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Lo Faro, Barbara (2013) PHYSICAL MODELLING OF HIGH REDSHIFT GALAXY SPECTRA: A NEW MULTIWAVELENGTH VIEW ON GALAXY FORMATION AND EVOLUTION. [Tesi di dottorato]

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Abstract (inglese)

A major step forward in our understanding of the formation mechanism and evolution with cosmic time of galaxies is given by the recent development of powerful astronomical tools able to detect exceedingly faint signals from remote distances.

One of the latter developments of particular signicance was the opening of wavelengths longwards the classical visual band to the astronomical observation from space. From the mid '80 with the pioneering IRAS survey, until today, with the operation of the Herschel Space Observatory in the far-infrared and the Large Atacama Millimetre Array (ALMA)
in the millimetre, a variety of initiatives have been put in operation to observe the Cosmo at long wavelengths. Among the many novelties emerging from all this, it became more and more evident the role of diuse media in galaxies in shaping their spectral emission and modifying the flux emerging from stars. A particular eect is that due to the mixing of dust and gas in the galaxy interstellar media (ISM): as dust particles have a large cross section with respect to the optical and ultraviolet photons typically emitted by stars, a large
fraction of stellar emission is absorbed by dust and re-emitted at long wavelengths in the IR and millimeter bands. According to observational evidence and theoretical expectation, this re-shaping of galaxy emission spectra by the dust content of their ISM becomes more and more important the richer the galaxy content is of primeval gas and dust. This happens particularly when we consider the early phases of their formation and evolution.

Important discoveries in this sense have been made using large millimetric telescopes on
ground (like SCUBA, IRAM, APEX among others), revealing the existence of a population
of extremely luminous galaxies at high redshift, with luminosities comparable to those of
quasars. Most of the light emitted by these objects falls in the far-infrared and sub-mm and
is visible strongly redshifted at millimeter wavelengths. In the optical these galaxies appear
as extremely faint and red, due to the combined eect of dust extinction and redshift.
This discovery, later conrmed by space infrared observatories, proved the existence of
phases of enormous star formation activity already at high redshift, very likely related to the formation of massive spheroidal galaxies (ellipticals, S0's). Altogether, all these recent
developments require new approaches to investigate the physical properties of high-redshift
galaxies, hence constraining the history of their assembly and early evolution. At the time
when only visual (optical-UV) data were available on moderate-redshift galaxies the modellistic
requirements to interprete their spectro-photometric data were most simply to add
linearly the contributions of all stars present in the galaxy, quite independently on the geometry
of the stellar distribution or dust opacities. Now the new data on dust re-radiations
oered by infrared observatories showed that, particularly during major episodes of stellar
formation, large or even dominant fractions of the emission by young stars are absorbed
by dust and re-emitted as large far-infrared bumps. There is thus a clear association of
star formation and dust extinction, because high star formation rates require highly opaque
media for gas to collapse and form stars.
In a real star-forming galaxy stars, gas and dust are mixed in a very complicated way, and
dust extinction is a strong function of the age of the stellar population in the galaxy. New
data then force us to consider a new generation of models of galaxy synthetic spectra, with
radical complications with respect to previous classical modelling, occurring at two levels:
on one side dust extinction can not be neglected and should be considered as a function of
the age of the stellar population in the galaxy. In addition, the eect of dierential extinction
entails that geometrical eects in the distribution of stars and dust play a fundamental
role and have to be carefully modelled.
Various attempts have been made during the last decade to provide simplied approaches
to the above problems. The simplest widely used is to calculate the summed spectrum of all
stars and extinguish it with an average and possibly representative extinction law. Virtually
all results of physical analyses of galaxy populations in the universe are based on simplied
numerical codes based on this approach. This can provide sensible results in relation to
galaxy populations characterized by the presence of negligible amounts of interstellar gas
and modest extinction, like in early type galaxies in the local universe or moderately starforming
spirals. But we already know that this is an improper approach when considering
more actively star-forming galaxies or objects detected during early phases of gas collapse
hence in the presence of a very rich interstellar medium. These correspond to the most
important and interesting phases of the formation and evolution of galaxies.
The aim of the present work is to contribute to overcome the diculties and limitations
described above, with a new eort of modelling and physical analysis of populations of
galaxies, both in the local universe and at high redshifts.
More specically, the main focus of my PhD research is to investigate the nature and mass
assembly history of dusty star forming galaxies at high redshift (0.8< z <2.5), observed with Herschel, through a self-consistent modelling of their main physical properties like
stellar, gas and dust mass, SFR and SFH, and dust attenuation.
With total infrared luminosities between 1011 􀀀 1012 L and 1012 L, respectively,
Luminous and Ultra luminous infrared galaxies [(U)LIRGs hereafter], are among the most
luminous and complex extragalactic objects we can conceive, including all varieties of young
and old stellar populations, dust absorption, scattering, grain thermal re-radiation, and
AGN emission (Lonsdale et al., 2006). Although they are quite rare in the local universe,
they dominate the cosmic star formation rate and the FIR background at z > 1. Therefore
they are suitable laboratories to study the main physical processes which drive galaxy
formation and evolution.
The physical characterization of the ULIRG phenomenon requires a multi-wavelength approach
and a detailed treatment of dust eects. Galaxy Evolution Synthesis Technique
seems to be a powerful tool to interpret galaxy spectra. The spectral energy distribution
(SED) of a galaxy contains valuable information about its physical properties, including
the stellar, gas and dust content, the age and abundance distribution of the stellar populations
resulting from the SFH, and their interaction with the interstellar medium (ISM).
The study of the SED therefore oers the most direct way to investigate galaxy formation
and evolution, both through direct observations and corresponding theoretical modelling.
To model the emission from stars and dust consistently and get reliable estimates for
the main galaxy physical parameters we need to solve the radiative transfer equation for
idealised but realistic geometrical distributions of stars and dust, as well as take advantage
of the full SED coverage from UV to sub-mm.
The power of our approach, here, lies in the combination of a full multi-wavelength coverage
for our selected galaxies, including the FIR from 70 to 500 micron by Herschel PACS and
SPIRE and the IRS Spitzer spectra where available, with a self-consistent spectral synthesis
code GRASIL (Silva et al., 1998) used to interpret galaxy SEDs. This code computes
the SEDs of galaxies from far-UV to radio including a state-of-the-art treatment of dust
extinction and reprocessing based on a full radiative transfer solution. The characteristics
of this model (e.g. accounting of diuse and clumped dust and stars, realistic geometry,
both giving rise to an age-dependent dust attenuation, and a full computation of dust
temperature as a function of grain size and composition) together with the large spectral
coverage, allows a thorough physical analysis of the observed SEDs.
Our analysis demonstrates that a correct and self-consistent treatment of dust extinction
and reprocessing together with a full multiwavelength coverage (from far-UV to radio),
is essential to get reliable estimates of the main physical parameters like stellar mass, dust
extinction and SFRs. We show that such a physical approach can have strong impact on
the claimed relation between the SFR and stellar mass. This is due to the uncertainties
related to the interpretation of the optical to far-IR emission depending on the age of stars
responsible for the dust heating and reprocessing. We observe that the addition of radio
emission to the spectral multi-band tting oers a tight constraint on the current SFR,
considering that only stars younger than about 10 Myr produce the galactic cosmic rays
responsible for the non-thermal radio emission. Moreover as the radio emission probes the
SFH on dierent timescales with respect to the IR emission, our analysis also allows us
to better understand and constrain the source's past SFHs, in particular the number of
massive stars contributing to the NT component of radio emission through core-collapse
SNe.

Abstract (italiano)

Un importante passo avanti nella comprensione del meccanismo di formazione ed evoluzione
delle galassie e dato dal recente sviluppo di potenti strumenti astronomici in grado di rilevare
segnali estremamente deboli provenienti da distanze remote.
Uno degli ultimi sviluppi di particolare rilevanza e stata l'apertura di lunghezze d'onda
maggiori della banda visibile all'osservazione astronomica dallo spazio. Dalla meta degli
anni '80 con la pionieristica survey IRAS, no ad oggi, con il telescopio spaziale Herschel
operante nel lontano infrarosso e l'Atacama Large Millimetre Array (ALMA) nel millimetrico,
una serie di iniziative sono state messe a punto per osservare il Cosmo a lunghezze
d'onda lunghe. Tra le tante novita che emergono da tutto questo, e diventato sempre piu
evidente il ruolo del mezzo diuso nelle galassie nel `modellare' la loro emissione spettrale
modicando il
usso emergente dalle stelle. Un eetto particolare e quello dovuto alla combinazione
di polveri e gas nel mezzo interstellare della galassia (ISM): poiche le particelle di
polvere hanno una elevata sezione d'urto rispetto ai fotoni ottici e UV tipicamente emessi
dalle stelle, una frazione signicativa dell' emissione stellare e assorbita dalla polvere e
riemessa a lunghezze d'onda nella banda IR e millimetrica. Secondo l'evidenza osservativa
e le previsioni teoriche, questo `re-shaping' degli spettri di emissione delle galassie ad opera
del contenuto di polvere del loro ISM diventa sempre piu importante quanto piu ricco e
il contenuto di gas e polvere primordiale della galassia. Cio accade soprattutto quando si
considerano le prime fasi della loro formazione ed evoluzione.
Scoperte importanti in questo senso sono state fatte utilizzando grandi telescopi millimetrici
da terra (come SCUBA, IRAM, APEX tra gli altri), rivelando l'esistenza di una popolazione
di galassie ad alto redshift estremamente luminose, con luminosita confrontabili a quelle
dei quasar. La maggior parte della radiazione emessa da questi oggetti cade nel lontano
infrarosso e sub-mm ed e visibile fortemente spostata verso il rosso alle lunghezze d'onda
millimetriche. Nell'ottico queste galassie appaiono come estremamente deboli e rosse, per
l'eetto combinato di estinzione da polvere e redshift.
Questa scoperta, in seguito confermata da osservatori spaziali infrarossi, ha dimostrato
l'esistenza di fasi di intensa attivita di formazione stellare gia ad alto redshift, molto probabilmente
legate alla formazione di galassie sferoidali massive (ellittiche, S0). Complessivamente,
tutti questi recenti sviluppi richiedono nuovi approcci per studiare le proprieta
siche delle galassie ad alto redshift, quindi vincolare la storia del loro assemblaggio e
l'evoluzione iniziale. Al tempo in cui erano disponibili solo i dati ottici e UV, per galassie a
basso redshift, i requisiti modellistici per interpretare i loro dati spettro-fotometrici consistevano
semplicemente nel sommare linearmente i contributi di tutte le stelle presenti nella galassia, indipendentemente dalla geometria della distribuzione stellare o opacita della polvere.
Ora i nuovi dati a disposizione sulla ri-emissione della polvere forniti da osservatori
infrarossi hanno dimostrato che, in particolare durante i principali episodi di formazione
stellare, grandi o addirittura dominanti frazioni della emissione da stelle giovani vengono
assorbite dalla polvere e riemesse come grandi picchi nel lontano infrarosso. Vi e quindi
una chiara associazione tra la formazione stellare e l'estinzione della polvere, in quanto
elevati tassi di formazione stellare richiedono mezzi altamente opachi anche il gas possa
collassare e formare stelle.
In una galassia `star forming' reale stelle, gas e polvere sono mescolati in modo molto
complesso, e l'estinzione della polvere e una forte funzione dell' eta della popolazione stellare
nella galassia. I nuovi dati a disposizione ci obbligano a considerare una nuova generazione
di modelli di spettri sintetici di galassie, con radicali complicazioni rispetto al precedente
modelling classico, che si vericano a due livelli: da un lato l'eetto di estinzione della non
puo essere trascurato e deve essere considerato in funzione dell'eta della popolazione stellare
nella galassia. Inoltre, l'eetto di estinzione dierenziale fa s che gli eetti geometrici
nella distribuzione di stelle e polvere svolgano un ruolo fondamentale e debbano essere
accuratamente modellati.
Vari tentativi sono stati fatti nel corso degli ultimi dieci anni per fornire approcci semplicati
ai problemi di cui sopra. Il piu semplice ampiamente utilizzato consiste nel calcolare lo
spettro totale sommando i contributi di tutte le stelle estinguendolo poi con una legge di
estinzione media possibilmente rappresentativa. Praticamente tutti i risultati delle analisi
siche di popolazioni di galassie nell'universo si basano su codici numerici semplicati basati
su questo approccio. Questo puo fornire risultati ragionevoli per popolazioni di galassie
caratterizzate da quantita trascurabili di gas interstellare e moderata estinzione, come nelle
galassie del primo tipo nell'universo locale o nelle spirali `moderately star forming'. Ma
sappiamo gia che si tratta di un approccio non corretto quando si considerano galassie
caratterizzate da una piu attiva formazione stellare o oggetti osservati durante le prime
fasi di collasso del gas e quindi in presenza di un mezzo interstellare molto ricco. Queste
corrispondono alle fasi piu importanti ed interessanti della formazione ed evoluzione delle
galassie.
Lo scopo del presente lavoro e quello di contribuire a superare le dicolta e le limitazioni
appena descritte, attraverso l'implementazione di una nuova modellistica e analisi sica
delle popolazioni di galassie sia nell' universo locale che ad alto redshift.
Piu nello specico il fulcro di questo progetto di ricerca di dottorato e quello di studiare la
natura sica e la storia di assemblaggio in massa di galassie oscurate dalla polvere, ad alto
redshift (0.8< z <2.5) e con attivita recente di formazione stellare, osservate con Herschel, attraverso una modellizzazione auto-consistente delle loro principali proprieta siche tra
cui massa stellare, del gas e della polvere, SFR e SFH e l'oscuramento da polvere.
Con tipiche luminosita infrarosse negli intervalli 1011 􀀀 1012 L e 1012 L, le galassie
luminose e ultraluminose nell'IR [(U)LIRGs nel testo], rispettivamente, sono tra gli oggetti
extra-galattici piu luminosi e complessi che si possano concepire, comprendenti un'ampia
varieta di popolazioni stellare giovani e vecchie, assorbimento da polvere, scattering, riemissione
termica da parte dei grani e emissione AGN (Lonsdale et al., 2006). Sebbene questi
oggetti siano abbastanza rari nell'Universo locale, essi dominano la rate di formazione stellare
cosmica e il FIR background a z > 1. Percio' essi rappresentano i laboratori piu
adatti ove studiare i principali processi sici che regolano la formazione ed evoluzione delle
galassie.
La caratterizzazione sica della fenomenologia delle (U)LIRGs richiede un approccio multi
lunghezza d'onda e una trattazione dettagliata degli eetti della polvere. La tecnica di
sintesi evolutiva delle galassie costituisce un potente strumento per interpretare gli spettri
delle galassie. La distribuzione spettrale d'energia di una galassia (SED) contiene preziose
informazioni sulle sue proprieta siche, che includono il contenuto in gas e in stelle, la
distribuzione di eta e di abbondanze della popolazione stellare che viene dalla storia di
formazione stellare e la loro interazione con il mezzo interstellare. Lo studio della SED
quindi costituisce il metodo piu diretto per investigare la formazione ed evoluzione delle
galassie, sia attraverso osservazioni dirette che attraverso corrispondenti modelli teorici.
Per modellare l'emissione da stelle e polvere in maniera consistente e ottenere stime af-
dabili dei principali parametri sici della galassia e necessario risolvere le equazioni del
trasferimento radiativo per distribuzioni geometriche idealizzate ma realistiche di stelle e
polvere, cos come trarre vantaggio da una copertura in lunghezza d'onda completa dal
far-UV al radio.
La forza del nostro approccio sta nella combinazione di una completa copertura multilunghezza
d'onda per la nostra selezione di galassie, che include il FIR 70-500 micron da
Herschel PACS e SPIRE e gli spettri IRS di Spitzer, ove disponibili, con un codice di sintesi
spettrale auto-consistente, GRASIL citep Silva1998, utilizzato per interpretare le SED delle
galassie. Questo codice calcola le SED delle galassie, dal lontano UV al radio, includendo
un trattamento dettagliato degli eetti di estinzione e ri-emissione della polvere basato
sulla risoluzione delle equazioni del trasferimento radiativo. Le caratteristiche di questo
modello, prima tra tutte l'attenuazione da polvere dipendente dall'eta delle popolazioni
stellari, diverse geometrie per la distribuzione di stelle e polvere nella galassia, calcolo della
distribuzione delle temperature della polvere in funzione della tipologia dei grani insieme
con la completa copertura spettrale, consentono un' approfondita analisi sica delle SED osservate. La nostra analisi dimostra quindi che un trattamento corretto e auto-consistente dell' estinzione
e riemissione da polvere assieme ad una copertura Multiwavelength completa (dal
lontano-UV al radio), e essenziale per ottenere stime adabili dei principali parametri sici
come la massa stellare, l'estinzione da polvere e la SFR. Mostriamo che un approccio sico
di questo tipo puo avere un forte impatto sulla rivendicata relazione tra SFR e la massa
stellare. Cio e dovuto alle incertezze legate all'interpretazione dell' emissione dall' ottico al
lontano IR in funzione dell'eta delle popolazioni stellari responsabili del riscaldamento della
polvere e ri-emissione. Osserviamo che l'aggiunta dell' emissione radio al t spettrale multibanda
fornisce uno stretto vincolo alla SFR recente, dato che soltanto le stelle piu giovani di
circa 10 milioni di anni producono i raggi cosmici galattici responsabili dell'emissione radio
non termica. Inoltre, poiche l'emissione radio sonda la SFH su tempi scala diversi rispetto
all'emissione IR, la nostra analisi ci permette anche di capire meglio e vincolare SFH della
sorgente, in particolare il numero di stelle massicce che contribuiscono alla componente non
termica di emissione radio attraverso le `core-collapse SNe'.

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Tipo di EPrint:Tesi di dottorato
Relatore:Franceschini, Alberto
Correlatore:Silva, Laura
Dottorato (corsi e scuole):Ciclo 25 > Scuole 25 > ASTRONOMIA
Data di deposito della tesi:30 Luglio 2013
Anno di Pubblicazione:30 Luglio 2013
Parole chiave (italiano / inglese):galaxy-formation, galaxy-evolution, star-formation, stellar evolution, spectral synthesis, ISM, dust in galaxies, SED fitting, radiative transfer modelling, starburst, ULIRGs, BzK, radio emission modelling
Settori scientifico-disciplinari MIUR:Area 02 - Scienze fisiche > FIS/05 Astronomia e astrofisica
Struttura di riferimento:Dipartimenti > Dipartimento di Fisica e Astronomia "Galileo Galilei"
Codice ID:6167
Depositato il:23 Ott 2014 14:35
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Bibliografia

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