Vai ai contenuti. | Spostati sulla navigazione | Spostati sulla ricerca | Vai al menu | Contatti | Accessibilità

| Crea un account

tundo, elena (2010) Supermassive Black Holes: a spectroscopic and photometric study on the connection with their host galaxies. [Tesi di dottorato]

Full text disponibile come:

[img]
Anteprima
Documento PDF
5Mb

Abstract (inglese)

One of the main themes in extragalactic astronomy for the next decade will be
the evolution of galaxies over cosmic time. It has, however, become
clear that the properties and the evolution
of galaxies are intimately linked to the growth of their Supermassive
Black Holes (SMBH).
Understanding the formation of galaxies, and their subsequent evolution, will
therefore be incomplete without clearifing the connection between the
SMBHs and their host galaxies.
The formation, assembly history, and environmental impact of the
SMBHs that are ubiquitous in the nuclei of luminous galaxy
remain today some of the main unsolved problems in cosmic structure formation
studies.
To understand galaxy evolution we need to study this subject from a
different point of view.
We need tools that can help us to
trace the behavior of SMBHs and their host galaxies at high redshift
and in active galaxies, and we need to understand how AGN feedback
acts.

In the first part of this thesis work we seek to find a tracer for the
stellar velocity
dispersion sigma* in order to give a tool in the study
of the M_bh-sigma* relation even in active or high redshift galaxies,
were sigma* cannot be measured directly. We perform an extensive
study on the kinematics of the gas as described by the three gas
emission lines [OIII], [NII] and Halpha using the SDSS database, in
order to find the best
tracer for sigma* and to get some clues concerning the effect of AGN on
the gas kinematic. We will study three subsamples of AGN, Star Forming
(SF) and Transition (TR) galaxies.
A new analysis of the SDSS spectra was required due to the need of a robust
stellar continuum subtraction, in order to take into account the
stellar absorption features on the gas emission lines.
A particular attention
has been devoted in establishing the quality of the line fitting
program, and the
statistical analysis of the suitability of the gas emission lines was
rigorous.

The main results of this first part can be summarized as follows:

--We show that [OIII] line do have a correlation with sigma*;
this correlation is poor, with a Pearson correlation coefficient
ranging from 0.42 to 0.55 in the different subsamples. The slope of the
relation is statistically less than unity, and the AGN
sample shows the lowest value.
--Halpha and [NII] show a tighter relation, with a Pearson correlation
coefficient of 0.60 and 0.62, respectively, in the AGN
subsample. All results from our measures of the intrinsic scatter and of the
correlation coefficient show that [NII] and Halpha lines are
more tightly tied to sigma* than [OIII].
--In any case the slope of the relation between
the gas and the stars is lower than unity, even if Halpha and [NII]
lines show slopes that are usually steeper than the
slope of the sigma*-sigma_[OIII] relation.
--The slope, scatter, correlation coefficient are similar using
the three emission lines in the SF sample, while they differ in
the TR and AGN samples. Particularly, we observe the slope in the
AGN sample to be shallower in the sigma*-sigma_[OIII]
relation with respect to the slope in the TR and SF, with b_TR
showing an intermediate value between b_SF and b_AGN. On the
other side, the slope of the sigma*-sigma_[NII] relation for the
three AGN, TR and SF samples agree within
uncertainties. Halpha emission line shows b_SF~ b_TR,
while b_AGN results to be shallower as in the case of [OIII].
--We propose an equation for the sigma_gas/sigma* for each of
the three line, in the different subsamples, using different
regression methods.


In our opinion these findings indicate that in SF or SB galaxies
the ionized
gas is less perturbed by non-gravitational effects from the central
engine than in AGNs, so the measured sigma_gas is subvirial as observed in
quiescent galaxies.
The reason for the slope in the sigma*-sigma_[OIII] relation to be
lower than in the cases of [NII] or Halpha lines could reside in the fact
that [OIII] is nearer to the central engine in AGN, and consequently
is more subject to its non gravitational acceleration; sigma_[OIII]
is then more broadened respect to sigma_[NII] or sigma_Halpha and its
position in a sigma*-sigma_gas plot migrate toward higher values of
sigma_gas, therefore decreasing the slope of the relation.
A conclusive test of [NII] being a better tracer for the stellar
velocity dispersion respect to the [OIII] line is represented by the
fact that in a M_bh-sigma_gas plot theM_bh-sigma_[NII] presents the
lowest scatter.

In the second part of this thesis work we will look at the effects of
AGN feedback in galaxy
clusters. About one third of clusters present a central drop in
the core gas temperature, with central cooling time shorter than the
cluster age; it should be observed in these cases a massive flow of
cooling gas. This
is not, and some heating mechanism is required.

AGN feedback is so invoked to solve the so called ``cooling flow
problem''; anyway, while theoretical models still presents AGN
feedback that produces red and dead ellipticals recent observations
suggest that AGN feedback cannot be as efficient as to completely
suppress star formation.

The goal of this Section of the Thesis is to establish
whether the Cool Core Clusters (CCC) and Non Cool Core Clusters (NCCC)
are characterized by a different star formation rate, and if this
difference can be assessed with the use of broad band optical, NIR and
UV colors.

The work was carried out using the extended Highest X-ray Flux Galaxy
Cluster Sample (HIFLUGCS) of both CCC and NCCC clusters, matched with
the SDSS, 2MASS and GALEX surveys. We first performed a careful
photometrical re-analysis of SDSS data, since SDSS data are affected
by a wrong sky subtraction and because several targets are partially
blended and needed a careful ad-hoc analysis.

The main results of this first part can be summarized as follows:

--We fitted the color-magnitude relation for
all the data points to retrieve the slopes b for each
color-magnitude relations, and then derived the zero points using the
zp=mean(color)-mean(mag)*b separately for the two
CCC and NCCC sample, under the hypothesis that galaxies both in CCC
and NCCC follow the same color-magnitude relation, and that the two
samples differ just for the mean colors.
--We observe that the mean color differences are systematically positive,
so indicating that they are probably physically
different in our samples.
--In a pure cooling flow model, we should observe a correlation between the
mass deposit rate calculated from X-ray observations and the colors of
galaxies, since the star formation due to the cooling gas falling on
the central galaxies should give bluer colors in galaxies undergoing
stronger star formation. In our case, we don't see any correlation.
--The differences we found are compatible in our opinion with CCC central
galaxies to have recent or ongoing SF. Still, a pure cooling flow
model is excluded by our findings.

Our preliminary calculation to find the mean difference in SFR between
CCC and NCCC galaxies from g-r color indicates SFR of no more than
2-5 M_sun/yr.

Abstract (italiano)

Uno dei più promettenti temi nell'astronomia extragalattica per i
prossimi decenni sarà l'evoluzione delle galassie. E' divenuto sempre
più chiaro come le loro proprietà e la loro evoluzione siano
intimamente collegate alla crescita dei buchi neri supermassicci
(SMBH) nei loro nuclei. Per capire la formazione delle galassie, e la
loro successiva evoluzione, bisognerà chiarire la connessione tra i
SMBH e le loro galassie ospiti.
I SMBH sono presenti in quasi tutti i nuclei delle galassie; la loro
formazione, il loro accrescimento, e il loro impatto sulla
materia circostante rappresentano alcuni dei problemi ancora irrisolti
nella storia della formazione delle strutture cosmiche.
Per capire l'evoluzione delle galassie, è necessario studiare
questo soggetto da più punti di vista.
Abbiamo bisogno sia di strumenti che permettano di tracciare il
comportamento dei SMBH e delle loro galassie ospiti anche ad alto
redshift o in galassie attive, sia di comprendere come agisca il
cosiddetto AGN "feedback" all'interno delle singole galassie.

Nella prima parte di questo lavoro il nostro obiettivo è determinare un
tracciante per la dispersione di velocità stellare sigma*, allo
scopo di offrire uno strumento nello studio della relazione tra la
massa dei SMBH M_bh e sigma*
anche in galassie attive o ad alto redshift, dove sigma* non
può essere misurata direttamente. Proponiamo uno studio estensivo
della cinematica del gas descritta dalle tre righe d'emissione di
[OIII], [NII] e Halpha utilizzando l'archivio della Sloan Digital
Sky Survey (SDSS), in modo da stabilire quale sia il miglior
tracciante per sigma* e in modo da capire come l'AGN influenzi la
cinematica del gas. Sono stati presi in considerazione tre
sottocampioni di galassie, rispettivamente AGN, Star Forming (SF) e
Transition (TR).
Abbiamo effettuato una nuova analisi degli spettri SDSS; poichè gli
assorbimenti stellari possono influenzare o addirittura sopraffare le
emissioni del gas ionizzato, è stato necessario sottrarre il continuo
stellare.
Una attenzione particolare è stata dedicata a stabilire la qualità
dei programmi usati nel fit, e all'analisi statistica dell'idoneità
delle tre righe d'emissione prese in considerazione come possibili
traccianti della dispersione di velocità stellare.

I risultati principali di questa prima parte possono essere riassunti
nei seguenti punti:

--Abbiamo dimostrato che sigma_[OIII], correla con sigma*; tuttavia la
correlazione è debole, con un coefficiente di correlazione di
Pearson che varia tra 0.42 a 0.55 nei tre sottocampioni di galassie
AGN, SF e TR. La pendenza della relazione è statisticamente più
bassa dell'unità, e nel campione degli AGN si registra la pendenza
più bassa.}
-- Le relazioni sigma*-sigma_[NII] e
sigma*-sigma_Halpha sono più strette della
sigma*-sigma_[OIII], e il coefficiente di correlazione di
Pearson diventa di 0.60 e 0.62, rispettivamente per [NII] e
Halpha, nel campione delle galassie AGN. Tutti i risultati delle
nostre misure di scatter intrinseco e di correlazione mostrano che
le righe d'emissione di [NII] and Halpha sono meglio correlate
alla dispersione di velocità stellare rispetto all'[OIII].
--In tutti i casi troviamo una pendenza b<1, anche se le righe
d'emissione di [NII] and Halpha mostrano pendenze generalmente
maggiori di quelle trovate con la relazione sigma*-.
-- Le pendenze e i coefficienti di correlazione sono simili usando
qualunque delle tre righe di emissione nel sottocampione delle
galassie SF; osserviamo invece che la pendenza nel campione degli
AGN risulta piu' bassa nella relazione sigma*-sigma_[OIII]
rispetto a quella trovata nei campioni SF e TR, con
b_{AGN}<b_{TR}<b_{SF}. Nella relazione
sigma*-sigma_[NII] vediamo che le pendenze nei campioni
AGN, TR e SF concordano entro le incertezze di misura, mentre per la
relazione sigma*-sigma_Halpha otteniamo che
b_{SF}~b_{TR}, con b_AGN<b_SF,b_TR.
-- Abbiamo determinato le equazioni per le relazioni
sigma_gas/sigma* per ognuna delle tre righe d'emissione,
nei tre sottocampioni, usando diversi metodi di regressione.

Questi risultati indicano che nelle galassie StarForming o Transition
il gas ionizzato è meno perturbato dagli effetti non gravitazionali
del meccanismo centrale degli AGN, con la conseguenza che sigma_gas è
subviriale così come osservato nelle galassie quiescenti.

La ragione per cui la pendenza della relazione
sigma*-sigma_[OIII] risulta minore della pendenza delle
relazioni sigma*-sigma_[NII] e sigma*-sigma_Halpha risiederebbe così
nel fatto che l'[OIII] è confinato nelle NLR, ed è di conseguenza più
soggetto alle accelerazioni non gravitazionali; sigma_[OIII] risulta
più allargata rispetto a sigma_[NII] e sigma_Halpha, e nei grafici
sigma*-sigma_gas la sua posizione "migra" verso valori più alti in
sigma_gas, abbassando di conseguenza la pendenza.

Un test conclusivo del fatto che [NII] è un tracciante migliore per la
dispersione di velocità stellare è rappresentato dal fatto che in un
grafico di M_bh contro sigma_gas la relazione M_bh-sigma_[NII]
presenta lo scatter minore.

Nella seconda parte di questo lavoro di tesi l'attenzione è dedicata
agli effetti dell' AGN feedback sulle galassie centrali di cluster. Circa un
terzo dei cluster presenta una caduta della temperatura centrale del
gas, e un tempo di raffreddamento inferiore all'età del cluster
stesso; in tali cluster si dovrebbe instaurare un massiccio flusso di
gas in fase di raffreddamento. Tuttavia questo non è osservato, e si
richiede quindi un qualche meccanismo per restituire al gas l'energia
persa, irradiata prevalentemente sotto forma di raggi X.

L'AGN feedback è invocato per risolvere questo problema, detto del
"cooling flow"; tuttavia, mentre i modelli teorici che prevedono
l'AGN feedback producono galassie ellittiche completamente rosse,
prive di popolazione stellare giovane, recenti osservazioni
mostrano che le galassie al centro dei "Cool Core Cluster" (CCC)
presentano una certa formazione stellare.

Lo scopo di questa seconda parte della tesi è di stabilire se i CCC e
i "Non Cool Core Clusters" (NCCC) sono caratterizzati da un diverso
tasso di formazione stellare, e se questa differenza possa essere
quantificata utilizzando i colori in banda ottica, NIR e UV.

Il lavoro svolto è partito dall' "extended Highest X-ray Flux Galaxy
Cluster Sample" (HIFLUGCS), un campione di cluster sia CCC che NCCC;
questo campione iniziale è stato incrociato con gli archivi SDSS,
2MASS e GALEX. E' stato necessario procedere a una attenta rianalisi
fotometrica delle immagini Sloan, poiché i dati SDSS per galassie
vicine e brillanti sono affetti da una sottrazione del cielo erronea,
e poiché diverse galassie sono parzialmente sovrapposte e necessitano
quindi di una accaurata analisi specifica.

I risultati principali di questa seconda parte possono essere
riassunti nei seguenti punti:

--Abbiamo ricavato la relazione colore-magnitudine per tutti i
punti del nostro campione al fine di derivare la pendenza per ciascuno
dei colori usati. Il punto zero per le galassie di CCC e NCCC è
stato calcolato separatamente come
zp=mean(color)-mean(mag)*b. L'ipotesi di base è
che le galassie in CCC e NCCC condividano la stessa relazione
colore-magnitudine, e che differiscano solo per il punto zero, ovvero
per il colore medio.
--Osserviamo che le differenze di colore medio trovate sono
sistematicamente positive, cosa questa che suggerisce una differenza
fisica tra galassie di CCC e NCCC, essendo le galassie di CCC
leggermente più blu.
--In un modello detto di pure "cooling flow" si dovrebbe
osservare una correlazione tra i tassi di massa di gas che si
deposita al centro del cluster per via della perdita di energia per
raffreddamento (ricavate dalle osservazioni X) e i colori delle
galassie, dal momento che la formazione stellare dovuta al gas che si
condensa risulterebbe in colori più blu in galassie con flussi di gas
più intensi. Nel nostro lavoro, non osserviamo alcuna correlazione di
questo tipo.
--Le differenze di colore medio trovate in questo lavoro sono
compatibili con l'idea che le galassie centrali in CCC abbiano avuto della
formazione stellare recente o attualmente in corso. Tuttavia,
dai nostri risultati, un modello di pure "cooling flow" è escluso.

I nostri calcoli preliminari sul tasso di formazione stellare medio nelle
galassie di CCC, partendo da un colore M_g-M_r ipotetico, indicano
valori non superiori alle 2-5 M_sun/yr.

[brace not closed]

Statistiche Download - Aggiungi a RefWorks
Tipo di EPrint:Tesi di dottorato
Relatore:bertola, francesco - pizzella, alessandro - bernardi, mariangela
Correlatore:sheth, ravi
Dottorato (corsi e scuole):Ciclo 22 > Scuole per il 22simo ciclo > ASTRONOMIA
Data di deposito della tesi:NON SPECIFICATO
Anno di Pubblicazione:28 Gennaio 2010
Parole chiave (italiano / inglese):galassie; cluster; buchi neri; AGN feedback; cinematica del gas
Settori scientifico-disciplinari MIUR:Area 02 - Scienze fisiche > FIS/05 Astronomia e astrofisica
Struttura di riferimento:Dipartimenti > pre 2012 - Dipartimento di Astronomia
Codice ID:2698
Depositato il:20 Set 2010 10:24
Simple Metadata
Full Metadata
EndNote Format

Download statistics

Solo per lo Staff dell Archivio: Modifica questo record