotometriche: si mostreranno isofote di galassie ellittiche, si accennerà al fenomeno dell’isophotal twist, si introdurranno diversi profili di brillanza, sia per galassie ellittiche che per galassie a spirale. Nel terzo ed ultimo capitolo si tratteranno le caratteristiche cinematiche dei due principali tipi galattici. Riusciremo, a questo punto, a trovare una relazione tra l’isophotal twist e le caratteristiche cinematiche delle galassie ellittiche. Dopo aver introdotto il concetto di dispersione di velocità, sarà possibile introdurre brevemente il piano fondamentale, importante relazione tra le caratteristiche principali delle galassie ellittiche. Si discuterà infine della particolare curva di rotazione delle galassie a spirale, la cui velocità si mantiene costante ben oltre i limiti di quanto si possa stimare osservando la materia visibile; questa peculiarità delle galassie a spirale ha portato direttamente all’idea che possa esserci della materia oscura in grado di esercitare una attrazione gravitazionale sulla materia ordinaria.

La Controparte Ottica della "Black-Widow" nell'Ammasso Globulare M71

Le Millisecond Pulsar (MSP) sono stelle di neutroni magnetizzate e rapidamente rotanti, prodotte da fenomeni di accrescimento di massa e momento angolare da parte di una stella compagna. Secondo lo scenario canonico di formazione, è atteso che la stella compagna sia una nana bianca di He, privata del suo inviluppo esterno. Tuttavia, in un numero crescente di casi, la compagna della MSP è stata identificata in una stella di piccola massa, non degenere, ancora soggetta a fenomeni di perdita di massa. Queste MSP vengono comunemente chiamate ''Black-Widow'' (BW) e sono l'oggetto di studio di questa tesi. In particolare, l'obiettivo di questo lavoro è l'identificazione della controparte ottica della PSR J1953+1846A nell'ammasso globulare M71. Essa è classificata come BW, data la piccola massa della compagna (~0.032 Msun) e il segnale radio eclissato per circa il 20% dell'orbita. Tramite l'uso di osservazioni ad alta risoluzione con il telescopio spaziale Hubble, abbiamo identificato, in una posizione compatibile con la MSP, un debole oggetto, la cui variabilità mostra una periodicità coerente con quella del sistema binario, noto dalla banda radio. La struttura della curva di luce è indicativa della presenza di fenomeni di irraggiamento della superficie stellare esposta all'emissione della MSP e dalla sua analisi abbiamo stimato alcuni parametri fisici della compagna, come la temperatura superficiale ed il fattore di riempimento del lobo di Roche. Dal confronto tra le curve di luce X ed ottica, abbiamo inoltre trovato evidenze a favore della presenza di shocks nelle regioni intrabinarie. Abbiamo quindi evidenziato l'estrema similarità di questo sistema con l'unica compagna di BW attualmente nota in un ammasso globulare: PSR J1518+0204C. Infine, abbiamo effettuato uno studio preliminare delle controparti ottiche delle sorgenti X dell'ammasso. Abbiamo così identificato due AGN che, insieme ad altre due galassie, hanno permesso la determinazione del moto proprio assoluto delle stelle dell'ammasso.

Accrescimento di Bondi con electron scattering per buchi neri al centro di galassie

Il modello di Bondi rappresenta il modello di accrescimento più semplice, in quanto studia l'accrescimento su un BH isolato immerso in una distribuzione di gas infinita. In questa semplice trattazione puramente idrodinamica vengono trascurati molti aspetti importanti, come ad esempio il momento angolare, il campo magnetico, gli effetti relativistici, ecc. L'obiettivo di questa Tesi consiste nell'affinare tale modello aggiungendo alcune nuove componenti. In particolare, vogliamo studiare come queste nuove componenti possano influire sul tasso di accrescimento della materia. Dopo una Introduzione (Capitolo 1), nel Capitolo 2 viene presentato il modello di Bondi originale, con lo scopo di ricostruire il procedimento matematico che porta alla soluzione e di verificare il funzionamento del codice numerico scritto per la soluzione dell'equazione di Bondi finale. Tuttavia, il modello di accrescimento sferico stazionario tratta il potenziale gravitazionale di un oggetto puntiforme isolato, mentre in questo lavoro di Tesi si vogliono considerare i BH che si trovano al centro delle galassie. Pertanto, nel Capitolo 3 è stata rivisitata la trattazione matematica del problema di Bondi aggiungendo alle equazioni il potenziale gravitazionale prodotto da una galassia con profilo di densità descritto dal modello di Hernquist. D'altronde, ci si aspetta che l'energia potenziale gravitazionale liberata nell'accrescimento, almeno parzialmente, venga convertita in radiazione. In regime otticamente sottile, nell'interazione tra la radiazione e la materia, domina l'electron scattering, il che permette di estendere in maniera rigorosa la trattazione matematica del problema di Bondi prendendo in considerazione gli effetti dovuti alla pressione di radiazione. Infatti, in un sistema a simmetria sferica la forza esercitata dalla pressione di radiazione segue l'andamento "1/r^2", il che comporta una riduzione della forza gravitazionale della stessa quantità per tutti i raggi. Tale argomento rappresenta l'oggetto di studio del Capitolo 4. L'idea originale alla base di questo lavoro di Tesi, che consiste nell'unire i due modelli sopra descritti (ossia il modello di Bondi con la galassia e il modello di Bondi con feedback radiativo) in un unico modello, è stata sviluppata nel Capitolo 5. Utilizzando questo nuovo modello abbiamo cercato di determinare delle "ricette" per la stima del tasso di accrescimento, da utilizzare nell'analisi dei dati osservativi oppure da considerare nell'ambito delle simulazioni numeriche. Infine, nel Capitolo 6 abbiamo valutato alcune applicazioni del modello sviluppato: come una possibile soluzione al problema di sottoluminosità dei SMBH al centro di alcune galassie dell'universo locale; per la stima della massa del SMBH imponendo la condizione di equilibrio idrostatico; un possibile impiego dei risultati nell'ambito dei modelli semi-analitici di coevoluzione di galassie e SMBH al centro di esse.

Teorema del viriale e applicazioni astrofisiche

Il teorema del viriale consiste in una relazione tra energia cinetica e energia potenziale totali di un sistema all'equilibrio. Il concetto di Viriale (dal latino vires, plurale di vis, 'forza') è stato introdotto dal fisico e matematico tedesco Rudolf Julius Emanuel Clausius (1822-1888) per indicare la quantità N
Fi •xi i=1 che rappresenta la somma, fatta su tutte le N particelle di un sistema, dei prodotti scalari del vettore forza totale agente su ciascuna particella per il vettore posizione della particella stessa, rispetto ad un riferimento inerziale scelto. Tale quantità altro non è che un'energia potenziale. Dire che un sistema di particelle è virializzato equivale a dire che esso è stazionario, cioè all'equilibrio. In questo elaborato sono di nostro interesse sistemi astrofisici gravitazionali, in cui cioè l'energia potenziale sia dovuta solo a campi gravitazionali. Distingueremo innanzitutto sistemi collisionali e non collisionali, introducendo i tempi scala di attraversamento e di rilassamento. Dopo una trattazione teorica del teorema, nell'approssimazione di continuità - per cui sostuiremo alle sommatorie gli integrali - e di non collisionalità, an- dremo a studiarne l'importanza in alcuni sistemi astrofisici: applicazione agli ammassi stellari, alle galassie e agli ammassi di galassie, stima della quantità di materia oscura nei sistemi, instabilità di Jeans in nubi molecolari, rotazione delle galassie ellittiche. Per ragioni di spazio non saranno affrontati altri casi, di cui ne citiamo alcuni: collasso delle stelle, stima della massa dei buchi neri al centro delle galassie, 'mass-to-light ratio' di sistemi sferici. Parleremo in generale di “particelle” costituenti i sistemi per intendere stelle, galassie, particelle di gas a seconda del sistema in esame. Trascureremo in ogni caso le influenze gravitazionali di distribuzioni di densità esterne al sistema.

L'atomo di idrogeno: righe, serie e sua importanza in astrofisica

L'atomo di idrogeno è il più leggero ed abbondante dell'universo. Esiste sotto forma di molecola H2, ionizzato e neutro: di seguito si analizzeranno le principali caratteristiche di queste tre fasi e si sottolineeranno i criteri ambientali che determinano la presenza di idrogeno in una o nell'altra fase e in particolare a quali processi radiattivi corrispondono. Si accenna inoltre al ruolo fondamentale che esso svolge in alcuni ambiti della ricerca astrofisica come la determinazione della curva di rotazione delle galassie a spirale o l'osservazione di regioni di formazione stellare. L'elaborato si apre con una panoramica sulla trattazione quantistica dell'atomo di idrogeno. Si parlerà delle sue autofunzioni e dei livelli energetici relativi, delle regole di selezione tra gli stati e in particolare degli effetti di struttura iperfine che portano alla formazione della riga a 21 cm, potentissimo mezzo di indagine in nostro possesso. Si aggiunge infine una breve trattazione su come l'idrogeno funga da carburante per la vita delle stelle.

Ricerca di AGN oscurati nei Chandra Deep Fields

La forma spettrale dell’X-ray background richiede l’esistenza di un grande numero di AGN mediamente oscurati, oltre alla presenza di AGN fortemente oscurati, la cui densità di colonna supera il limite Compton (Nh>10^24 cm^(-2)). A causa della loro natura, questi oggetti risultano di difficile osservazione, per cui è necessario adottare un approccio multi-banda per riuscire a rivelarli. In questo lavoro di tesi abbiamo studiato 29 sorgenti osservate nel CDF-S e 10 nel CDF-N a 0.0710^23, spettro piatto, riga del ferro): a seguito di questa analisi sono state individuate 9 sorgenti che presentano indicazioni di forte oscuramento. Dallo studio del rapporto tra la luminosità X (2-10 keV) e quella MIR (12.3um) dedotta dal SED-fitting, si è ottenuta una conferma della possibile presenza di forte oscuramento nelle 9 sorgenti selezionate a seguito dell’analisi spettrale. Abbiamo inoltre confrontato il tasso di formazione stellare dedotto dalla banda X (0.5-8 keV) e da quella IR (8-1000um) per identificare le sorgenti nelle quali l’emissione da AGN risulta essere dominante. A seguito di questa analisi abbiamo identificato 9 sorgenti (le stesse di cui sopra) con indicazione di forte oscuramento; di queste, 3 mostrano chiare indicazioni della presenza di un AGN Compton Thick (Nh>10^24 cm^(-2), riga del ferro intensa, basso rapporto LX/MIR).

Action-based dynamical models of the Fornax dwarf spheroidal galaxy

Il lavoro presentato in questa Tesi si basa sul calcolo di modelli dinamici per Galassie Sferoidali Nane studiando il problema mediante l'utilizzo di funzioni di distribuzione. Si è trattato un tipo di funzioni di distribuzione, "Action-Based distribution functions", le quali sono funzioni delle sole variabili azione. Fornax è stata descritta con un'appropriata funzione di distribuzione e il problema della costruzione di modelli dinamici è stato affrontato assumendo sia un alone di materia oscura con distribuzione di densità costante nelle regioni interne sia un alone con cuspide. Per semplicità è stata assunta simmetria sferica e non è stato calcolato esplicitamente il potenziale gravitazionale della componente stellare (le stelle sono traccianti in un potenziale gravitazionale fissato). Tramite un diretto confronto con alcune osservabili, quali il profilo di densità stellare proiettata e il profilo di dispersione di velocità lungo la linea di vista, sono stati trovati alcuni modelli rappresentativi della dinamica di Fornax. Modelli calcolati tramite funzioni di distribuzione basati su azioni permettono di determinare in maniera autoconsistente profili di anisotropia. Tutti i modelli calcolati sono caratterizzati dal possedere un profilo di anisotropia con forte anisotropia tangenziale. Sono state poi comparate le stime di materia oscura di questi modelli con i più comuni e usati stimatori di massa in letteratura. E stato inoltre stimato il rapporto tra la massa totale del sistema (componente stellare e materia oscura) e la componente stellare di Fornax, entro 1600 pc ed entro i 3 kpc. Come esplorazione preliminare, in questo lavoro abbiamo anche presentato anche alcuni esempi di modelli sferici a due componenti in cui il campo gravitazionale è determinato dall'autogravità delle stelle e da un potenziale esterno che rappresenta l'alone di materia oscura.

Analisi spettrale in banda X e proprietà multi-frequenza della galassia ULIRG IRAS 13120-5453

L’interruzione dell’attività di formazione stellare nelle galassie attraverso l’azione di venti guidati dalla potenza dell’AGN e/o dall’attività di starburst è una fase prevista da tutti i modelli di coevoluzione tra i buchi neri super massicci e la galassia ospite. La recente scoperta di venti molecolari massivi in alcune ULIRG locali ha fornito una prova forte a favore dell’esistenza del meccanismo di feedback negativo nelle galassie. Ad oggi non è chiaro il ruolo che l'attività di AGN e di starburst hanno nella produzione dei venti: tuttavia, la maggior parte delle ULIRG in cui sono stati osservati i venti molecolari presentano elevati tassi e velocità di outflow, suggerendo che l'AGN giochi un ruolo principale. IRAS 13120-5453 rappresenta un caso particolare: la sua attività e dominata dalla formazione stellare, ma sembra anche ospitare un AGN oscurato al suo interno. Tuttavia, non presenta elevati tassi di outflow e velocità dei venti: non è quindi chiaro quale dei due fenomeni vi sia all'origine. In questo lavoro di tesi si è operata un'analisi multibanda di questa sorgente con lo scopo di studiarne le principali proprietà fisiche. Lo studio in banda X attraverso l'analisi dei dati provenienti dai satelliti XMM-Newton, Chandra e NuSTAR ha permesso di conoscere parametri importanti come il grado di oscuramento della sorgente e la potenza dell'AGN. Con l'analisi in banda IR, è stato possibile conoscere il contributo dell'AGN e della starburst alla luminosità IR e i principali parametri fisici di questa galassia. L’obiettivo di tale lavoro è quello di capire il ruolo svolto da questi due principali fenomeni e quale possa essere la connessione con i venti molecolari.

Studio del parametro di coalescenza e caratterizzazione della sorgente nella produzione di (anti)nuclei in collisioni ad alte energie

In questo lavoro di tesi è stato approfondito il modello di coalescenza, ampiamente utilizzato in letteratura per descrivere la formazione di (anti)nuclei leggeri in collisioni ad alta energia negli acceleratori e di antinuclei cosmici, con applicazioni alle ricerche indirette di materia oscura nell’universo. Nello specifico, è stato studiato il parametro di coalescenza per (anti)nuclei con numero di massa A ≤ 4; utilizzando un fit ai dati dell’esperimento ALICE a LHC sulla dimensione della sorgente di protoni in collisioni pp a √s = 13 TeV, si è cercato di esplicitare la dipendenza del parametro di coalescenza dall’impulso trasverso. Dal confronto delle previsioni del modello così ottenuto con le misure del parametro di coalescenza raccolte da ALICE, si osserva che il parametro di coalescenza di d e 3He non segue l’andamento previsto. Questo risultato evidenzia quindi la necessità di rivedere il modello di sorgente adottato o i suoi limiti di applicazione a diversi sistemi di collisione. In vista della possibilità di implementare il meccanismo di formazione per coalescenza nei generatori Monte Carlo per la simulazione degli antinuclei, si è tentato di caratterizzare la sorgente di protoni attraverso l’utilizzo del generatore PYTHIA 8.3. In particolare, è stata effettuata un’analisi delle coordinate spaziali, della quantità di moto e del tempo di produzione dei protoni a rapidità centrale generati in 10^5 collisioni pp. I grafici ottenuti mostrano che la sorgente è sostanzialmente isotropa.

Vincoli sulla storia di espansione dell’Universo tramite cronometri cosmici nella survey VANDELS

Nel presente lavoro di tesi viene selezionato e analizzato un campione di galassie passive estratte dalla survey VANDELS, con cui condurre uno studio cosmologico basato sul metodo dei cronometri cosmici. Tale metodo rappresenta una sonda cosmologica non standard, che consente di misurare il parametro di Hubble in maniera indipendente dalla cosmologia valutando l’invecchiamento di una popolazione di galassie molto massive e in evoluzione passiva in un dato intervallo di redshift. Per applicare il metodo viene selezionato un campione di cronometri cosmici incrociando diversi criteri complementari, sia fotometrici che spettroscopici, tali da minimizzare la contaminazione da formazione stellare attiva. Il campione ottenuto ha ⟨log(M⋆/M⊙)⟩=10.86±0.03, ⟨log(sSFR/yr−1)⟩=-11.9±0.1 e ⟨EW[OII]⟩=3.3±0.2 Å. Dallo studio delle proprietà spettroscopiche, in particolare degli indici sensibili all’età, esso mostra un progressivo invecchiamento al diminuire del redshift ed evidenza di mass-downsizing. Per la stima delle età si adotta la tecnica del full-spectral fitting, sia sugli spettri che sulla fotometria disponibili, utilizzando il codice Bagpipes. Dai risultati del fit emerge che le galassie individuate hanno, come atteso, metallicità mediamente sotto-solari (⟨Z/Z⊙⟩=0.44±0.01), bassa estinzione da polvere (⟨AV,dust⟩=0.43±0.02 mag) e una fase di formazione stellare breve (⟨τ⟩=0.28±0.02 Gyr). A partire da questi viene costruita la relazione età-redshift mediana per il campione finale di 39 galassie, esplorandone la robustezza con diverse assunzioni di prior e binnaggio. Fittata con un modello fΛCDM, essa permette di ricavare una stima per la costante di Hubble pari a H0 = 67^+14_−15 km/s/Mpc. Infine, con la stessa relazione si applica il metodo dei cronometri cosmici, ottenendo una nuova stima del parametro di Hubble, H(z=1.26) = 135±62 km/s/Mpc. Nell’errore si è tenuto conto anche degli effetti sistematici introdotti dalla scelta del binning e della SFH nel modello di fit.