L'evoluzione della funzione di massa stellare delle galassie: un test per i modelli della loro formazione

Per lo sviluppo di un modello realistico di formazione ed evoluzione delle galassie è necessario un confronto sistematico con le osservazioni in modo da verificare che i dati vengano ben riprodotti. Lo scopo che si prefigge questo lavoro di Tesi è un confronto tra le caratteristiche delle galassie presenti nei cataloghi simulati (mock), costruiti sulla base di alcuni modelli, e quelle evinte dai dati osservativi di campioni di galassie (surveys) con l'obbiettivo di far luce su quali siano le maggiori discrepanze e quindi sulla direzione in cui i modelli andrebbero perfezionati. Per far questo, si è scelto di far uso della funzione di massa stellare delle galassie (MF), in quanto strumento statistico più indicativo di una popolazione di galassie, considerando sia la totalità delle galassie, sia separatamente le star-forming e le quiescenti. Questo lavoro di Tesi attua un confronto tra le MF a 0formazione stellare nei modelli e le differenze che vi sono nella loro distribuzione in base a colore e SFR. Infine si studia come varia col redshift la densità numerica delle galassie quiescenti osservate e teoriche di diversa massa. Anche questo tipo di confronto ha come scopo quello di sondare le differenze tra modelli ed osservazioni su quali siano le modalità e le tempistiche di evoluzione delle galassie a seconda della loro massa e su cosa sia quello che, dai modelli, costruiti sulla base dei processi fisici che conosciamo, non riesce ancora ad essere riprodotto.

Formazione delle galassie e cenni sulla loro evoluzione

In questa tesi si vuole fornire una panoramica generale dei processi di formazione delle galassie, con l'aggiunta di alcuni cenni sulla loro evoluzione. Nel primo capitolo si danno alcune informazioni sulla natura di questi oggetti e su come è stata scoperta la loro esistenza. Poi, utilizzando le premesse di cui al capitolo 2, nel capitolo 3 si passa alla spiegazione della loro formazione a partire dagli eventi successivi al Big Bang, di cui si fornisce una breve cronologia. Nel capitolo 4 si dà una panoramica della formazione degli ammassi di galassie e si discute di alcune osservazioni compiute su di essi, per concludere con considerazioni sul loro futuro. Infine, nell'ultimo capitolo ci si concentra sull'evoluzione delle galassie, in particolare sui processi di merging e sulle collisioni.

Emissione non termica in ammassi di galassie: analisi di radiosorgenti diffuse

Gli ammassi di galassie (galaxy clusters) sono aggregati di galassie legate dalla forza di attrazione gravitazionale. Essi sono le più grandi strutture virializzate dell’Universo e la loro luminosità è dovuta alle galassie che li compongono e al cosiddetto intracluster medium (ICM), gas intergalattico in grado di raggiungere temperature di milioni di gradi. L’ICM è caratterizzato da emissioni sia di tipo termico che non termico, rispettivamente nella banda X e nella banda Radio, dovute soprattutto al meccanismo di bremsstrahlung termica e all’emissione di sincrotrone. Lo studio delle radiazioni emesse da questo gas primordiale ha permesso di studiare alcuni processi caratteristici nella dinamica degli ammassi di galassie, come i fenomeni di merger e cooling flow , e di ottenere quindi una maggiore comprensione della formazione ed evoluzione degli ammassi. Essendo le più grandi strutture dell’Universo che abbiano raggiunto l’equilibrio viriale, il loro studio risulta infatti molto importante, in quanto fornisce un valido strumento per la formulazione di un Modello Cosmologico. Lo scopo di questo lavoro di tesi consiste in particolare nell'analisi di Aloni e Relitti radio, con maggiore approfondimento sui primi, e sulla ricerca di una correlazione della potenza Radio dei clusters sia con la loro luminosità nella banda X, che con la loro dimensione spaziale. La raccolta e l’elaborazione dei dati è stata svolta presso l’osservatorio di radioastronomia (ORA) situato nel CNR di Bologna.

Analisi di radiosorgenti diffuse presenti in ammassi di galassie attraverso lo studio di emissioni non termiche

In questo lavoro di tesi verrà affrontato uno studio sugli ammassi di galassie che costituiscono le strutture virializzate più grandi dell’Universo. L’analisi delle emissioni provenienti dall’ICM (Intracluster Medium) consente di ottenere informazioni su alcuni dei processi che caratterizzano la dinamica degli ammassi di galassie, come merger e cooling flow, e in particolare di testare le attuali ipotesi sulla formazione ed evoluzione degli ammassi. Le radiazioni provenienti dal gas extragalattico possono essere sia di tipo termico che non termico: le prime causate dal meccanismo di Bremsstrahlung termica e appartenenti alla banda X, le seconde invece dovute prevalentemente dall’emissione di Sincrotrone in banda Radio. Durante lo studio degli ammassi di galassie verranno approfondite le principali radiosorgenti diffuse: Aloni, mini-Aloni e Relitti, focalizzando lo studio su questi ultimi e analizzando un campione di dati ad essi relativi, con lo scopo di trovare un’eventuale correlazione tra alcune delle loro proprietà. La ricerca sugli ammassi di galassie risulta importante in quanto, trattandosi delle più grandi strutture dell’Universo che abbiano raggiunto l’equilibrio viriale, il loro studio risulta un valido strumento per la verifica dell’attuale Modello Cosmologico.

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.

Coppie di ammassi globulari in lmc

Le Nubi di Magellano sono una coppia di galassie irregolari molto vicine alla nostra. La loro vicinanza le ha rese target ideali per molti studi, tra cui ricerche sulla formazione ed evoluzione di popolazioni stellari. Da questi studi è emerso che una delle principali differenze tra le Nubi e la MW sta nella popolazione di ammassi globulari: circa il 20% degli ammassi di LMC, infatti, appartiene a una coppia. Si tratta di distinguere tra coppie reali o apparenti, cercando sistemi legati. Questo può essere fatto per via spettrometrica (attraverso velocità radiali o composizione chimica) e/o fotometrica (attraverso stima dell'età e profili di densità). In questo lavoro vengono analizzate fotometricamente tre coppie di LMC, al fine di determinarne la natura per migliorare le statistiche esistenti e porre dei constrain sulle conoscenze a disposizione.

Formazione stellare cosmica ed evoluzione fotometrica delle galassie in modelli cosmologici non standard

L'avvento di strumenti di osservazione sempre più potenti ha permesso negli ultimi decenni di studiare a fondo gli oggetti che compongono l'universo nonchè di giungere a stabilirne una possibile geometria. Se da un lato i dati di WMAP supportano un determinato scenario ``di consenso'', questo non esclude, tuttavia che anche altre possibili soluzioni cosmologiche possano entrare in gioco una volta che una o più delle assunzioni portanti del modello ΛCDM vengano aggiornate o risultino, alla prova di nuovi fatti, inconsistenti. Ecco quindi che può essere interessante investigare quali implicazioni possano nascere da una scelta diversa del modello. Prenderemo in considerazione cinque modelli: oltre al modello di consenso (ΛCDM), valuteremo anche tre casi limite nel contesto della metrica di Friedmann. Dedicheremo particolare attenzione, infine, al modello dello Stato Stazionario. Studieremo, al variare di questi scenari, la formazione stellare cosmica e con l'utilizzo dei modelli di SSP di Buzzoni (2005) otterremo le proprietà fotometriche di una meta galassia, le quali verranno confrontate con osservazioni recenti (e.g. Madgwick et al. 2002).

Moisture and potential vorticity in medicanes: theoretical approach and case studies

Da poco più di 30 anni la comunità scientifica è a conoscenza dell’occasionale presenza di strutture cicloniche con alcune caratteristiche tropicali sul Mar Mediterraneo, i cosiddetti medicane. A differenza dei cicloni baroclini delle medie latitudini, essi posseggono una spiccata simmetria termica centrale che si estende per gran parte della troposfera, un occhio, talvolta privo di nubi, e una struttura nuvolosa a bande spiraleggianti. Ad oggi non esiste ancora una teoria completa che spieghi la loro formazione ed evoluzione. La trattazione di questa tesi, incentrata sull’analisi dei campi di vorticità potenziale e di umidità relativa, è sviluppata nell’ottica di una miglior comprensione delle dinamiche alla mesoscala più rilevanti per la nascita dei medicane. Lo sviluppo di tecniche avanzate di visualizzazione dei campi generati dal modello WRF, quali l’animazione tridimensionale delle masse d’aria aventi determinate caratteristiche, ha permesso l’individuazione di due zone di forti anomalie di due campi derivati dalla vorticità potenziale in avvicinamento reciproco, intensificazione e mutua interazione nelle ore precedenti la formazione dei medicane. Tramite la prima anomalia che è stata chiamata vorticità potenziale secca (DPV), viene proposta una nuova definizione di tropopausa dinamica, che non presenta i problemi riscontrati nella definizione classica. La seconda anomalia, chiamata vorticità potenziale umida (WPV), individua le aree di forte convezione e permette di avere una visione dinamica dello sviluppo dei medicane alle quote medio-basse. La creazione di pseudo immagini di vapore acqueo tramite la teoria del trasferimento radiativo e la comparazione di queste mappe con quelle effettivamente misurate nei canali nella banda del vapore acqueo dai sensori MVIRI e SEVIRI dei satelliti Meteosat hanno da un lato confermato l’analisi modellistica, dall’altro consentito di stimare gli errori spazio-temporali delle simulazioni. L’utilizzo dei dati di radianza nelle microonde, acquisiti dai sensori AMSU-B e MHS dei satelliti NOAA, ha aggiunto ulteriori informazioni sia sulle intrusioni di vorticità potenziale che sulla struttura degli elementi convettivi presenti sul dominio, in modo particolare sulla presenza di ghiaccio in nube. L’analisi dettagliata di tre casi di medicane avvenuti nel passato sul Mar Mediterraneo ha infine consentito di combinare gli elementi innovativi sviluppati in questo lavoro, apportando nuove basi teoriche e proponendo nuovi metodi di indagine non solo per lo studio di questi fenomeni ma anche per un’accurata ricerca scientifica su ciclogenesi di altro tipo.

Formazione delle galassie

Descrizione delle premesse per i modelli di formazione di galassie e degli stessi

Dinamica delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

Questa tesi è una panoramica di alcuni concetti base su cui si fonda la dinamica delle galassie. Nel primo capitolo vengono messi in evidenza i concetti più generali dal punto di vista morfologico- strutturale attraverso la classificazione di Hubble. Nel secondo capitolo si mette in evidenza come un sistema possa essere definito non collisionale (attraverso la stima del tempo di rilassamento ai due corpi) e le conseguenze che ne derivano come, per esempio, l' anisotropia dello stesso sistema che conferisce alla galassia la sua classica forma “schiacciata”. Vengono poi descritti la collisional Boltzmann equation (CBE) e il teorema del viriale in forma tensoriale . Integrando la CBE nello spazio delle velocità otteniamo tre equazioni note come equazioni di Jeans: queste hanno una struttura del tutto identica a quelle della fluidodinamica ma con alcune eccezioni significative che non permettono di descrivere completamente la dinamica delle galassie attraverso la fluidodinamica. Il terzo capitolo è un excursus generale sulle galassie ellittiche: dalla loro struttura alla loro dinamica. Dall' applicazione del teorema del viriale ad un sistema ellittico si può notare come la forma “schiacciata” delle galassie sia una conseguenza dell' anisotropia del sistema e sia dovuta solo in minima parte alla rotazione. Successivamente viene presentato un modello galattico (quello di Jeans), che ci permette di calcolare una distribuzione di massa del sistema attraverso un' equazione che purtroppo non ha soluzione unica e quindi ci rende impossibile calcolare il rapporto massa- luminosità. Infine viene descritto il fundamental plane che è una relazione empirica tale per cui ad ogni galassia viene associato un determinato valore di raggio effettivo, dispersione di velocità e luminosità. Nel quarto ed ultimo capitolo viene trattata la dinamica delle parti più esterne di una galassia: disco e bracci. La dinamica del disco è descritta attraverso la curva di rotazione che, come vedremo, ha delle caratteristiche abbastanza diverse da una curva di rotazione di tipo kepleriano (quella che ad esempio descrive l' andamento della velocità in funzione della distanza nel nostro sistema solare). Infine viene descritta la dinamica dei bracci e la teoria delle onde di densità di Lin e Shu, due astronomi americani, che riesce a descrivere compiutamente la nascita e l' evoluzione dei bracci a spirale.

Costruzione di un filtro ottimale per la ricerca di ammassi di galassie in survey fotometriche

Gli ammassi di galassie sono le strutture più grandi che possiamo osservare nell’Universo. La loro formazione deriva direttamente dalla crescita delle perturbazioni primordiali di densità e dal loro conseguente collasso gravitazionale indotto appunto dalla gravità. Gli ammassi di galassie sono molto importanti in Astrofisica in quanto possono essere considerati come dei laboratori per lo studio di molti aspetti fisici legati al gas, all’ICM e all’evoluzione delle galassie. Lo studio degli ammassi di galassie è molto importante anche per la Cosmologia in quanto è possibile effettuare delle stime sui parametri cosmologici ed ottenere dei vincoli sulla geometria dell’Universo andando a valutare la loro massa e la loro distribuzione nell’Universo. Diventa quindi fondamentale l’utilizzo di algoritmi che ci permettano di utilizzare i dati ottenuti dalle osservazioni per cercare ed individuare gli ammassi di galassie in modo tale da definire meglio la loro distribuzione nell’Universo. Le più recenti survey di galassie ci forniscono molteplici informazioni a riguardo delle galassie, come ad esempio la loro magnitudine in varie bande osservative, il loro colore, la loro velocità ecc. In questo lavoro abbiamo voluto testare la performance di un algoritmo Optimal Filtering nella ricerca degli ammassi di galassie utilizzando prima solo l’informazione della magnitudine delle galassie e successivamente anche l’informazione sul loro colore. Quello che abbiamo voluto fare, quindi, è stato valutare se l’utilizzo combinato della magnitudine delle galassie e del loro colore permette all’algoritmo di individuare più facilmente, e in numero maggiore, gli ammassi di galassie.

Clustering di ammassi di galassie con cataloghi otticamente selezionati

In questo lavoro di tesi si è studiato il clustering degli ammassi di galassie e la determinazione della posizione del picco BAO per ottenere vincoli sui parametri cosmologici. A tale scopo si è implementato un codice per la stima dell'errore tramite i metodi di jackknife e bootstrap. La misura del picco BAO confrontata con i modelli cosmologici, grazie all'errore stimato molto piccolo, è risultato in accordo con il modelli LambdaCDM, e permette di ottenere vincoli su alcuni parametri dei modelli cosmologici.

Analisi delle proprieta' non termiche degli ammassi di galassie

In questa tesi si studiano gli aspetti dell’emissione non termica degli ammassi di galassie e le proprietà in confronto all’emissione termica dell’ICM, in particolare verranno messe a confronto le proprietà nella banda radio ed X. Si considerano in particolare le radiosorgenti diffuse: gli aloni, i relitti, i mini aloni e si mostra come l’andamento dello spettro radio degli aloni sia ripido alle alte frequenze; inoltre si nota che merger (scontri) recenti tra ammassi, sembrano fornire energia agli aloni ed ai relitti e dunque come conseguenza di ciò le proprietà nella banda radio e nei raggi X negli ammassi siano collegate tra di loro. I risultati sperimentali consentono di ipotizzare che gli ammassi con aloni e relitti siano caratterizzati da una forte attività dinamica che è collegata ai processi di merging. Si può vedere che i mini aloni sono le uniche sorgenti diffuse che non sono associate a merger tra ammassi. Si discute degli elettroni relativistici negli aloni radio, nei relitti radio e nei mini aloni radio. Trattando i campi magnetici degli ammassi, la loro origine e la polarizzazione che essi producono si evince che misurando la percentuale di polarizzazione si può stimare il grado d’ordine del campo magnetico in una radiosorgente. Se l’ICM in un ammasso possiede un forte effetto sulle strutture delle radiogalassie, la probabilità di formare radiosorgenti sembra non essere influenzata dall’ambiente dell’ammasso, ma soltanto dai merger degli ammassi. Nel secondo capitolo in particolare, si approfondisce invece la radiazione di sincrotrone.