Machine Translated by Google Astronomy Astrophysics Review manoscritto n. (sarà inserito dall'editore) De Re Metallica: L'evoluzione chimica cosmica delle galassie Maiolino R. · Mannucci F. Ricevuto: data / Accettato: data Contenuti 1 Introduzione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1 Esprimere metallicità e abbondanze chimiche 1.2 . . . . . .delle . . L'origine degli elementi 2 Misurare le. metallicità . popolazioni stellari. . . . . . . . . 2.1 Spettri ottici di rest-frame . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.2 Spettri UV. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Misurazione della metallicità e delle abbondanze chimiche della fase gassosa. 3.1 Metodo diretto basato sulla temperatura dell'elettrone. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2 Abbondanza da linee di ricombinazione dei . . . 3.4 . . Confronto . . . . . . . . . . . . . . . . . metalli 3.3 Modelli di fotoionizzazione tra i diversi metodi 3.5 Calibrazioni di linee forti 3.5.1. . . . . . . . . . . . . . . 3.5.2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Calibrazioni di linee forti: linee ottiche . . . . . . . . . . Calibrazioni di linee forti: linee UV 3.5.3 . . . . . . . . . . . . Calibrazioni di linee forti: linee del lontano infrarosso 3.5. 4 Sorgente di eccitazione e diagrammi . . . . . . . . . . . . . . . . . . BPT . 3.6 Linee di assorbimento interstellare e intergalattiche. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.7 Abbondanza chimiche dalla spettroscopia a raggi X. 3.8 Eliminazione della polvere. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 Il panorama dei modelli di evoluzione chimica delle galassie . . . . . . . . . . 4.1 Simulazioni numeriche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.2 Modelli semi-analitici (SAM) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.3 Modelli analitici 5 Relazioni di scala di metallicità nelle galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.1 La relazione massa-metallicità (MZR) . R. Maiolino Cavendish Laboratory e Kavli Institute for Cosmology, Università di Cambridge Madingley Rise, Cambridge, CB3 0HA, Regno Unito E-mail: [email protected] ORCID: 0000-0002-4985-3819 F. Mannucci INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri Largo E. Fermi 5, 50125 Firenze, Italia E-mail: [email protected] ORCID: 0000-0002-4803-2381 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 4 . .5 . 8 .9 . 10 11 . 12 . 14 . 14 . 17 . . 20 21 . . 26 27 . . 28 . 33 . 36 . 36 . 37 . 39 . 40 41 . 42 . 42 . Machine Translated by Google 2 Maiolino R., Mannucci F. . . . . . . 5.1.1 Metallicità stellare . 5.1.2 Metallicità in fase gassosa . . . . . 5.1.3 Interpretazione del MZR . . . . . 5.1.4 Evoluzione redshift del MZR 5.1.5 . . . . . . . Rendimenti effettivi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.1.6 La relazione massa-metallicità delle galassie ospiti DLA e GRB. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.1.7 Altre classi di galassie . . . . . . . . 5.2 La dipendenza della metallicità dall'SFR e dalla frazione . . . 5.2.2 . . . . . . . . . . . . . gassosa 5.2.1 Evoluzione redshift della FMR . . . . .tra . metallicità . . . . . . e. . . . . . . . . . Origine della FMR 5.2.3 La relazione . . . . . . contenuto di gas 5.3 Dipendenza della metallicità . . . . . . . . . . . . . . dall'ambiente. . . . . . . . . 5.4 Dipendenza della metallicità da altre proprietà fisiche. 6 Gradienti di metallicita nelle galassie. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.1 Proprietà complessive dei gradienti di metallicità nei dischi di . . . . galassie 6.2 Proprietà statistiche dei gradienti di metallicità dei dischi galattici. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.3 Periferia dei dischi galattici . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.4 Relazioni di ridimensionamento risolte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . nello spazio 6.5 Galassie interagenti. 6.6 Gradienti di metallicità stellare. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.7 Gradienti di metallicità ad alto redshift . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.8 Modelli di gradienti di metallicità 6.9 . . . . . . . . . . . Riepilogo dei gradienti di metallicità nelle galassie. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7 Abbondanza chimiche relative . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7.1 La Via Lattea. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7.2 Galassie locali. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7.2.1 ÿ/Fe. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7.2.2 N/D. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7.2.3 C/O . . . . . . . . . . 7.3 Elevato redshift e regime di metallicità molto bassa. . . . . . . . . . . . . . . 8 Metallicità e abbondanze chimiche in AGN. 9 Bilancio del metallo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10 Conclusioni. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10.1 Riepilogo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10.2 Questioni . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . aperte 10.3 Prospettive future Un elenco di acronimi. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42 . 45 . 47 . 49 . 53 . 55 . 57 . 58 . 61 . 64 . 66 . 67 . 68 . 69 . 69 . 72 . 75 . 75 . 77 . 77 . 79 . 82 . 84 . 85 . 85 . 88 . 88 . 92 . 97 . 100 . 105 . 109 . 112 . 112 . 115 . 116 . 119 Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 3 Riassunto L'evoluzione del contenuto degli elementi pesanti nelle galassie, le relative abbondanze chimiche, la loro distribuzione spaziale e come questi si ridimensionano con varie proprietà galattiche, forniscono informazioni uniche sui processi evolutivi galattici attraverso il cosmo epoche. Negli ultimi anni sono stati compiuti notevoli progressi nel limitare l'evoluzione chimica delle galassie e dedurre informazioni chiave rilevanti per la nostra comprensione dei principali meccanismi coinvolti nell'evoluzione delle galassie. In questa recensione forniamo una panoramica di questi vari le zone. Dopo una panoramica dei metodi usati per vincolare l'arricchimento chimico nelle galassie e nel loro ambiente, discutiamo le relazioni di scala osservate tra metallicità e proprietà della galassia, le abbondanze chimiche relative osservate, come gli elementi chimici sono distribuiti all'interno delle galassie e come queste proprietà si evolvono attraverso le epoche cosmiche. Discutiamo di come i vari risultati dell'osservazione si confrontano con le previsioni dei modelli teorici e delle simulazioni cosmologiche numeriche. Infine, discutiamo brevemente dell'open problemi le prospettive di progresso in questo campo nel prossimo futuro. Parole chiave Metallicità delle galassie · Abbondanza chimiche · Evoluzione delle galassie · Galassia formazione 1. Introduzione L'evoluzione delle proprietà chimiche delle popolazioni stellari e dell'interstellare e il mezzo intergalattico attraverso le epoche cosmiche fornisce informazioni uniche sui processi evolutivi che guidano la formazione e l'evoluzione delle galassie. Teoria e cosmologica le simulazioni forniscono uno scenario relativamente semplice su come la materia oscura si evolve dal primordiale perturbazioni, che formano aloni di materia oscura e strutture su larga scala (es. Springel et al., 2018). Tuttavia, l'evoluzione della componente barionica è molto più complessa dei barioni interagiscono con le radiazioni e sono soggette a processi dissipativi. L'evoluzione della componente barionica e come questa si traduce nella formazione delle stelle e nelle proprietà di le galassie come le vediamo nell'universo locale e attraverso le epoche cosmiche, sono state soggette a numerosi modelli e simulazioni cosmologiche, che utilizzano prescrizioni diverse e ipotesi. L'indagine sull'evoluzione del contenuto di elementi chimici fornisce stretti vincoli a tali modelli. In effetti, il contenuto di metalli dà una misura della stella integrata formazione nelle galassie, ma anche sulla frazione di metalli perduta per deflusso e stripping. Anche la metallicità, cioè il contenuto di metalli rispetto all'idrogeno e all'elio, è sensibile alla diluizione risultante dall'afflusso di gas incontaminato. Pertanto, l'indagine sui metalli contenuto e della metallicità nelle galassie forniscono informazioni davvero cruciali sui meccanismi chiave coinvolti nell'evoluzione delle galassie. Inoltre, vengono arricchiti diversi elementi chimici su scale temporali diverse da diverse popolazioni di stelle, quindi l'abbondanza relativa di gli elementi chimici ci consentono di ottenere vincoli unici sulla storia della formazione stellare. L'analisi della metallicità e delle abbondanze chimiche su scale risolte spazialmente (gradienti) forniscono informazioni aggiuntive sui processi che hanno regolato la crescita e assemblaggio di galassie (es. formazione inside-out o outside-in e/o quenching), nonché informazioni su altri fenomeni interni come fontane galattiche, migrazione stellare e afflussi di gas radiali. I grandi progressi di diverse tecniche di osservazione e l'avvento di nuove importanti strutture di osservazione hanno recentemente consentito agli astronomi di studiare l'evoluzione chimica nel prime epoche cosmiche, sondando direttamente il primo processo di arricchimento delle galassie e del mezzo intergalattico/circumgalattico, ponendo quindi vincoli stretti sui modelli dei primi Machine Translated by Google 4 Maiolino R., Mannucci F. formazione di galassie. In questa recensione forniamo principalmente una panoramica delle proprietà chimiche delle galassie nell'universo locale e ad alto redshift da una prospettiva osservativa, ma anche noi discutere come tali proprietà diano importanti vincoli ai processi evolutivi delle galassie, compresi ampi confronti con modelli teorici e simulazioni numeriche. Discuteremo generalmente le proprietà statistiche complessive delle galassie piuttosto che concentrarci sulle singole galassie, anche se apriremo inevitabilmente alcuni temi rapidamente discutendo della Via Lattea (MW) o di alcuni obiettivi ben studiati nelle vicinanze. Nella prima parte diamo anche una panoramica più tecnica dei metodi, delle definizioni e tecniche adottate per misurare la metallicità e l'arricchimento chimico nelle popolazioni stellari e nel mezzo interstellare (ISM), discutendone anche i punti di forza e di debolezza dei vari metodi. Gran parte della rassegna sarà dedicata alla metallicità relazioni di scala, ovvero gli andamenti della metallicità stellare/gas con altre proprietà delle galassie, come massa, velocità di formazione stellare, contenuto di gas, ambiente, ecc. Ne discuteremo quindi proprietà su scale risolte, ovvero lo studio dei gradienti di metallicità, che negli ultimi tempi è stato un campo in costante crescita. Le abbondanze chimiche relative dei vari elementi è un altro argomento importante che, come accennato in precedenza, fornisce informazioni chiave e al quale noi dedicare un'intera sezione principale; tuttavia, non possiamo realisticamente rivedere tutti gli elementi chimici, quindi ci concentreremo principalmente su alcuni rapporti di abbondanza specifici che sono particolarmente utili per vincolare la storia della formazione stellare e l'evoluzione delle galassie, e quali sono stati misurata su grandi campioni di galassie. In tutti questi argomenti principali discutiamo sia il trovare nell'universo locale e l'evoluzione di queste proprietà ad alto redshift. Noi dedicare una sezione agli attuali vincoli della metallicità nelle galassie ospiti di Active Nuclei Galattici (AGN). Forniamo solo brevi discussioni sulle popolazioni stellari risolte e sui sistemi di assorbimento associati al mezzo intergalattico (IGM). Finalmente noi fornire una panoramica dell'attuale comprensione del contenuto di metallo globale delle galassie e discutere il loro budget di metallo. 1.1 Esprimere metallicità e abbondanze chimiche Diverse definizioni vengono adottate per misurare l'abbondanza di metalli e di singoli elementi chimici. A differenza di altre discipline scientifiche (es. Agricola, 1556), in astrofisica il termine “metalli” si riferisce a tutti gli elementi più pesanti dell'elio. La "metallicità" (Z) indica la massa di tutti i metalli rispetto alla massa totale dei barioni (dominata dall'idrogeno ed elio): Z ÿ Mmetalli/Mbarioni (1) L'abbondanza relativa di due elementi chimici generici X e Y è generalmente espressa in termini di densità numeriche relative N, relative al valore Solare, con la seguente notazione: registro [X/Y] (NX/NY) - registro (NX/NY) (2) Quando si esprime l'abbondanza di elementi chimici rispetto all'idrogeno, viene spesso utilizzata anche la seguente espressione: 12 + log (X/H) ÿ 12 + log (NX/NH) , (3) Machine Translated by Google 5 Evoluzione chimica cosmica delle galassie dove il valore 12 è stato introdotto in modo che qualsiasi elemento, anche il più raro, abbia valori solari positivi nell'Eq. 3. Poiché l'ossigeno è generalmente l'elemento pesante più abbondante in massa, spesso la "metallicità" è espressa in termini di abbondanza di ossigeno, generalmente sotto l'assunto implicito che l'abbondanza di tutti gli altri elementi chimici scala proporzionalmente mantenendo i rapporti di abbondanza solare. Pertanto, spesso la metallicità è indicata come 12 + log (O/H) ÿ 12 + log (NO/NH) (4) Il riferimento solare (fotosferico) non è ancora del tutto definito. La recensione di Asplund et al. (2009) fornisce 12 + log (O/H)= 8,69 ± 0,05 sulla base del modello idrodinamico tridimensionale (3D) dell'atmosfera solare dipendente dal tempo. Tuttavia, ad esempio, Delahaye e Pinsonneault (2006) danno 12 + log (O/H) = 8,86 ± 0,05 sulla base dell'eliosismologia. Tuttavia, dovrebbe essere chiaro che nel contesto di questa rassegna la Metallicità Solare (o le Abbondanza Chimiche Solari) non hanno un significato particolare, essendo tutt'al più rappresentativa dell'arricchimento chimico del (pre)Solar Neighborhood, cioè uno specifico regione del disco della Via Lattea. La Metallicità/Abbondanza Solare è da considerarsi solo come valori di riferimento. Ciò che è importante è che quando si confrontano diversi studi, questi dovrebbero essere costantemente ridimensionati allo stesso valore di riferimento solare. Tuttavia, dovrebbe essere chiaro che l'utilizzo dell'abbondanza di O/H è solo un'approssimazione della reale metallicità del gas, in quanto l'abbondanza relativa degli elementi chimici può variare in modo drastico rispetto al valore solare. 1.2 L'origine degli elementi Mentre la nucleosintesi primordiale spiega l'origine dell'idrogeno, del deuterio, della maggior parte dell'elio e di una piccola frazione di litio (ad es. Cyburt et al., 2016), tutti gli altri elementi sono prodotti dalla nucleosintesi stellare o dalla combustione esplosiva e dalla fotodisintegrazione associata a le ultime fasi dell'evoluzione stellare. Fanno eccezione il boro, il berillio e una piccola frazione di litio perché sono prodotti dalla spallazione di raggi cosmici di elementi più pesanti. Sono state pubblicate ampie revisioni sull'origine degli elementi chimici attraverso processi stellari (ad es. Rauscher & Patkos, 2011; Matteucci, 2012;solo Nomoto una rapida et al., panoramica 2013), pertanto del processi in questadisezione base associati forniamoalla produzione di elementi pesanti e un breve riassunto delle fonti primarie di alcuni elementi chiave, nonché i tempi di produzione associati. Le stelle sulla sequenza principale bruciano atomi di idrogeno, producendo atomi di 4He, sia attraverso la catena di reazione nucleare protone-protone (catena pp), sia attraverso il ciclo CNO; il ruolo relativo di questi due processi dipende dalla massa stellare (quest'ultima domina a masse maggiori di circa 1,3 M) e, naturalmente, dalla metallicità. Nelle fasi successive, quando l'idrogeno è esaurito nel nucleo e questo diventa più caldo, inizia la combustione dell'elio, che produce 12° C attraverso la reazione tripla alfa, e 16O viene prodotto anche attraverso la cattura di un nucleo di elio aggiuntivo. Durante questa fase la combustione dell'idrogeno continua attorno al nucleo che brucia l'elio. Se la massa stellare iniziale è inferiore a 8 M non si verificano ulteriori fasi di combustione. Se la massa stellare è inferiore a circa 2 M, la stella subisce il cosiddetto lampo di elio del nucleo, un processo incontrollato che si traduce in un'espansione esplosiva del nucleo esterno. Ciò si traduce in una nana bianca circondata da una nebulosa planetaria. Machine Translated by Google 6 Maiolino R., Mannucci F. Le stelle tra 2 Mand 8 M dopo aver lasciato la sequenza principale entrano nella fase di gigante rossa e, una volta esaurito il nucleo che brucia l'elio, passano attraverso il cosiddetto Asintotico Giant Branch (AGB), caratterizzato da un guscio che brucia sia idrogeno che elio. La fuga mononucleare di quest'ultimo si traduce in una sequenza di diversi lampi di proiettili He, con aumenta le perdite di massa e i forti venti stellari, che espellono una grande frazione del precedente prodotti della combustione (in particolare carbonio e azoto). Tali flash sono anche responsabili producendo grandi zone di convezione (che mescolano il prodotto di reazioni nucleari) e per il produzione di nuclei di processo s. Alla fine anche queste stelle finiscono la loro vita come nane bianche circondato da nebulose planetarie. Va notato che durante il ciclo CNO, quindi per stelle più massicce di circa 1.3 Mmentre , la catena di reazione primaria lascia inalterati i nuclei “catalitici”, secondaria rami della reazione producono 14N a spese di 16O e 12C. Il risultato è un forte arricchimento di 14N e anche una drastica riduzione del rapporto 12C/ 13C . Questi effetti sono ovviamente fortemente dipendente dalla metallicità stellare, che rafforza il ruolo del ciclo CNO e spiega la natura “secondaria” dell'azoto, cioè la cui produzione è notevolmente potenziata ambienti ricchi di metalli. Nelle stelle più massicce di 8 M , dopo la combustione dell'elio il nucleo si restringe e aumenta il temperatura per accendere la combustione del carbonio in 20Ne o 23Na. Quindi gli elementi più pesanti vengono successivamente bruciati man mano che gli elementi più leggeri nel nucleo si esauriscono e, di conseguenza, il nucleo la temperatura aumenta. Questo processo in particolare si traduce nella produzione e combustione di elementi come ossigeno, magnesio e silicio. Durante questo processo sequenziale che si verifica nel nucleo stellare, la combustione degli elementi più leggeri avviene in gusci stratificati attorno al nucleo che, nel frattempo, hanno raggiunto la temperatura adeguata per innescare le reazioni nucleari associate. Il processo termina quando il nucleo è composto principalmente da ferro e nichel. In questa fase non viene più guadagnata energia da ulteriori reazioni nucleari, l'energia rilasciata non può più sostenere l'equilibrio idrostatico con il peso dello strato esterno e inizia il collasso, che porta a una supernova con collasso del nucleo (CC SN, tipo II o Ib-Ic). L'onda d'urto che si propaga verso l'esterno fa sì che il materiale stellare subisca un riscaldamento d'urto e nucleosintesi esplosiva. Quest'ultimo influisce sul modello di abbondanza degli strati esterni e in particolare la distribuzione degli elementi ÿ e la produzione di elementi Fe-peak. Le supernovae producono anche elementi più pesanti del ferro attraverso la rapida cattura dei neutroni dei semi di ferro nuclei (r-processo), seguito da (più lento) ÿ-decadimento. La resa risultante delle varie sostanze chimiche elementi implica calcoli complessi (es. Nomoto et al., 2013, e riferimenti ivi contenuti) e, in particolare, dipende dalla localizzazione del “mass-cut”, ovvero il confine tra il resto del nucleo che trattiene i metalli e l'involucro che viene espulso. Le supernove di tipo Ia sono un'ulteriore importante fonte di elementi. SNIa sono esplosioni termonucleari di nane bianche di CO che accrescono massa come conseguenza della massa scambio in un sistema binario stretto con una stella non degenerata ("scenario degenere unico") o come conseguenza della fusione di due nane bianche (“scenario doppio degenerato”) (vedi Maoz et al., 2014, per una rassegna). Si pensa che le esplosioni di SNIa derivino dall'accensione di combustione di carbonio nel nucleo di CO, che si traduce nella distruzione totale della nana bianca (poiché l'energia nucleare rilasciata dal nano è superiore alla sua energia di legame gravitazionale, Leibundgut, 2001). La nucleosintesi risultante produce elementi principalmente attorno al picco di ferro, ma anche silicio, argon, zolfo e calcio. Chiaramente, poiché SNe Ia richiede prima il formazione una nana bianca da una stella di piccola massa (meno di 8 M), e quindi una massa significativa trasferimento da una stella compagna, la produzione della SNIa è ritardata rispetto alla inizio della formazione stellare. Nello specifico, le prime SNe richiedono una tempistica minima di 30 Myr (Greggio & Renzini, 1983), sebbene la maggior parte di SNIa esploda su scale temporali più lunghe, a causa di Machine Translated by Google 7 Evoluzione chimica cosmica delle galassie Tasso di produzione dell'elemento 0 10 10 1 10 2 10 3 10 4 10 5 o N C Fe Ia-SNe + AGB CC-SNe 1 M1 MG anno 10 2 10 1 1 10 0 10 Tempo dopo la formazione stellare (Gyr) 1.0 0.8 0.6 0.4 Cumulo. norma di massa. al tempo di Hubble 0.2 N o C 0.0 10 2 10 1 10 Fe 0 10 1 Tempo dopo la formazione stellare (Gyr) Fig. 1 Tempi di produzione dei vari elementi dopo un singolo episodio di formazione stellare (una singola popolazione stellare, SSP) di metallicità solare, sulla base del modello di Vincenzo et al. (in preparazione), vedere il testo per i dettagli. Il pannello superiore mostra il tasso di produzione in M/Gyr normalizzato a 1 M di stelle formate. Il pannello inferiore mostra la massa cumulativa prodotta, normalizzata alla quantità dopo un tempo Hubble. L'ossigeno (linea rossa) è prodotto principalmente da CC SNe e quindi ha i tempi di formazione più brevi. Il ferro (linea blu) è dominato dal tipo Ia SNe, il carbonio (nero) ha contributi da entrambi i tipi di SNe e dalle stelle AGB. La produzione di azoto (verde) è dominata dalle stelle AGB. In questa trama, la produzione di elementi prima di 30 Myr è dovuta a CC SNe, il tipo Ia SNe è descritto da una legge di potenza t dopo 40 Myr-1e fino contributi al tempo al didisopra Hubble, di questa e le stelle legge AGB di potenza danno ulteriori a età intermedie di ÿ0,04-5 Gyr. le scale temporali più lunghe associate alle stelle di massa inferiore e al trasferimento di massa, si vedano Maoz & Man nucci (2012) e Fig. 1. Infine, la fusione di stelle binarie di neutroni è un'ulteriore fonte di elementi oltre il picco di ferro, guidato dal processo r. Chiaramente ognuno di questi processi, e il relativo rilascio di elementi chimici nel mezzo interstellare, è legato agli stadi terminali di stelle con una specifica massa stellare sulla sequenza principale e, quindi, con scale temporali differenti. La quantità di metalli iniettata nel mezzo interstellare (ISM) da ciascuna stella alla fine della sua vita è quantificata dal cosiddetto rendimento stellare, pi , che è definito come frazionario Machine Translated by Google 8 Maiolino R., Mannucci F. th di nuova formazione, iniettata nell'ISM, relativa alla massa del progenitore massa dell'elemento chimico stellare sulla sequenza principale. Il calcolo dei rendimenti stellari è piuttosto complesso e spesso soggetto a grandi incertezze, poiché dipendono anche dalla presunta perdita di massa e dalla rotazione stellare. Le rese dipendono anche dalla metallicità del progenitore e in alcuni casi la dipendenza è molto forte (come nel caso dell'azoto, come discusso sopra). Compilazioni di rendimenti stellari sono fornite in Romano et al. (2010) e Nomoto et al. (2013). Qui si riassumono solo qualitativamente i principali canali di produzione di alcuni degli elementi chiave. La Fig 1 riassume i tempi di produzione di alcuni elementi critici (O, C, N e Fe) dopo un singolo episodio di formazione stellare, cioè per una singola popolazione di stelle (SSP) creata insieme lungo una data funzione di massa stellare iniziale ( FMI). Si pensa che la maggior parte degli elementi ÿ (ad es. O, Ne, Mg) siano prodotti da stelle più massicce di 8 Mand dal collasso del nucleo associato SNe, e quindi rilasciati nell'ISM prontamente, subito dopo l'inizio della formazione stellare. Gli elementi del picco di ferro (ad es. Fe, Ni) sono in parte prodotti da stelle massicce, ma la maggior parte di essi sono prodotti da SNe di tipo Ia, quindi vengono rilasciati nell'ISM con un ritardo che varia da ~40–50 Myr a pochi Gyr, a seconda di il FMI stellare e sulla storia della formazione stellare. Va notato che lo zinco è spesso indicato come un elemento del picco del ferro, ma sembra anche avere una componente di arricchimento simile a ÿ e non sempre segue da vicino il ferro (ad es. Berg et al., 2016a). Elementi come il carbonio e l'azoto sono in parte prodotti da stelle massicce, ma la maggior parte della produzione è dovuta a stelle di massa intermedia (2M< Mstar < 8M), principalmente attraverso i loro venti AGB (o stelle Wolf Rayet), e quindi anche questi elementi sono soggetto ad arricchimento ritardato. I risultati in Fig. 1 sono ottenuti da Vincenzo et al. (in preparazione) per le stelle della metallicità solare, con il FMI di Kroupa et al. (1993), vite stellari da Kobayashi (2004), rese stellari da Nomoto et al. (2013), SNe Ia produce da Iwamoto et al. (1999), e alla distribuzione del tempo di ritardo per il tipo Ia SNe (Maoz & Mannucci, 2012). -1 Nella sez. 7, vedremo che i diversi meccanismi di arricchimento e le scale temporali di questi diversi elementi forniscono un potente strumento per limitare l'evoluzione della storia della formazione stellare nelle galassie. 2 Misurare le metallicità di popolazioni stellari Gli spettri UV, ottici e infrarossi delle galassie contengono una grande quantità di informazioni sulle loro popolazioni stellari. Fatta eccezione per un certo numero di galassie nel gruppo locale in cui singole stelle possono essere risolte, gli spettri delle galassie sono costituiti dalla luce integrata della popolazione stellare che è praticamente sempre una composizione di generazioni diverse. I colori a banda larga e il continuum degli spettri sono dominati dalla distribuzione delle età stellari e dalla metallicità, dall'arrossamento della polvere del modulo. Le linee di emissione riflettono le proprietà ionizzanti delle stelle più massicce (e dell'AGN, quando presente), le caratteristiche di assorbimento rivelano le proprietà delle fotosfere stellari, dei venti stellari e del gas interstellare. Diversi metodi sono stati sviluppati nel corso degli anni per derivare le danze chimiche abun dagli spettri delle galassie. Due sono le componenti solitamente considerate, le stelle e il mezzo interstellare (ISM). Questa sezione tratta la prima componente, la sezione successiva la seconda. Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 9 Fig. 2 Le gamme di lunghezze d'onda coperte dall'insieme degli indici di Lick (rettangoli grigi) utilizzati da Onodera et al. (2015) sono sovratracciati su uno spettro impilato di un campione di galassie spente a z ÿ 1,6. La linea rossa è lo spettro impilato, con le linee arancioni che mostrano le incertezze ±1ÿ. La linea verde è lo spettro stellare del modello più adatto. 2.1 Spettri ottici di rest-frame L'estrazione di informazioni sulla metallicità delle popolazioni stellari è soggetta a sforzi in corso. Una discussione completa su questo argomento va ben oltre lo scopo di questa recensione. Qui riassumiamo le due tecniche principali che vengono spesso utilizzate per “invertire” gli spettri e derivare le proprietà fisiche della popolazione stellare. Entrambi si basano sul confronto di spettri osservati con spettri sintetici. Il primo strumento da sviluppare è stato un insieme di indici standardizzati, calibrati sugli spettri del modello, volti a massimizzare la sensibilità ad alcuni parametri (es. età o metallicità) riducendo al minimo la dipendenza dagli altri parametri. Questi indeces, incluso il "Lick in deces" (vedi, ad esempio, Fig 2), sono stati introdotti negli anni '70 e successivamente perfezionati e ricalibrati, e sono ancora ampiamente utilizzati, specialmente quando sono disponibili solo spettri a bassa risoluzione (ad esempio, Faber, 1973; Worthey et al., 1994; Worthey & Ottaviani, 1997; Trager et al., 1998, 2000a; Thomas et al., 2003; Schiavon, 2007; Thomas et al., 2011). Ciascun indice è definito o da un passabanda centrale il cui flusso viene confrontato con quelli di due intervalli di lunghezza d'onda adiacenti destinati a stimare uno "pseudo-continuum", o dal rapporto di flusso in due passabanda vicini per misurare un'interruzione. Gli indici Lick utilizzano bandpass relativamente grandi, dell'ordine di 50Å, questo è utile per aumentare il S/N quando necessario, ma non è ottimale per derivare le abbondanze individuali. Alcuni indici, come la profondità della rottura di 4000 Å, Dn(4000) (Hamilton, 1985; Balogh et al., 1999), e la profondità delle linee di assorbimento di Balmer, sono principalmente sensibili all'età e alla frazione di giovani stelle rispetto a quelli vecchi. Altri indici sono definiti sensibili all'abbondanza di elementi particolari, come Fe e Mg nel caso degli indici [MgFe]' e [Mg2Fe] definiti da Thomas et al. (2003) e Bruzual & Charlot (2003). I risultati spesso dipendono dal particolare insieme di indici disponibili o utilizzati, ma questi indici sono alla base della maggior parte degli studi sulle popolazioni stellari irrisolte nelle galassie vicine (vedi par. 5.1.1). Più recentemente, sono stati sviluppati modelli spettrofometrici della popolazione stellare volti a riprodurre gli spettri osservati integralmente con una combinazione di popolazioni stellari di input con proprietà diverse (ad es. Bruzual & Charlot, 2003; Conroy et al., 2009; Leitherer, 2014; Chevallard & Charlot, 2016; Wilkinson et al., 2017; Cappellari, 2017, tra molti altri), vedere Conroy (2013) per una recensione recente e http://www.sedfitting.org (di Machine Translated by Google 10 Maiolino R., Mannucci F. T. Budavari, D. Dale, B. Groves e J. Walcher) per un elenco completo e aggiornato degli strumenti disponibili. Questi metodi sono in linea di principio molto potenti perché utilizzano tutte le informazioni contenute negli spettri, spesso inclusa anche la fotometria a banda larga per determinare simultaneamente l'abbondanza chimica, la distribuzione dell'età (cioè la storia della formazione stellare), l'estinzione della polvere e possibilmente altri parametri come il FMI. Il punto debole è che spesso la soluzione non è univoca e ci sono forti degenerazioni tra i parametri. In particolare, il problema è fortemente non lineare nella massa e nell'età delle stelle, con le stelle più giovani e massicce che spesso eclissano completamente le stelle più vecchie e meno massicce che costituiscono la maggior parte della massa (vedi, ad esempio, Maraston et al., 2010 ). Incertezze negli spettri delle popolazioni stellari in ingresso, dovute ad esempio alla presenza della rotazione stellare e di stelle binarie (es. Levesque et al., 2012; Leitherer et al., 2014; Stanway et al., 2016; Choi et al. ., 2017) influiscono anche sui risultati. Nonostante tali incertezze, questi metodi stanno diventando lo strumento standard per analizzare la popolazione stellare composita, in particolare quando sono disponibili spettri con risoluzione spettrale e S/N sufficienti. 2.2 Spettri UV Ad alto redshift (z > 1), la parte UV dello spettro diventa più facilmente accessibile alle lunghezze d'onda ottiche e spesso costituisce l'informazione più importante sulle proprietà delle popolazioni stellari. A queste lunghezze d'onda gli spettri sono dominati dalle proprietà fotosferiche di stelle giovani e massicce, consentendoci di derivare le proprietà dell'attività di formazione stellare in corso. Sulla base di modelli teorici è prevista una dipendenza dalla metallicità della profondità di molte caratteristiche di assorbimento UV (es. Leitherer & Heckman, 1995; Leitherer et al., 2010; Eldridge & Stanway, 2012) ed è stata effettivamente osservata negli spettri di galassie starburst locali (es. Heckman et al., 1998, 2005; Leitherer et al., 2011). Nell'UV, le correlazioni tra metallicità e larghezze equivalenti (EW) di molte caratteristiche di assorbimento sono una conseguenza di diverse cause fisiche. Primo, il contributo delle fotosfere di O e B, che dipendono dalla metallicità. In secondo luogo, i forti venti dipendenti dal metallo provenienti dalle stelle calde dominano gli spettri vicino alle righe ad alta ionizzazione, come CIV e SiIV (ad es. Walborn et al., 1995). In terzo luogo, l'ISM produce l'assorbimento di linee interstellari la cui densità di colonna è correlata alla metallicità. Le linee interstellari sono solitamente fortemente saturate (es. Pettini et al., 2002b, vedi Savage & Sembach 1996 per una rassegna), e gli EW osservati sono più sensibili alla dispersione della velocità che alla densità della colonna (Gonzalez ´ Delgado et al., 1998; Leitherer et al., 2011). Un elenco completo delle caratteristiche con la loro origine fisica è disponibile nella Tab. 1 di Leitherer et al. (2011). Qui ci limitiamo a ricordare che le caratteristiche che di solito hanno attirato il massimo interesse sono le linee del vento stellare come NVÿ1238,1242, SiIVÿ1393,1402, CIVÿ1548,1550 e HeIIÿ1640, linee interstellari come SiIIÿ1190,1260,1304,1526, SiIIIÿ1206, OIÿ1302 , CIIÿ1334, SiIVÿ1393,1402, FeIIÿ1608, AlIIIÿ1670,1854,1862, NiIIÿ1710,1741,1751, and MgIIÿ2796,2803, and photospheric lines such as FeVÿ1360-1380, OVÿ1371, SiIIIÿ1417, CIIIÿ1427, FeVÿ1430, SiIIÿ1533, and CIIIÿ2300 (Leitherer et al., 2001; Pettini et al., 2002b; Leitherer, 2014). Alcuni di questi sono mostrati nello spettro composito UV del fotogramma di riposo di galassie lontane in Fig. 3. Alcune volte vengono rilevate anche linee interstellari più deboli, che non sono sature (Pettini et al., 2000, 2002b), in particolare: FeIIÿ1144, SIIÿ1250,1259, NiIIÿ1317,1370,1703,1709,1741,1751 e SiIIÿ1808. Queste caratteristiche di solito hanno dipendenze complesse dall'età, dalla metallicità e dal FMI. Per questi motivi, analogamente al caso ottico, diversi autori hanno individuato una serie di indici Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 11 Fig. 3 Spettro UV stacked rest-frame di galassie che formano stelle a hzi ~ 2,4, da Steidel et al. (2016). Vengono mostrate le caratteristiche di assorbimento ed emissione più importanti, codificate a colori in base alla loro natura: caratteristiche di assorbimento stellare rosso; caratteristiche di assorbimento interstellare verde; linee di emissione blu, nebulari; viola, linee sottili di struttura. considerato sensibile principalmente alla metallicità (Heckman et al., 1998; Leitherer et al., 2001; Rix et al., 2004; Maraston et al., 2009; Leitherer et al., 2011; Sommariva et al., 2012; Zetterlund et al., 2015; Faisst et al., 2016; Byler et al., 2018). Questi lavori si basano su librerie spettrali empiriche o su spettri stellari teorici. Entrambi gli approcci hanno punti di forza e di debolezza. Le biblioteche empiriche tengono automaticamente conto degli effetti incerti dei venti stellari, ma di solito includono solo una ristretta gamma di metallicità, limitata dalla distribuzione della metallicità delle giovani stelle nell'universo locale, e sono influenzate dal contributo sconosciuto delle linee interstellari (ad es. , Kudritzki et al., 2016). Al contrario, le librerie teoriche possono essere costruite per una vasta gamma di metallicità differenti, ma sono influenzate dalle incertezze del modello. Gli indici risultanti dipendono da una serie di presupposti, come l'età dell'episodio di formazione stellare e l'evoluzione dell'SFR, generalmente considerata costante, istantanea o in diminuzione esponenzialmente. Anche il FMI della popolazione stellare influisce sui risultati. Sebbene ciò introduca ancora un'altra fonte di incertezza, apre anche un modo per testare la dipendenza dell'IMF dal tipo di galassia, dall'ambiente, dall'attività di formazione stellare e dall'età cosmica, come discusso, ad esempio, da Lemasle et al. (2014), La Barbera et al. (2016), Fontanot et al. (2017), Sarzi et al. (2018) e De Masi et al. (2018). 3 Misurare la metallicità e le abbondanze chimiche della fase gassosa In questa sezione forniamo una breve panoramica dei metodi utilizzati per dedurre la metallicità e le abbondanze chimiche della fase gassosa concentrandoci sull'ISM, ma discutendo anche le tecniche sfruttate per il mezzo circumgalattico (CGM) e il mezzo intergalattico (IGM), così come per il mezzo intra-cluster (ICM). Per ogni metodo valutiamo criticamente vantaggi e limiti. Una revisione più dettagliata e recente può essere trovata in Peimbert et al. (2017). Machine Translated by Google 12 Maiolino R., Mannucci F. 3.1 Metodo diretto basato sulla temperatura dell'elettrone Gli spettri dei gas ionizzati in condizioni astrofisiche sono generalmente ricchi di righe di emissione eccitate collisionalmente (CEL). Il flusso di ciascuna linea metallica è proporzionale all'abbondanza dell'elemento (in particolare le specie ioniche osservate) moltiplicata per la sua emissività. Se quest'ultimo può essere misurato, allora l'abbondanza può essere vincolata con precisione (Aller, 1984). L'emissività di queste righe dipende sia dalla temperatura dell'elettrone Te che dalla densità elettronica ne. Una volta misurati questi due parametri, le abbondanze ioniche derivano da relazioni basate solo sulla fisica atomica. In un atomo a due livelli, la velocità di diseccitazione collisionale della transizione 2 ÿ 1 di uno ione è data da n2n0C21, dove n2 è la densità degli ioni il cui livello 2 è popolato, n0 è la densità delle particelle in collisione (tipicamente elettroni) e C21 è il coefficiente di diseccitazione collisionale dato da 2 2 pag C21 = ÿ(1, 2) kTe !0,5 ~m3/2 , (5) o2 dove ÿ(1, 2) è la “forza di collisione” della transizione, ÿ2 è il peso statistico del livello superiore 2. Si noti che esiste solo una lieve dipendenza da Te come ÿ Te. La velocità di eccitazione collisionale è data in modo simile da n1n0C12, dove o2 C12 = (6) e ÿE21/kTeC21 o1 che dipende esponenzialmente da Te. Una CEL è prodotta dall'eccitazione collisionale del livello superiore seguita da una diseccitazione radiativa. Trascurando l'emissione stimolata (di solito non importante nelle nebulose diffuse), la popolazione n2 del livello superiore è data da dn2 dt = ÿn2( LA21 + neC21) + n1neC12 , (7) dove A21 è il coefficiente di Einstein per le transizioni spontanee (radiative). All'equilibrio (dn2/dt = 0): neC12 n2 = A21 + neC21 n1 (8) La densità critica nc è definita come la densità alla quale la velocità delle diseccitazioni collisionali è uguale alla velocità delle transizioni radiative spontanee nc = A21/C21 (9) e quindi: n2 = no/nc expÿE/kTe 1 + no/nc n1 (10) Quando il mezzo ha una densità molto inferiore alla densità critica di transizione (ne nc), n2 dipende esponenzialmente Tedie n1 ÿ nX, dove nX è la densità dello ione X. Si dà quindi l'emissività volumetrica J21 di una da linea n2A21 J21 = hÿ21 4p ÿ nenxe ÿE21/kTe . Una volta misurati ne e Te , è possibile ottenere l'abbondanza ionica confrontando il flusso di la CEL alle linee di ricombinazione dell'idrogeno. (11) Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 13 Sommando le abbondanze degli ioni osservati e assumendo una correzione della ionizzazione per quelli non osservati si ricava l'abbondanza elementare totale (es. Aller, 1954; Diner stein, 1990; Pilyugin & Thuan, 2005; Pilyugin et al., 2006b, 2009; Bresolin et al., 2009b; ´ ´ Pilyugin et al., 2010a; Perez Martinez, 2014; Perez-Montero, 2014; Perez et al. , 2016). La densità elettronica è solitamente misurata da doppietti sensibili alla densità, cioè doppietti che hanno densità critiche non lontane dalla densità del gas, quindi il cui rapporto di flusso dipende fortemente sulla densità, come [OII]ÿ3726,3729 e [SII]ÿ6717,6731. Tuttavia, poiché per deferire l'abbondanza il flusso delle linee CEL deve essere confrontato con il flusso dell'idrogeno linee di ricombinazione, e poiché l'emissività delle linee di ricombinazione dell'idrogeno scala come nenp (dove np è la densità dei protoni), quando si confrontano le emissività la dipendenza sulla densità si annulla (finché la densità è inferiore alla densità critica), e quindi solo la dipendenza dalla temperatura è veramente fondamentale per determinare l'abbondanza dello ione. Le temperature degli elettroni possono essere misurate attraverso linee “aurorali”, cioè linee provenienti da alti livelli quantici, la cui eccitazione è molto sensibile alla temperatura. Le righe più comunemente usate sono OIII]1661,1666, [OIII]ÿ4363, [OII]ÿ7320,7330, [SII]ÿ4069, [NII]ÿ5755 e [SIII]ÿ6312 (es. Castellanos et al., 2002), i cui flussi sono confrontati con altre linee più luminose della stessa specie ma di livelli energetici molto diversi. Un di più ´ l'elenco completo dei rapporti di linea utilizzati può essere trovato in Perez-Montero (2017). I risultati più accurati si ottengono solo quando si utilizzano più di queste linee perché tracciano diverse regioni della nebulosa emittente, in particolari regioni con diversi livelli di ionizzazione. La [SIII]ÿ6312 è una linea interessante, anche se non usata spesso. In effetti, si può osservare a metallicità maggiore rispetto, ad esempio, a [OIII]ÿ4363, ma alle corrispondenti linee nebulari necessari per misurare l'abbondanza sono [SIII]ÿ9069,9532, che sono in una parte dello spettro che spesso non viene osservato. Sono ora disponibili routine specializzate che derivano la temperatura da rapporti di linea, come PYNEB (Luridiana et al., 2012, 2015), una versione PYTHON del STSDAS NEBULAR routine. È possibile trovare un elenco di fonti per i dati atomici, ad esempio, in Garc´ÿa-Rojas et al. (2009) e Fang et al. (2015). Un tutorial sull'uso di questo metodo ´ è stato recentemente pubblicato da Perez-Montero (2017). L'uso pratico di questo metodo è spesso limitato dalla debolezza intrinseca dell'aurorale linee, che in genere sono 10-100 volte più deboli delle corrispondenti linee Balmer. Mentre le linee aurorali sono osservate di routine nella formazione stellare locale o a basso spostamento verso il rosso, povera di metalli galassie (Kennicutt et al., 2003; Izotov et al., 2006a,b; Izotov & Thuan, 2007; Izotov et al., 2011, 2012; Kreckel et al., 2015; Haurberg et al., 2015; Amor´in et al., 2015; Pilyugin et al., ´ , 2016; Izotov et al., 2015; Lagos et al., 2016a; Ly et al., 2016; Sanchez Almeida et al. 2018a), a un redshift più alto (z > 1) esistono solo poche affermazioni di rilevamento. Mentre alcuni di questi le misurazioni si basano su linee UV come OIII]ÿ1661,1666 (Villar-Mart´ÿn et al., 2004; Erb et al., 2010), la maggior parte delle affermazioni si basa su linee ottiche osservate nel vicino IR e sono spesso influenzati da rapporti segnale/rumore molto bassi (spesso S/N<2), sono basati su incerti identificazioni (dovute, ad esempio, alla vicina Hÿ), e produrrebbe un valore irrealisticamente alto Rapporti [OIII]ÿ4363/[OIII]ÿ5007 ( Yuan & Kewley, 2009 ; Christensen et al., 2012 ; Stark et al., 2012 ). 2013; James et al., 2014a; Maseda et al., 2014; Sanders et al., 2016c). Al contrario, aurorale le righe sono spesso rilevate in spettri impilati di galassie locali e lontane (Andrews e Martini, 2013; Trainor et al., 2016; Curti et al., 2017; Bian et al., 2018). relazioni medie tra le temperature delle regioni di diverse ionizzazioni nelle regioni HII e le galassie sono ´ anche calcolato (Perez-Montero & D´ÿaz, 2003; Izotov et al., 2006a; Pilyugin, 2007; Pilyugin et al., 2006b, 2009, 2010a; Curti et al., 2017). Queste relazioni possono essere utilizzate quando qualche aurorale le linee non sono osservate. Relazioni dirette tra linee “forti” e flussi di linee aurorali, le cosiddette relazioni ff, sono state proposte da Pilyugin & Thuan (2005), Pilyugin et al. (2006a), e Pilyugin et al. (2009). Recentemente, Curti et al. (2017) e Curti (2019) le hanno estese Machine Translated by Google 14 Maiolino R., Mannucci F. relazioni e le ha applicate alle galassie SDSS, ottenendo relazioni molto strette tra aurorali e forti flussi di linea. Una fonte di incertezza di questo metodo è dovuta alla struttura termica e densità di le nebulose emittenti. La dipendenza esponenziale da Te significa che l'emissione è dominata dalle regioni di Te superiore e i valori derivati dei parametri possono essere distorti (es. ´ Peimbert, 1967; Stasinska, 2002; Liu, 2002, 2003; Esteban et al., 2004; Garc´ÿa-Rojas & Es teban, 2007; Peimbert et al., 2007). Questo problema viene in genere affrontato introducendo a 2 parametro di variazione della temperatura t che può essere stimato confrontando diverse misure menti di Te (ad es. Peimbert, 1967; Peimbert et al., 2004, 2012, 2017)). Il problema delle fluttuazioni di temperatura può essere alleviato sfruttando le linee coronali da vari stadi di ionizzazione degli stessi elementi. Queste linee sono emesse da diversi parti delle regioni HII, comprese le regioni parzialmente ionizzate, e la struttura termica di la regione HII può essere campionata meglio (es. Campbell et al., 1986; Garnett, 1992; Kennicutt et al., 2003; Bresolin et al., 2005; Pilyugin et al., 2009; Curti et al., 2017). Questo punto è ulteriormente discusso nella sez. 3.4. 3.2 Abbondanza da linee di ricombinazione dei metalli Le linee di ricombinazione (RL) consentite degli ioni metallici sono in linea di principio il modo più diretto per ricavare le abbondanze chimiche. Nelle condizioni abituali delle nebulose HII (non stimolate emissione), l'emissività volumetrica di una riga consentita dello ione X a causa di una transizione tra i livelli i e j è Ji j dove ÿ eff X = hÿi j nX+i+1 neÿ ij 4ÿ +io , Te , (12) eff una debole dell'idrogeno, dipendenza da Te.hanno L'abbondanza è calcolata da com ij parison con lineeha di solo ricombinazione che la stessa ionica dipendenza dalla densità, quindi le abbondanze stimate sono quasi insensibili alla densità del gas. L'abbondanza totale dell'elemento viene misurata dopo aver assunto una correzione della ionizzazione per il ´ ´ ioni non osservati (Peimbert, 2003; Tsamis et al., 2003; Esteban et al., 2004; Lopez-S anchez et al., 2007; Peimbert et al., 2007; Peimbert & Peimbert, 2014; Peimbert et al., 2014 ; Esteban et al., 2014; Toribio San Cipriano et al., 2017). In pratica il d Gli RL più comunemente usati per misurare la metallicità sono OI 8446,8447, OII 4639,4642,4649, OIII 3265, OIV 4631, NII 4237,4242, NIII 4379, CII 4267, CIII 4647 e CIV 4657 La lieve dipendenza dalla densità e dalla temperatura riduce l'impatto della formazione di grumi e fluttuazione della temperatura che può influenzare il metodo CEL-Te sopra descritto. Come la linea emissività nell'eq. (12) è proporzionale all'abbondanza di ciascun elemento, linee di ricombinazione da specie metalliche sono molto deboli rispetto alle linee di ricombinazione H, del ordine di 10ÿ3–10ÿ4 rispetto alle linee di Balmer anche per gli elementi più abbondanti come C e O. Il rilevamento di RL dai metalli è praticamente limitato solo alle regioni luminose HII, nebulose planetarie (PNe) e resti di supernova (SNR), con spettri ad alta risoluzione e un elevato rapporto segnale/rumore (ad es. Peimbert et al., 2004; Garc´ÿa-Rojas & Esteban, 2007). 3.3 Modelli di fotoionizzazione L'alternativa ampiamente adottata ai metodi diretti consiste nell'usare modelli di fotoionizzazione per prevedere o interpretare la forza relativa di alcune delle principali linee nebulari da vincolare Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 15 la metallicità in fase gassosa. Questo approccio ha un alto potenziale, ma anche una serie di limitazioni, poiché inevitabilmente solo un piccolo numero di parametri coinvolti nei calcoli di fotoionizzazione può essere realisticamente esplorato, con una configurazione geometrica semplificata, che generalmente non riflette adeguatamente la complessità e la distribuzione delle reali regioni HII. Tuttavia, il vantaggio è che in linea di principio non c'è limite alle possibili proprietà delle regioni di formazione stellare che possono essere esplorate, soprattutto in termini di range di metallicità e proprietà dello spettro ionizzante. Questa flessibilità consente anche la potenziale esplorazione di sistemi ad alto redshift, anche in ambienti estremamente poveri di metalli o spettri ionizzanti estremi, che non hanno controparti locali (es. Schaerer, 2003; Kewley et al., 2013a; Jaskot & Ravindranath, 2016; Xiao et al., 2018). L'ulteriore vantaggio è che tali modelli possono vincolare, insieme alla metallicità, altre proprietà del gas ionizzato, come il parametro di ionizzazione. Infine, come discusso nelle sezioni successive, i modelli di fotoionizzazione consentono di calibrare la diagnostica di linee forti associate a linee che non è possibile calibrare empiricamente con il metodo diretto perché i dati richiesti non sono disponibili. In generale, l'approccio classico consiste nell'utilizzare codici di fotoionizzazione dettagliati, come CLOUDY (Ferland et al., 2013) o Mappings (Binette, 1985; Sutherland & Dopita, 1993; Dopita et al., 2013) per generare una griglia di modelli da cui vengono estratti un certo numero di rapporti di linea e proposti come diagnostica del metallicità del gas (es. Kewley & Dopita, 2002; Nagao et al., 2011; Dopita et al., 2013; Jaskot & Ravindranath, 2016; Gutkin et al., 2016; Chevallard & Charlot, 2016; Feltre et al., 2016 ; Dopita et al., 2016). Generalmente, con l'eccezione di alcuni casi (Jaskot & Ravindranath, 2016), i modelli presuppongono una semplice geometria parallela al piano. La maggior parte di loro presuppone che le abbondanze chimiche si riducano proporzionalmente al solare, ad eccezione in generale dell'azoto la cui abbondanza si presume ridimensioni con la metallicità globale come sommando una relazione fissa (si veda, ad esempio, la discussione in Nicholls et al., 2017). L'effetto della polvere è generalmente incluso, sia in termini di estinzione della polvere che in termini di esaurimento della polvere di elementi chimici, e le ipotesi sulla distribuzione della polvere influenzano la struttura risultante della regione HII (ad es. Stasinska & Szczerba, 2001). ´ L'esaurimento della polvere è generalmente dedotto metallo da studi rimanga galattici costante e supponendo con la metallicità, che il rapporto cosa che polveretuttavia potrebbe non essere il caso a basse metallicità (De Cia et al., 2016; De Cia, 2018). Un altro presupposto importante è che la maggior parte delle nuvole ionizzate sono limitate alla ionizzazione (cioè la zona ionizzata non è troncata dalla dimensione della nuvola), ma questo presupposto potrebbe non essere applicabile al numero di galassie, specialmente in alcuni giovani sistemi di formazione stellare (Nakajima & Ouchi, 2014). Alcuni modelli hanno incorporato questa possibilità per studiare la diagnostica della metallicità, sebbene limitata all'UV (Jaskot & Ravindranath, 2016). Le grandezze primarie che vengono variate nella griglia dei parametri sono la metallicità del gas e il parametro di ionizzazione, definito come il rapporto adimensionale tra la densità del flusso di fotoni in entrata e la densità del gas sulla superficie della nuvola, normalizzato dalla velocità della luce, U = q/ c = Qion/(4ÿr 2nec) dove Qion è il numero di fotoni ionizzanti emessi per unità di tempo dalla sorgente e r è la distanza dalla nuvola emittente. Metallicità e parametro di ionizzazione sono, per una data forma del flusso ionizzante, i due parametri più importanti nell'influenzare i rapporti di flusso delle principali lineemaggior nebulari,parte e sono dei spesso rapportisoggetti delle linee a degenerazioni, di emissione dipendono nel senso da che la entrambi i parametri . Alcuni autori, specialmente nei primi modelli, adottarono una densità di gas costante. Successivamente Dopita et al. (2014) hanno evidenziato che la pressione di radiazione sulla polvere è probabilmente il meccanismo fisico primario che regola le proprietà fisiche delle nubi gassose e che, quindi, è fisicamente più sensato adottare una pressione costante e derivare di conseguenza la distribuzione della densità. In entrambi i casi la densità o pressione assunta può essere un altro parametro che viene variato per costruire la griglia dei modelli. Machine Translated by Google 16 Maiolino R., Mannucci F. Mentre i modelli originali assumevano solo una singola forma rappresentativa dello spettro ionizzante, i modelli più recenti esplorano tipicamente un'ampia gamma di continui stellari ionizzanti da modelli di sintesi della popolazione stellare, ultimamente anche ampliando l'intervallo per includere il contributo della binarità stellare (soprattutto a bassa luminosità) e della rotazione (Levesque et al., 2012; Leitherer et al., 2014; Stanway et al., 2016; Choi et al., 2017; Xiao et al., 2018). Il possibile la presenza di turbolenza introduce ulteriori incertezze (Gray & Scannapieco, 2017). Sebbene tali modelli di fotoionizzazione siano ampiamente utilizzati, mettiamo in guardia su alcuni importanti avvertenze e problemi. Nonostante i numerosi sforzi, questi modelli di fotoionizzazione sono ancora abbastanza semplicistiche e sono ancora lontane dal cogliere la complessità delle regioni HII e la loro distribuzione nelle galassie. Un'indicazione di ciò è che, mentre i modelli tendono a riprodursi statisticamente abbastanza bene molti diagrammi diagnostici, quando si considerano i singoli sistemi lo è spesso molto difficile trovare un unico modello che riproduca simultaneamente tutta la linea nebulare osservata rapporti. È probabile che il problema di fondo sia che sia all'interno di ciascuna regione HII che tra le numerose Regioni HII tipicamente campionate dalla grande apertura proiettata delle indagini extragalattiche, il parametro di ionizzazione non è caratterizzato da un unico valore, ma da un'ampia distribuzione. Il lo stesso problema si applica ad altri parametri come densità, temperatura e metallicità. Futuro si spera che i modelli di generazione incorporino questa funzionalità aggiuntiva, anche se è probabile esigente da implementare. Un altro problema è che supponendo una relazione fissa tra N/H e O/H, tipicamente di la forma ripida N/H ÿ (O/H)2 nel regime di media/alta metallicità, rende il flusso delle linee nebulari di azoto (ed in particolare [NII]ÿ6584) ipersensibili alla metallicità. Tuttavia, si dovrebbe tenere conto del fatto che le linee nebulari di azoto stanno sondando direttamente il abbondanza di azoto; se un sistema devia dalla relazione assunta (che, ad esempio sembra essere il caso di galassie di massa diversa e di altre regioni subgalattiche). la linea di emissione dell'azoto può fornire informazioni ingannevoli. Un problema simile si applica a linee nebulari di carbonio quando si utilizzano spettri UV. Modelli più recenti stanno introducendo un approccio bayesiano (o adattamento multifunzionale) in cui le informazioni provenienti da più linee nebulari (e talvolta anche dal continuo) vengono combinate per identificare il modello migliore tra quelli forniti dalla griglia (es. ´ Tremonti et al., 2004; Chevallard e Charlot, 2016; Blanc et al., 2015; Perez-Montero et al. ´ 2016; Perez-Montero & Amor ´in, 2017; Vale Asari et al., 2016). Questi codici sono certamente , Un passo avanti. Tuttavia, alcuni di loro fanno ancora l'ipotesi di una relazione fissa tra N/H, C/H e O/H dati a priori al codice. Come accennato, ciò rischia che la determinazione della metallicità sia dominata dal flusso di una singola linea di azoto o di carbonio e, inoltre, non è realmente possibile distinguere tra l'effetto della chimica differenziale abbondanze e metallicità globale. Tuttavia, alcuni dei codici più recenti funzionano in modo coerente derivare l'abbondanza globale di metalli e, separatamente, l'abbondanza di azoto e carbonio, senza fare ipotesi sulla loro abbondanza ridimensionare con metallicità (Blanc et al., 2015; ´ ´ Perez-Montero et al. , 2016; Perez-Montero & Amor ´in, 2017; Vale Asari et al., 2016). Come verrà discusso nella Sez. 3.4, i modelli di fotoionizzazione tendono a sovrastimare la metallicità del gas rispetto al metodo Te da ÿ 0,2 fino a ÿ 0,6 dex. La discrepanza è particolarmente forte a metallicità elevate. L'origine della discrepanza non è del tutto chiara. Polvere l'esaurimento è certamente un fattore che contribuisce per almeno 0,1 dex, in effetti ai modelli di fotoionizzazione tengono conto dell'esaurimento della polvere, mentre i metodi diretti forniscono semplicemente l'effettiva metallicità del gas. Un altro potenziale problema è come l'azoto sia incluso nei modelli di fotoionizzazione; la sua dipendenza quadratica dalla metallicità può aumentare artificialmente la metallicità dedotta. In alternativa, le metallicità a base di Te possono essere polarizzate in basso come conseguenza della bassa metallicità regioni caratterizzate da linee aurorali più luminose. Un'interessante possibilità aggiuntiva è che l'assunto di base che gli elettroni nelle regioni HII seguano una distribuzione Maxwell-Boltzmann Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 17 bution possono essere errati e che invece seguono una distribuzione simile a quella osservata nei plasmi astrofisici dentro e oltre il sistema solare, cioè una cosiddetta distribuzione ÿ (a distribuzione lorenziana generalizzata), che è caratterizzata da una coda più estesa verso energie elevate rispetto alla distribuzione di Maxwell-Boltzmann. Questa possibilità è stata studiata di recente da Binette et al. (2012), Nicholls et al. (2012) e Dopita et al. (2013), chi hanno evidenziato che, molto interessante, l'introduzione di una distribuzione ÿ nei modelli di Le regioni HII risolve alcuni dei problemi in sospeso, come le discrepanze nelle temperature misurate da alcune linee aurorali (vedi par. 3.4), e realizza la fotoionizzazione Metallicità derivate in migliore accordo con quelle dedotte dalle linee aurorali. Questo è sicuramente un'area di studio che vale la pena approfondire. Una revisione di parte della linea nebulare la diagnostica includendo gli effetti di una distribuzione ÿ è già stata presentata da Dopita et al. (2013). È anche possibile che l'introduzione della distribuzione ÿ sia effettivamente un modo per farlo riprodurre l'effetto dei gradienti nelle proprietà delle regioni HII o di una raccolta di HII regioni con condizioni diverse, ad esempio temperature diverse. 3.4 Confronto tra i diversi metodi In generale i tre metodi sopra descritti danno risultati differenti. Si fa spesso riferimento al rapporto delle abun dance ottenute dai metodi più diretti, cioè da RL e Te-CEL come “Abbondanza Discrepanza” (AD, Tsamis et al., 2003; Garc´ÿa-Rojas & Esteban, 2007; García-Rojas et al., 2009, 2013; Peimbert et al., 2017; Toribio San Cipriano et al., 2017) e può essere molto alto, fino a un fattore ÿ 5 (Tsamis et al., 2003). Questa discrepanza è una grave limitazione alla nostra comprensione delle nebulose ionizzate e la sua origine è dibattuta. Come già menzionato, le fluttuazioni di temperatura nelle regioni HII sono decisamente presenti (Garc´ÿa-Rojas & Esteban, 2007) ma il loro effetto reale sulla determinazione dell'abbondanza non è chiaro e anche lì sono indicazioni, basate sul confronto con linee infrarosse a struttura fine, che non lo sono la fonte dell'AD (Tsamis et al., 2003). La presenza di disomogeneità chimiche su piccola scala dovute a una distribuzione di gas grumosa e non ben miscelata, probabilmente correlata alla presenza di ´ ´ Resti di SN, è stato proposto da Tsamis & Pequignot (2005) e Stasinska et al. (2007) come un modo per spiegare i diversi risultati degli RL (dominati dai grumi ricchi di metalli) e le CEL (dominate dal mezzo più diffuso), e da Binette et al. (2012) per spiegare la differenza di temperatura tra [OIII] e [SIII]. Eccitazioni di fluorescenza tramite È stato anche proposto che le linee di continuità o di risonanza causino rapporti di flusso RL non realistici e quindi influenzano le metallicità derivate da RL (Grandi, 1976; Liu et al., 2001; Tsamis et al., 2001). 2003). Come accennato nella sezione precedente, esistono differenze ancora maggiori tra i risultati di CEL e RL e quelli dei modelli di fotoionizzazione, discrepanze sistematiche di 0,6– ´ 0,7 dex non sono rari (ad es. Kewley & Ellison, 2008; Moustakas et al., 2010; Lopez-Sanchez et al., 2012), ´ sebbene alcuni modelli di fotoionizzazione tendano a concordare meglio ´ con il metodo Te (Perez-Montero, 2014). Generalmente, tendono ad esserlo le metallicità dirette di Te inferiori a quelli derivati dai modelli di fotoionizzazione, con RL solitamente tra questi due valori. Come discusso nella Sez. 3.3, quando si fanno questi confronti si dovrebbe anche prendere in considerazione tenere conto che i metodi diretti Te e RL stimano la metallicità della sola fase gas, mentre i modelli di fotoionizzazione generalmente tengono conto dell'esaurimento della polvere e forniscono risultati in termini di metallicità totale dell'ISM (ie gas e polveri). Pertanto, le liceità di metallo Te e RL dovrebbero essere aumentate di circa 0,1 dex per avere un confronto equo con il modelli di fotoionizzazione. Machine Translated by Google 18 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 4 Il gradiente di metallicità radiale in M300 misurato con tre diversi metodi: supergiganti blu (BSG, triangoli blu), supergiganti rosse (RSG, punti rossi), metallicità della regione HII con il metodo “Te” (quadrati verdi). L'accordo è notevole. Da Davies et al. (2015). Il problema di comprendere queste differenze e ottenere le migliori stime delle metallicità della fase gassosa può essere affrontato confrontando i valori ottenuti da CEL, RL e metodi di fotoionizzazione con quelli delle giovani stelle formate nella stessa regione. L'uso di giovani stelle è necessario per garantire che la metallicità stellare sia simile alla metallicità della fase gassosa, poiché le giovani stelle sono state recentemente create dallo stesso ISM che si osserva nelle regioni HII, con la possibile eccezione di alcuni riprocessamenti CNO. Stime indipendenti di metallicità possono essere ottenute per le supergiganti blu (BSG) e le supergiganti rosse (RSG). Le BSG spettrali di tipo A e B sono stelle massicce (12–40 M), giovani (meno di 10 Myr) nel breve stadio evolutivo che porta all'RSG. Sono molto luminosi e quindi i loro spettri possono essere ottenuti con l'alto S/N necessario per misurare accuratamente le abbondanze chimiche. I loro spettri mostrano linee di assorbimento da molti elementi (ad es. C, N, O, Mg, Al, S, Si, Ti e Fe). Gli spettri ad alta risoluzione possono fornire abbondanze con incertezze inferiori a 0,05 dex (ad es. Kudritzki et al., 2012), mentre gli spettri a risoluzione inferiore possono essere utilizzati anche per ottenere incertezze di ~0,1 dex (Kudritzki et al., 2008, 2016). Gli RSG hanno masse iniziali comprese tra 8 e 35 M , alte luminosità bolometriche con picchi nel vicino IR e giovani età (meno di 50 Myr). L'abbondanza di RSG può anche essere misurata in modo affidabile se è disponibile una buona spettroscopia (Cunha et al., 2007; Davies et al., 2010; Patrick et al., 2016; Davies et al., 2017b). Le stime di metallicità derivate per RSG e BSG sono ampiamente indipendenti perché le condizioni fisiche dell'atmosfera dei due tipi di stelle sono molto diverse. Il metodo BSG sfrutta le atmosfere calde e ottiene metallicità da linee ottiche di ioni singolarmente e doppiamente ionizzati, mentre per RSG vengono utilizzate atmosfere molto più fredde e vengono misurate linee del vicino IR da metalli neutri. L'accordo tra questi due metodi è eccellente Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 19 Fig. 5 Differenza tra metallicità stellare e gassosa dedotta “direttamente” dal metodo Te (blu cerchi) e dalle linee di ricombinazione (quadrati arancioni) in un campione di galassie locali e di formazione stellare regioni, in funzione della metallicità stellare. La linea verticale mostra il valore solare adottato. Da Bresolino et al. (2016). (ad es. Gazak et al., 2015; Davies et al., 2017b) e Zahid et al. (2017) lo hanno recentemente dimostrato anche i valori derivati sono in ottimo accordo con quelli derivati dall'adattamento spettrale di spettri impilati di molte galassie. I valori stellari possono essere confrontati con quelli derivati per l'ISM con vari metodi. Questo confronto è stato oggetto di numerosi studi recenti (Bresolin, 2007a; Kudritzki et al., 2012; Hosek et al., 2014; Lardo et al., 2015; Gazak et al., 2015; Bresolino et al., 2016; Davies et al., 2017b; Toribio San Cipriano et al., 2017) in cui gradienti di metallicità di singole galassie locali con differenti metallicità sono derivate con tutte le disponibili metodi per consentire un confronto su scala locale (vedi Fig. 4). Nella maggior parte dei casi c'è un bene accordo tra metallicità stellare ei risultati del metodo Te-CEL per l'ISM. Lo stato è riassunto da Bresolin et al. (2016) (vedi Fig. 5 e Davies et al. (2017b)). Photoionization models (Kewley & Dopita, 2002; Tremonti et al., 2004; Maiolino et al., 2008) di solito forniscono metallicità più elevate, con differenze dell'ordine di 0,2–0,3 dex. Non è ancora chiaro se le metallicità stellari siano più d'accordo con RL o valori derivati da Te-CEL. Secondo la sintesi in Bresolin et al. (2016) (Fig. 5), un buon accordo si trova con il Te-CEL a qualsiasi metallicità, mentre il metodo RL sembra sovrastimare metallicità rispetto ai valori stellari per metallicità sub-solari. La situazione non lo è nella nebulosa di Orione si trovano anche un chiaro e migliore accordo con le metallicità di RL ´ ´ ´ (Simon-D'ÿaz, 2010; Simon-D'ÿaz & Stasinska, 2011). Riassumendo, le metallicità dirette in fase gassosa sono in migliore accordo con le liceità metalliche delle giovani stelle e quindi sono ora considerate una base più solida per la Machine Translated by Google 20 Maiolino R., Mannucci F. ´ metodi “strong line” descritti nella sezione successiva1 (Denicolo et al. , 2002; Pettini & Pagel, 2004; Andrews & Martini, 2013; Curti et al., 2017). 3.5 calibrazioni di linea forte Le linee di emissione richieste per misurare direttamente la metallicità del gas sono molto deboli e impegnative anche con grandi telescopi. Ciò ha generalmente limitato l'uso del metodo diretto a poche decine/centinaia di galassie locali e regioni HII, o ricorrendo all'uso di stacking di un gran numero di spettri (es. Andrews & Martini, 2013; Curti et al., 2017). Ad alto redshift sono state rilevate (o rilevate marginalmente) le linee aurore necessarie per applicare il metodo Te solo in una manciata di fonti. Questo problema ha spinto gli astronomi a calibrare l'alternativa diagnostica della metallicità che sfrutta linee di emissione nebulare relativamente forti, che possono essere rilevati più facilmente, anche con spettri S/N bassi. Questa tecnica è spesso indicata come il “metodo della linea forte”. È importante notare che il metodo della linea forte non è una tecnica primaria da derivare metallicità ma è un modo per consentire un'applicazione più semplice, anche se meno precisa, di uno dei metodi primari introdotti sopra. Queste forti calibrazioni di linea sono state eseguite empiricamente, attraverso i metodi diretti (es. Pettini & Pagel, 2004; Pilyugin & Thuan, 2005; Pilyugin et al., 2010b; Pilyugin e Grebel, 2016; Curti et al., 2017), attraverso modelli di fotoionizzazione (es. Zaritsky et al., 1994; McGaugh, 1991; Kewley & Dopita, 2002; Kobulnicky e Kewley, 2004; Tremonti et al., 2004; Nagao et al., 2011; Dopita et al., 2016) o una combinazione dei due (es. ´ Denico et al. , 2002; Nagao et al., 2006c; Maiolino et al., 2008). Un avvertimento importante è che alcuni dei sistemi diagnostici di metallicità della "linea forte" lo sono altamente degenerato con altri parametri (parametro di ionizzazione, densità, pressione,. . . ) o addirittura sfruttare le correlazioni indirette tra metallicità e altri parametri, come la correlazione tra metallicità e parametro di ionizzazione (Nagao et al., 2006c; Dopita et al., 2006) e la correlazione tra metallicità e abbondanza di azoto. È importante essere consapevoli di questi problemi e l'utilizzo di diagnostica multipla è fortemente incoraggiato. In questo contesto, per quanto riguarda le tarature dirette, Pilyugin et al. (2010b) e Pilyugin e Grebel (2016) hanno sviluppato metodi che utilizzano forti rapporti di linea per fornire costantemente metallicità, abbondanza di azoto e mitigare gli effetti del parametro di ionizzazione. Nel contesto dei modelli di fotoionizzazione, la calibrazione di rapporti di linea forti è rapida aprendo la strada, come accennato in precedenza, a codici che si adattano contemporaneamente a più rapporti di riga ´ (Blanc et al., 2015; Chevallard & Charlot, 2016; Perez-Montero et al. ´ , 2016; Perez-Montero & Amor´ÿn, 2017) e, poiché la maggior parte di questi codici è pubblicamente disponibile, con calibrazioni per la diagnostica individuale "linea forte" sta diventando meno convincente. Tuttavia, l'uso di la diagnostica della linea forte individuale è ancora popolare e pratica, specialmente per l'alto redshift studi, dove generalmente vengono misurate solo poche linee nebulari. L'uso di calibrazioni ibride (sia empiriche, attraverso i metodi diretti, sia sfruttando modelli di fotoionizzazione) era in passato necessario per coprire adeguatamente la metallicità gamma (Nagao et al., 2006c; Maiolino et al., 2008). Infatti, mentre la gamma a bassa metallicità è abbastanza popolato in termini di galassie e regioni HII con rilevamenti di linee aurorali per il Secondo il metodo, ad alte metallicità la debolezza delle linee aurorali ha portato a scarse statistiche e campionamenti sparsi; questo, insieme alle preoccupazioni per i pregiudizi della linea aurorale rilevati 1 Come spiegato sopra, le linee RL sono troppo deboli e rilevate in troppo poche galassie per essere utilizzate per definire un forte calibrazione della linea. Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 21 campioni nell'intervallo di alta metallicità, ha portato a sforzi per integrare le calibrazioni empiriche (a basse metallicità) con calibrazioni basate su modelli di fotoionizzazione a alte metallicità. Tuttavia, più recentemente un esteso stacking di galassie SDSS (Curti et al., 2017) ha mitigato questi problemi e sono disponibili calibrazioni completamente empiriche (basate su Te) fino a metallicità elevate. Infine, sottolineiamo che tutte queste calibrazioni di linee forti, sia empiriche che attraverso modelli di fotoionizzazione, sono basate su regioni HII e/o galassie di formazione stellare. Questo è un avvertimento importante per vari motivi. La presenza di gas ionizzato diffuso (DIG, cfr. Sez. 3.5.4) o di contaminazione da altri meccanismi di eccitazione, come la fotoionizzazione da shock o sorgenti più dure, come AGN o stelle evolute post-AGB, possono influenzare fortemente i rapporti delle linee nebulari in un modo che è indipendente dalla metallicità e può variare da galassia a galassia. La selezione delle regioni HII/galassie di formazione stellare è tipicamente basata sui cosiddetti diagrammi diagnostici “Baldwin– Phillips–Terlevich” (BPT) che tentano di isolare le regioni HII dalle regioni eccitate da altri meccanismi e sorgenti (vedi par. 3.5.4 ). ). Tuttavia, la semplice demarcazione riportata da alcuni autori (Kauffmann et al., 2003; Kewley et al., 2006b) viene identificata in modo empirico o utilizzando considerazioni basate su modelli teorici. In realtà il passaggio tra diversi meccanismi di eccitazione è sicuramente molto più fluido e misto. È quindi molto probabile che i set di dati utilizzati per le calibrazioni includano contaminazioni da AGN, shock e stelle post-AGB e, viceversa, dalle calibrazioni mancano campioni di regioni di formazione stellare, soprattutto nel regime di alta metallicità. Lo stesso problema di contaminazione è certamente presente quando si applicano queste calibrazioni a regioni galattiche che sono marginalmente risolte, o agli spettri integrati di galassie in cui è probabile che contributi diversi siano mescolati. Discuteremo questi problemi nel seguito. 3.5.1 Calibrazioni di linee forti: linee ottiche I rapporti delle linee nebulari ottiche sono tra i più ampiamente sfruttati per limitare la metallicità nelle galassie, sia perché alcune delle linee nebulari più forti si trovano in questo intervallo di lunghezze d'onda, sia perché questo intervallo spettrale è facilmente accessibile da terra con una varietà di strutture e un'enorme quantità di i dati sono stati forniti da diversi sondaggi. La tabella 1 fornisce un elenco dei principali sistemi diagnostici di linea forte, e la loro definizione, che sono stati proposti e calibrati empiricamente o teoricamente da diversi team (McCall et al., 1985; ´ Skillman, 1989; McGaugh, 1991; Zaritsky et al., 1994; Denicolo et al., 2002; Kewley & Dopita, 2002; Kobulnicky & Kewley, 2004; Tremonti et al., 2004; Pettini & Pagel, 2004; Pilyugin & Thuan, 2005; Nagao et al., 2006c; Maiolino et al. . ., 2008; Pilyugin et al., 2010b; Nagao et al., 2011; Pilyugin & Grebel, 2016; Brown et al., 2016; Dopita et al., 2016; Curti et al., 2017). In alcuni di questi studi gli autori hanno suggerito una loro combinazione per tenere conto delle dipendenze secondarie (o primarie!), come la dipendenza dal parametro di ionizzazione o dall'abbondanza di azoto (es. Kobulnicky & Kewley, 2004; Pilyugin & Thuan, 2005; Pilyugin et al. al., 2010b; Pilyugin & Grebel, 2016; Curti et al., 2017). Nella terza colonna forniamo i riferimenti per alcune delle calibrazioni che sono state proposte. Si consiglia vivamente di utilizzare le calibrazioni empiriche (a base di Te) ottenute da Curti et al. (2017) e Curti (2019), e mostrati in Fig. 6, in quanto basati sia su singole galassie HII che su stack di galassie SDSS in cui vengono rilevate anche linee coronali a bassa ionizzazione e che, quindi, consentono la calibrazione empirica per estendersi a metallicità elevate, mitigando anche potenziali distorsioni. Come accennato, dato che ciascuno di questi rapporti di linea è generalmente degenerato con altri parametri, si consiglia di combinare più di questi diagrammi per districare le dipendenze (una routine pubblicamente disponibile per combinare queste calibrazioni può essere trovata su http://www. Machine Translated by Google 22 Maiolino R., Mannucci F. arcetri.astro.it/metallicity/). Tuttavia, se solo alcuni di questi strumenti diagnostici sono disponibili, è importante essere consapevoli di una serie di potenziali avvertenze, punti di forza e di debolezza, che sono riassunti nelle colonne 4 e 5 della tabella 1 e discussi di seguito. R23 (ÿlog(([OII]ÿ3727 + [OIII]ÿ5007,4958)/Hÿ)) è stato uno dei parametri più adottati, in quanto coinvolge le linee di emissione di entrambi i principali stadi di ionizzazione dell'ossigeno, O quindi è meno influenzato + estruttura dalla O+2 ionizzazione delle regioni che HII. alcuni Tuttavia, è soggetto dipendenza significativa dal ,diparametro di ionizzazione, autori tentano adiuna correggere includendo transizioni aggiuntive come O32, come discusso di seguito (Kob ulnicky & Kewley, 2004; Pilyugin & Thuan, 2005; Nagao et al., 2006c). L'ulteriore problema di questa diagnostica è che è a doppia ramificazione (cioè un valore di R23 può essere associato a due metallicità molto diverse), quindi identificare quale delle due ramificazioni si applica richiede l'uso di un'altra diagnostica. Inoltre, ha una dipendenza molto debole dalla licità del metallo al turnaround tra i due rami (all'incirca tra 12+log(O/H)=8.0 e 8.5, Fig. 6), essendo quindi poco sensibile su un intervallo significativo di metallicità. Infine, l'uso della linea [OII]ÿ3727 (lontana in lunghezza d'onda da Hÿ e [OIII]ÿ5007) implica che questa diagnostica è significativamente sensibile all'arrossamento della polvere, quindi richiede una correzione. R2 (ÿlog([OII]ÿ3727/Hÿ)) e R3 (ÿlog([OIII]ÿ5007/Hÿ)) sono individualmente fortemente dipendenti dal parametro di ionizzazione e dallo stato di ionizzazione del gas, quindi non sono realmente pensato per essere utilizzato isolatamente, a meno che ciascuno di essi non sia davvero l'unico indicatore disponibile. Tuttavia, la Fig. 6 mostra che, almeno per gli spettri impilati, esiste una relazione stretta e ben educata tra R3 e metallicità. Ciò è principalmente determinato dalla relazione tra metallicità e parametro di ionizzazione, ma sembra funzionare bene in un'ampia gamma di metallicità. R3 è inoltre insensibile all'arrossamento della polvere. Al contrario, R2 è affetto dagli stessi problemi di R23 in termini di valore doppio e di arrossamento della polvere. N2 (ÿlog([NII]ÿ6584/Hÿ)) è molto comodo da usare, specialmente ad alta z, poiché le due linee sono molto vicine, quindi richiedono una copertura spettrale molto piccola ed essendo completamente esenti da arrossamento della polvere (a meno che l'estinzione differenziale delle polveri è presente all'interno delle galassie). Tuttavia, questa diagnostica in realtà sta principalmente tracciando l'abbondanza di azoto, quindi se le galassie seguono una relazione N/O–O/H diversa rispetto al campione medio utilizzato per la calibrazione, questo indicatore può essere ingannevole. Questa diagnostica è anche nota per essere fortemente sensibile al parametro di ionizzazione (ad es. Nagao et al., 2006c). Questo rapporto è anche uno dei parametri utilizzati per selezionare le galassie di formazione stellare nel diagramma BPT, quindi la sua calibrazione e applicazione è altamente sensibile al confine dettagliato del BPT adottato per selezionare le regioni HII, il che implica che anche la distribuzione della metallicità risultante delle galassie è abbastanza soggetto sul presunto confine BPT. Infine, data la sua dipendenza quadratica dalla metallicità, N2 può essere molto basso nelle galassie a bassa metallicità, fino a -2, e quindi la linea [NII]ÿ6584 può essere variabile debole. Ciò può introdurre gravi distorsioni di selezione attraverso le galassie non rilevate se questo effetto non viene adeguatamente preso in considerazione. S2 (ÿlog([SII]ÿ6717,31/Hÿ)) è molto simile a N2, ma ha il vantaggio di non essere legato all'abbondanza di azoto. Lo zolfo è un elemento ÿ come O, quindi ci si aspetta che S/O evolva molto meno di N/O. O32 (ÿlog([OIII]ÿ5007/[OII]ÿ3727)) è principalmente un tracciante del parametro di ionizzazione (D´ÿaz et al., 2000; Kewley & Dopita, 2002; Nagao et al., 2006c). La forte dipendenza dalla metallicità (Fig. 6) è per lo più secondaria ed è dovuta principalmente alla correlazione tra parametro di ionizzazione e metallicità. Pertanto, questa diagnostica dovrebbe essere effettivamente utilizzata solo se non sono disponibili altri traccianti e tenendo sempre presente che si tratta di un tracciante molto indiretto, attraverso la relazione UZ (che può evolvere con il redshift, vedi Kewley et al., 2013b), e il soggetto a grande dispersione. Sia O32 che R3 possono essere utilizzati per distinguere tra i due rami di R23. Machine Translated by Google 23 Evoluzione chimica cosmica delle galassie Numero di galassie per bin spettri impilati in contenitori di [OII]/H vs [OIII]/H singole galassie con [OIII] 4363 rilevamento a > 10 1.03 1000 2000 3000 4000 5000 0,78 6000 1.22 [O II] 3727,3729/H 0,48 0,46 0,91 3 2 log R [O III] 5007/H 2 3 log R 0,63 0.13 log R 0.08 0,60 0.19 0,29 0,51 0.02 [OII] 3727, 29 + [OIII] 4959, 5007 H 1.19 1.21 3.03 0.09 [N II] 6584/H 0,54 0,68 2 2 N 3 3o 2 0.12 2.08 1.28 1.12 log N logo logo [OIII] 5007 [OII] 3727, 29 1.88 0,17 1.45 2.48 0,79 0.19 1.04 0,78 [OIII] 5007/H [NII] 6584/H 2.49 [S II] 6717,6731/H 0,59 2 0,61 1.66 2 3 2 S 3 0.14 1.04 0,84 log S log RS logo 1.46 0.31 0.01 [SII] 6717, 31 H 1.88 + [OIII]H5007 0,76 7.5 8.0 8.5 9.0 12 + ceppo (O/H) [OIII] 5007/H [SII] 6717, 31 / H 0,81 7.5 8.0 8.5 12 + ceppo (O/H) 9.0 7.5 8.0 8.5 9.0 12 + ceppo (O/H) Fig. 6 Diagnostica ottica della linea forte in funzione dell'abbondanza di ossigeno ottenuta da Curti et al. (2017) e Curti (2019). Per la definizione della diagnostica della linea forte sull'asse Y, fare riferimento alla Tabella 1. I simboli verdi sono singole galassie e i cerchi sono misurazioni da pile di galassie dall'SDSS, codificate a colori dal numero di galassie in ciascuna pila (barra dei colori in alto ). Queste calibrazioni si basano sulla più recente realizzazione del metodo Te direct. ´ Ne3O2 (ÿlog([NeIII]ÿ3870/[OII]ÿ3727)), proposto da Nagao et al. (2006c) e Perez-Montero et al. (2007), è equivalente a O32, cioè è principalmente un tracciante del parametro di ionizzazione, tuttavia ha il vantaggio che [NeIII]ÿ3870 e [OII]ÿ3727 sono molto vicini in lunghezza d'onda, quindi richiedono un intervallo di lunghezza d'onda molto piccolo per essere osservati simultaneamente (abbastanza conveniente con un elevato redshift) e il loro rapporto non è sostanzialmente influenzato dall'arrossamento della polvere. Inoltre, è l'unico rapporto disponibile nelle bande del vicino IR sopra z ÿ 3,6 quando Hÿ e [OIII]ÿ5007 escono dalla banda K del vicino IR. Lo svantaggio è che la linea [NeIII]ÿ3870 è tipicamente dieci volte più debole di [OIII]ÿ5007. O3N2 (ÿlog([OIII]ÿ5007/Hÿ)-log([NII]ÿ6584/Hÿ)) è usato in modo abbastanza estensivo in quanto è una funzione monotona della metallicità e non è influenzato dall'estinzione della polvere (a meno che non sia presente un'estinzione differenziale significativa). Tuttavia, è molto sensibile al parametro di ionizzazione e al rapporto di abbondanza N/O, quindi con le stesse avvertenze principali discusse sopra per gli altri diagnostici interessati dagli stessi problemi. O3S2 (ÿlog([OIII]ÿ5007/Hÿ+[SII]ÿ6717,31/Hÿ)) è una diagnostica molto promettente, proposta solo di recente da Curti (2019) e Kumari (in preparazione). È essenzialmente equivalente a R23, ma dove [OII]ÿ3727/Hÿ è sostituito da [SII]ÿ6717,31/Hÿ. Quindi, come R23, sonda sia gli stadi di ionizzazione alta che bassa del gas, ma ha l'ulteriore vantaggio di essere quasi insensibile all'arrossamento della polvere. Tuttavia, condivide alcuni degli stessi problemi di R23, Machine Translated by Google 24 Maiolino R., Mannucci F. nel senso che ha una dipendenza secondaria dal parametro di ionizzazione ed è di valore doppio, sebbene il punto di inversione sia convenientemente spostato a metallicità inferiori rispetto a R23. N2S2Hÿ (ÿN2/S2+0,264·N2) è stato sviluppato da Dopita et al. (2016) e dovrebbe essere meno sensibile al parametro di ionizzazione rispetto a N2 e S2, e condividere con loro lo stesso requisito per la piccola gamma di lunghezze d'onda e la caratteristica di essere poco interessati dall'estinzione. La calibrazione fornita da (Dopita et al., 2016) attraverso modelli di fotoionizzazione dipende fortemente dalla presunta relazione N/O–O/H. Questa diagnostica è stata ricalibrata empiricamente da Curti (2019), ma l'inclusione della linea di azoto conserva ancora la sua dipendenza dall'abbondanza di azoto. N2O2 (ÿlog([NII]ÿ6584/[OII]ÿ3727)) e N2S2 (ÿlog([NII]ÿ6584/[SII]ÿ6717,31)) sono entrambi ´ ottimi traccianti dell'abbondanza di azoto rispetto agli elementi ÿ ( es. Perez-Montero & Contini, 2009); tuttavia, sono spesso utilizzati anche come traccianti di metallicità grazie alla correlazione del rapporto di abbondanza tra azoto e elementi ÿ (N/ÿ, come N/O e N/S) con O/H ad elevate metallicità. Tuttavia, si dovrebbe tenere a mente che la dipendenza dalla metallicità è quindi indiretta e che questa diagnostica può essere ingannevole per sistemi che deviano dalla relazione media N/ÿ–O/H. Entrambe le diagnostiche non sono una diagnostica sensibile della metallicità a basse metallicità in cui l'N/ÿ–O/H si appiattisce. L'N2S2 ha il vantaggio, rispetto all'N2O2, di essere molto meno sensibile all'arrossamento della polvere e di richiedere un piccolo intervallo di lunghezze d'onda. & Contini (2009), 13) Jones et al. (2015b), 14) Bian et al. (2018), 15) Strom et al. (2017a), 16) PérezMontero et al. (2007), 17) Marino et al. (2013) Kewley (2004), 6) Nagao et al. (2006c), 7) Maiolino et al. (2008), 8) Curti et al. (2017), 9) Curti (2019), 10) Pettini & Pagel (2004), 11) Dopita et al. (2016), 12) P'erezMontero aRiferimenti per alcune delle calibrazioni: 1) McCall et al. (1985), 2) Skillman et al. (1989), 3) McGaugh (1991), 4) Kewley e Dopita (2002), 5) Kobulnicky e N2S2 N2S2 4,6,7,9,12,16 N2O2 N2S2Hÿ N2/ S2+0,264 N2 log([NII] ÿ6584/ [OII] ÿ3727) 4,6,7,9,12 O3S2 log([OIII]ÿ5007/ Hÿ+ [SII]ÿ6717.31/ Hÿ); 9,11 9 O3N2 Ne3O2 R3 -N2 O32 log([OIII] ÿ5007/ [OII] ÿ3727) log([NeIII] ÿ3870/ [OII] ÿ3727) 6– 9,13,14 8,13,14, 16 6– 10,12,14,17 S2 log([SII] ÿ6717,31/ Hÿ) 9 N2 log([NII] ÿ6584/ Hÿ) 6– 10,12,14,17 R3 log([OIII] ÿ5007/ Hÿ) 6– 9,13,14 R2 log([OII] ÿ3727/ Hÿ) R23 log(([OII] ÿ3727 + [OIII] ÿ5007,4958)/ Hÿ) 1– 9,13– 15 6– 9,13 Tabella 1Elenco delle diagnostiche ottiche di metallicità con rapporto di linea forte che sono state proposte in letteratura. Nome Definizione Calibrazioni un Tiene conto di entrambe le fasi ionizzate dell'ossigeno Traccia gli stadi di ionizzazione sia alta che bassa Poco risente dell'arrossamento della polvere Poco risente dell'arrossamento della polvere Poco risente dell'arrossamento della polvere Insensibile all'arrossamento della polvere A volte ultima risorsa ad alta zPoco influenzato dall'arrossamento della polvere Richiede un piccolo intervallo di lunghezze d'onda Disponibile da ground out a z<5,2 Richiede un piccolo intervallo spettrale Insensibile all'arrossamento della polvere Richiede un piccolo range spettrale Richiede un piccolo intervallo spettrale Insensibile all'arrossamento della polvere Inalterato all'arrossamento della polvere Richiede un piccolo intervallo spettrale Richiede un piccolo intervallo spettrale Mitiga la dipendenza da U Poco influenzato da U Poco influenzato da U Punti di forza Fortemente dipendente da N/ H e N/ S Richiede la correzione dell'arrossamento della polvere Insensibile a basse metallicità Insensibile a basse metallicità Dipendenza secondaria da U Dipendenza secondaria da U Fortemente dipendente da N/ O Fortemente dipendente da N/ H Fortemente dipendente da U Fortemente dipendente da U Fortemente dipendente da U Fortemente dipendente da U Fortemente dipendente da U Debolezze e avvertenze Tracce principalmente N/ O Tracce principalmente N/ S Traccia principalmente U Traccia principalmente U Doppio valore Doppio valore Doppio valore Doppio valore Evoluzione chimica cosmica delle galassie 25 Machine Translated by Google Machine Translated by Google 26 Maiolino R., Mannucci F. Ancora più indicatori, basati su diverse combinazioni di più linee o su altri elementi come Argon, ´ sono stati proposti, tra gli altri, da Perez-Montero & D ´ÿaz (2005), ´ ´ Stasinska (2006), Perez-Montero et al. (2007), Kobulnicki et al. (1999), Dopita et al. (2016), e Pilyugin e Grebel (2016). Ancora più importante, alcuni di questi autori forniscono interlacciato combinazione di diagnostica a più righe che tentano di prendere in considerazione esplicitamente (e quindi mitigare) gli effetti di altri parametri fisici, come il parametro di ionizzazione. È importante ricordare che, quando si tenta di studiare l'abbondanza di azoto N/O in funzione della metallicità globale O/H, ovviamente nessuna delle diagnostiche di metallicità delle linee forti che coinvolgono le linee di azoto dovrebbe essere utilizzata per misurare la metallicità globale O/H, in quanto in questo caso entrambi gli assi misurerebbero sostanzialmente più o meno direttamente l'abbondanza di azoto; per questo tipo di studi la metallicità globale O/H dovrebbe essere misurata usando solo diagnostica senza azoto. Le calibrazioni che danno N/O (o N/S) in termini di N2O2 e N2S2 sono ´ dato, ad esempio, da Perez-Montero & Contini (2009) (basato su una calibrazione empirica) e Strom et al. (2017a) (attraverso la modellazione della fotoionizzazione). Riassumendo, i risultati dei metodi delle linee forti basati su linee ottiche dipendono in modo critico sul metodo utilizzato per calibrare i loro rapporti di linea e calibrazioni basate sul metodo Te dovrebbe essere preferito. Quando le righe di altri elementi non ÿ, come l'azoto, vengono utilizzate per misurare l'abbondanza di ossigeno, le variazioni delle abbondanze degli elementi relativi aggiungono un altro importante fonte di incertezza. 3.5.2 Calibrazioni di linee forti: linee UV Sebbene siano stati sviluppati modelli e codici estesi per dedurre la metallicità da le linee UV (Fosbury et al., 2003; Jaskot & Ravindranath, 2016; Gutkin et al., 2016; Feltre et al., 2016; ´ Chevallard & Charlot, 2016; Perez-Montero & Amor ´ÿn, 2017; Byler et al. .al., 2018; Nakajima et al., 2018), e alcuni lavori misurano anche le metallicità utilizzando direttamente Linee auroreali UV (ad es. Erb et al., 2010; Berg et al., 2018), nessuna calibrazione chiara e semplice ha è stato proposto di derivare la metallicità del gas dai rapporti delle linee forti UV. Rapporti tra CIII]1908, CIV1549 e HeII1640 (spesso alcune delle linee più luminose rilevate negli spettri UV delle galassie che formano stelle) sono tutti fortemente sensibili al parametro di ionizzazione e alla forma del continuum ionizzante, e sono anche prodotti/contribuiti da diversi processi fisici: CIII]1908 è una linea nebulare eccitata collisionale, CIV1549 è una linea di risonanza che è generalmente miscelato con l'assorbimento interstellare e il profilo P-Cygni stellare, HeII 1640 è un linea di ricombinazione interstellare nella parte altamente ionizzata delle regioni HII, ma viene anche prodotta ´ dalle atmosfere delle star di Wolf-Rayet. Anche Perez-Montero e Amor ´ÿn (2017) hanno indagato il rapporto tra le linee di carbonio UV e le linee di ricombinazione dell'idrogeno ottico; tuttavia, accanto al problema che questi rapporti sono estremamente sensibili all'arrossamento della polvere, non è una chiara tendenza è stato riscontrato con metallicità, probabilmente anche per la forte dipendenza dalla ionizzazione parametro. Tuttavia, la gamma UV contiene le linee nebulari ottimali per la misurazione del ´ Rapporto di abbondanza di C/O. Infatti, sulla base di calibrazioni empiriche, Perez-Montero & Amor ´ÿn (2017) hanno dimostrato che il rapporto di flusso CHI]1908 + CIV1549 C3O3 ÿ log OIII] 1664 ! è principalmente sensibile solo al rapporto C/O e forniscono una relazione empirica nel registro modulo (C/O) = ÿ1,069 + 0,796 · C3O3. Tuttavia, è necessario essere consapevoli degli avvertimenti Machine Translated by Google 27 Evoluzione chimica cosmica delle galassie sui diversi meccanismi di produzione di queste linee discussi sopra, soprattutto per cosa riguarda CIV1549. Se le informazioni sulla temperatura dell'elettrone sono disponibili da aurora linee, quindi una determinazione più accurata dell'abbondanza di C/O (o almeno di C+2 /O +2 ) può essere ottenuto dal rapporto CIII]1908/OIII]1664 (Garnett et al., 1995, 1997), quindi non dover fare affidamento su CIV1549 e sui problemi associati a questa transizione. 3.5.3 Calibrazioni di linee forti: linee del lontano infrarosso L'avvento degli osservatori spaziali IR come Spitzer (Werner et al., 2004) e Herschel (Pilbratt et al., 2010), la prospettiva di nuove importanti indagini spettroscopiche IR con il prossimo satelliti di generazione (SPICA, Roelfsema et al., 2018), e la possibilità di osservare il La gamma di lunghezze d'onda dell'IR lontano del fotogramma di riposo in galassie lontane con osservatori submm/mm a terra, come ALMA e NOEMA, ha promosso lo studio delle transizioni dell'IR medio/lontano come traccianti di metallicità. Si prevede che le linee a struttura fine del Far-IR diventeranno il principale refrigerante delle regioni HII a metallicità moderatamente elevate e basse temperature (es. Stasinska ´ , 2002). Un problema di queste transizioni è che le più utili, in questo contesto, sono scarsamente distribuite attraverso l'ampia gamma di lunghezze d'onda IR, ponendo spesso sfide osservative. L'addizionale il problema è che queste transizioni tendono ad avere densità critiche basse, rendendo la densità del gas un ulteriore importante parametro che influisce su questa diagnostica. Inoltre, alcune di queste transizioni derivano da più componenti del gas, rendendo la loro modellazione difficile e soggetta grandi incertezze e ipotesi; per esempio [CII]158µm viene emesso in parte nell'HII regioni e in parte nelle Foto-Dissociazione-Regioni (PDR). Tuttavia, nonostante questi avvertimenti, le transizioni IR offrono la possibilità di indagare sul metallicità delle galassie virtualmente senza subire alcun effetto di estinzione della polvere, quindi vale la pena esplorare e utilizzare, quando possibile (Moorwood et al., 1980b,a; Lester et al., 1987; Rubin et al., 1988; Tsamis et al., 2003). Ad esempio, le metallicità della centrale, le regioni oscurate delle galassie starburst sono accessibili solo tramite queste linee IR lontano, mentre è probabile che le liceità metalliche derivate dalle linee ottiche si applichino solo alla parte esterna, meno estinta dalla polvere ` di queste galassie (es. Puglisi et al., 2017; Calabro et al., 2018). La maggior parte degli sforzi ha utilizzato la modellazione della fotoionizzazione e principalmente l'utilizzo di linee nebulari provenienti solo dalle regioni HII, riducendo così le incertezze e le ipotesi del modello. Dopo aver analizzato vari possibili rapporti di linea, Nagao et al. (2011) ha identificato il rapporto di flusso lineare ([OIII]ÿ52µm+88µm)/[NIII]57µm come buon tracciante della metallicità del gas, che è poco dipendente dalla densità del gas, dal parametro di ionizzazione e dalla fonte del continuum ionizzante. Questo ha stato confermato in seguito da Pereira-Santaella et al. (2017) aggiungendo un fattore di correzione che riduce al minimo gli effetti di alcune relazioni di ridimensionamento non direttamente associate alla metallicità (Fig. 7-a sinistra). Si noti tuttavia che la sensibilità alla metallicità di questa diagnostica è principalmente per la relazione N/O–O/H assunta nei modelli di fotoionizzazione adottati per calibrarla (da qui la forte dipendenza a metallicità elevate e l'appiattimento a metallicità basse). Così uno dovrebbe essere consapevole che questa diagnostica sta principalmente tracciando N/O. In assenza di una delle due transizioni [OIII], le [OIII]ÿ52µm/[NIII]ÿ57µm e [OIII]ÿ88µm)/[NIII]ÿ57µm i rapporti possono ancora essere usati individualmente, ma sono molto più sensibili alla densità del gas. In infatti, il rapporto di linea [OIII]ÿ88µm/52µm è sensibile alla densità e può essere utilizzato per misurarlo (Lester et al., 1983). ´ Fernandez-Ontiveros et al. (2017) hanno anche proposto il rapporto ([NeIIII] 16µm + [NeII] 13µm) / ([SIV] 11µm + [SIII] 16µm) come buona diagnostica della metallicità, calcolando sia una calibrazione empirica che una gamma di modelli di fotoionizzazione (Fig. 7- Machine Translated by Google 28 Maiolino R., Mannucci F. 100 10 Modelli CLOUDY SB99 Galassie stellari Galassie nane . . esplosione di stelle log U = -4,0 log U = -3,0 log U = -2,0 AGN ]+ [+ [ .]] ] . 10 log U = -3,0 log U = -2,0 log U = -1,6 [[ (2,2 x[OIII] 88 + [OIII] 52) [NIII] 57 / 1 1 0.1 1.0 Zga / Z 1 0.1 Abbondanza di elementi pesanti ( / ) Fig. 7 Due calibrazioni di metallicità basate su linee IR lontano. A sinistra: (2,2×[OIII]ÿ88µm+[OIII]ÿ52µm)/[NIII]57µm rapporto di flusso in funzione della metallicità del gas, per diversi parametri di ionizzazione e sorgenti di ionizzazione, secondo i modelli di fotoionizzazione sviluppati da Pereira-Santaella et al. (2017). Destra: ([NeIIII]16µm+[NeII]13µm)/([SIV]11µm+[SIII]16µm) in funzione della metallicità insieme a un intervallo di ´ modelli di fotoionizzazione, da Fernandez-Ontiveros et al. (2017). a destra), e Croxall et al. (2013) hanno proposto una calibrazione basata sui rapporti [OII]ÿ88µm/Hÿ (sebbene fortemente influenzato dall'estinzione delle polveri) e [NeII]ÿ12,8µm/[NeIII]ÿ15,5µm. Infine, Nagao et al. (2012) ha proposto che [NII]ÿ205µm/[CII]ÿ158µm potrebbe essere una valida tracciante di metallicità per osservazioni di galassie ad alto spostamento verso il rosso con ALMA (a z > 4, dove entrambe le linee sono rilevabili da terra), sfruttando sempre il N/O–O/H, anche se soggetto a significative incertezze del modello. 3.5.4 Sorgente di eccitazione e diagrammi BPT Comprendere la fonte di eccitazione delle linee di emissione nebulare è importante poiché la calibrazione della diagnostica della metallicità è tipicamente limitata a una classe di ionizzazione/eccitazione sorgenti, generalmente giovani stelle calde nelle regioni di formazione stellare. Questa sezione offre una rapida panoramica di alcuni dei diagnostici utilizzati per classificare le galassie e le regioni galattiche, nonché di alcuni delle questioni principali.:w I diagrammi che confrontano due o più rapporti di flusso della linea di emissione contengono numerose informazioni sulle condizioni delle nebulose della linea di emissione. Informazioni diverse può essere ottenuto da diversi rapporti di linea. Di solito l'influenza dell'estinzione della polvere su questi diagrammi è ridotto al minimo utilizzando coppie di linee vicine nella lunghezza d'onda o tracciando rapporti di linea corretti per l'estinzione. I diagrammi BPT, originariamente proposti da Baldwin et al. (1981), sono tra i più ampiamente utilizzata. In questi diagrammi viene utilizzato il rapporto [OIII]ÿ5007/Hÿ per la sua dipendenza dal parametro di ionizzazione e confrontato con [NII]ÿ6584/Hÿ (N2-BPT), [SII]/Hÿ (S2-BPT) o [OI]/Hÿ (OI-BPT) (Veilleux e Osterbrock, 1987). Diagrammi diagnostici simili al BPT i grafici sono stati discussi considerando anche linee a lunghezze d'onda diverse da quelle ottiche, come IR medio e lontano (Dopita et al., 2013) e UV (Byler et al., 2018). In generale, i rapporti di flusso di linea dipendono da molte grandezze come la metallicità totale, i rapporti di abbondanza chimica, il parametro di ionizzazione e la durezza del continuum ionizzante. Per questo motivo per cui i diagrammi BPT sono ampiamente utilizzati per confrontare i risultati osservazionali e teorici linee di emissione (ad esempio, Lehnert & Heckman, 1996; Kewley et al., 2001b; Kewley & Dopita, 2001). 2002; Dopita et al., 2006). Questi sono i primi diagrammi che qualsiasi modello di fotoionizzazione deve avere Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 29 Fig. 8 I tre diagrammi diagnostici classici N2-BPT, S2-BPT e R3 vs. R2 per le galassie SDSS, da Lamareille (2010). Le galassie sono codificate a colori secondo N2-BPT (blu e viola) e S2-BPT (verde e ciano) diagrammi. Il blu sono le galassie che formano stelle, il viola sono le galassie composite, il verde sono le galassie di Seyfert e ciano sono LINER/LIER. riprodurre, almeno a livello statistico. Sono stati inoltre introdotti diagrammi ottimizzati per rivelare l'effetto dei singoli parametri. Ad esempio, la distribuzione delle galassie in il diagramma O32 vs. R23 è sensibile sia al parametro di ionizzazione che alla metallicità, e può essere usato per rompere le degenerazioni tra queste due quantità sia nell'universo locale e ad alto redshift (Lilly et al., 2003; Hainline et al., 2009; Richard et al., 2011; Nakajima et al., 2013). La presenza di gas ionizzato diffuso (DIG) in galassie locali e lontane (es. Oey et al., 2007) può anche influenzare la posizione delle galassie sui diagrammi BPT e influenzare le misure di metallicità, specialmente nelle galassie con basso sSFR e bassa luminosità superficiale di Hÿ emissione (Sanders et al., 2017; Zhang et al., 2017; Lacerda et al., 2018). Si noti che, poiché [NeIII]ÿ3870 e [OIII]ÿ5007 sono emessi essenzialmente dalla stessa regione e scalano quasi proporzionalmente tra loro, [NeIII]/[OII] e O32 hanno lo stesso significato ed entrambi dipendono principalmente dal parametro di ionizzazione. Questo è il motivo per cui il [NeIII]/[OII] vs. i grafici O32 mostrano piccoli scatter (Steidel et al., 2016). Le due linee possono quindi essere utilizzate equivalentemente. Le galassie locali mostrano una tipica distribuzione bimodale nel classico N2-BPT ([OIII]/Hÿ vs diagrammi [NII]/Hÿ), S2-BPT ([OIII]/Hÿ vs [SII]/Hÿ) e O1-BPT ([OIII]/Hÿ vs [OI]/Hÿ), che non sono sensibili all'estinzione delle polveri. Le regioni e le galassie HII la cui emissione è dominata dalla formazione stellare, cioè il cui continuum ionizzante è dovuto a stelle giovani e calde, seguono un sequenza ben definita, dove alti valori di [OIII]/Hÿ corrispondono a bassi valori di [NII]/Hÿ, [SII]/Hÿ e [OI]/Hÿ, come mostrato in Fig. 8 per i primi due (Veilleux & Osterbrock, 1987; Kewley et al., 2001a,b; Kauffmann et al., 2003; Bamford et al., 2008; Lamareille, 2010). Tè la posizione delle galassie lungo la sequenza di formazione stellare è dominata dal parametro di ionizzazione ponderato per la luminosità. Questo è legato alla metallicità (Nagao et al., 2006c; Dopita et al., 2006), quindi anche questa è una sequenza di metallicità, crescente verso valori più alti di [NII]/Hÿ (ad esempio, Andrews & Martini, 2013; Curti et al., 2017). Le nebulose eccitate da un continuum AGN più duro si trovano in una parte diversa del diagramma, con valori elevati di tutti questi rapporti diagnostici: [NII]/Hÿ, [SII]/Hÿ, [OI]/Hÿ e [OIII]/Hÿ; pertanto, i diagrammi BPT sono abitualmente utilizzati come strumento di classificazione per separare le due popolazioni di galassie di formazione stellare e di galassie dominate da AGN. La ragione per cui AGN si trovano in queste regioni dei diagrammi BPT è principalmente la combinazione di due effetti: i fotoni ad alta energia prodotti da AGN aumentano la frazione di ossi- Machine Translated by Google 30 Maiolino R., Mannucci F. gen e penetrano anche più in profondità nelle nubi gassose producendo regioni estese e parzialmente ionizzate dove azoto e zolfo singolarmente ionizzati, nonché ossigeno neutro, sono abbondanti e dove le loro transizioni eccitate in modo collisionale sono il principale refrigerante; inoltre, l'intenso campo di radiazione prodotto dagli AGN si traduce spesso anche in un parametro di ionizzazione elevato, che aumenta ulteriormente l'emissione di [OIII]5007. Le galassie composite con contributi sia dalla formazione stellare che dall'AGN occupano una posizione intermedia. La regione dei diagrammi BPT con valori elevati di [NII]/Hÿ, [SII]/Hÿ e [OI]/Hÿ e valori relativamente bassi di [OIII]/Hÿ è occupata dal cosiddetto “nucleare a bassa ionizzazione Regioni delle linee di emissione” (LINERS, Heckman, 1980). La bimodalità della popolazione in questa regione è ancora più evidente nel diagramma S2-BPT (Kewley et al., 2006a). Lavori recenti hanno dimostrato che questo tipo di emissione non è confinata alla regione nucleare ed è in realtà estesa su scale kilo-parsec (Sarzi et al., 2010; Singh et al., 2013; Belfiore et al., 2016b), ha pertanto è stato suggerito di rinominare queste regioni come “LIER” (cioè eliminando la “N” che sta per “Nuclei” nell'acronimo originale). È stato dimostrato che LINER/LIER sono una popolazione composita che può essere ionizzata da AGN debole, da stelle postAGB (associate a popolazioni stellari evolute) o shock (es. Shull & McKee, 1979; Chevalier et al., 1980 ; Lehnert & Heckman, 1996; Allen et al., 2008; Rich et al., 2010; Binette et al., 2012; Newman et al., 2014, vedi Sez. 3.5). I confini di separazione più comunemente usati tra queste classi di galassie provengono da Kewley et al. (2001a), Kewley et al. (2001b), Kauffmann et al. (2003) e Kewley et al. (2006a), ma altre classificazioni sono state proposte da Veilleux & Osterbrock (1987), Tresse et al. (1996), Dopita et al. ´ (2006), Cid Fernandes et al. (2010) e (2000), Stasinska et al. Lamareille (2010). In tutti i casi, la classificazione delle galassie basata su diversi diagrammi BPT (N2, S2 o OI) può essere molto diversa (vedi Fig.8). Per ottenere risultati più robusti e stabili Vogt et al. (2014) hanno definito diagrammi BPT 3D multiparametrici, utilizzando contemporaneamente più di due rapporti di linea. Recentemente, un certo numero di spettrografi di unità di campo integrale (IFU) di grandi dimensioni sono stati utilizzati per mappare un gran numero di galassie con righe di emissione. Questi dati sono stati utilizzati per ottenere diagrammi BPT risolti spazialmente studiando le proprietà di ionizzazione delle sottoregioni galattiche, sia nelle galassie locali (es. Belfiore et al., 2015, 2016b; Davies et al., 2016, 2017a) che ad alta redshift (es. Newman et al., 2014; Curti, 2018). In particolare, l'uso dello spettrografo VLT IFU MUSE (Bacon et al., 2010) su galassie vicine ha consentito agli astronomi di ottenere spettroscopia a risoluzione spaziale molto elevata su intere galassie (es. Cresci et al., 2017; Venturi et al., 2017, 2018) distinguendo diverse condizioni di ionizzazione in diverse parti delle galassie. I nuovi spettrografi multioggetto nel vicino infrarosso su telescopi di classe 8 m hanno consentito l'osservazione degli spettri nel vicino infrarosso di un gran numero di galassie con spostamento verso il rosso intermedio, ottenendo rapporti S/N elevati e flussi affidabili per il resto linee ottiche intelaiate. Questi studi hanno confermato e chiarito i risultati precedenti, basati su poche galassie o su spettri impilati, che mostrano la presenza di uno spostamento tra la distribuzione BPT delle galassie ad alta z rispetto alle galassie di formazione locale (Shapley et al., 2005; Erb et al. ., 2006a; Kriek et al., 2007; Liu et al., 2008; Hainline et al., 2009; Finkelstein et al., 2010; Erb et al., 2010; Yabe et al., 2012; Cullen et al. , 2014; Yabe et al., 2014, 2015a; Newman et al., 2014; Masters et al., 2014; Hayashi et al., 2015; Salim et al., 2015; Shapley et al., 2015; Sanders et al. ., 2016b; Steidel et al., 2016; Trainor et al., 2016; Strom et al., 2017b; Kashino et al., 2017; Strom et al., 2017a, tra gli altri). Le galassie ad alto spostamento verso il rosso sembrano avere [OIII]/Hÿ più alto per un dato Machine Translated by Google 31 Evoluzione chimica cosmica delle galassie O32 ceppo ([OIII] 5008/ H) log([SO]6585/Hÿ) registro ([SII] / Hÿ) R23 Fig. 9 Tre diagrammi diagnostici classici per galassie ad alto z da Strom et al. (2017a). Vengono mostrati i diagrammi N2-BPT, S2-BPT e O32 rispetto a R23. Le aree grigie mostrano la posizione delle galassie SDSS locali, mentre i punti verdi sono galassie che formano stelle a z ~ 2,3 osservate con MOSDEF a Keck. Le galassie ad alta z mostrano un chiaro offset dalla sequenza HII locale sul diagramma N2-BPT e offset più limitati (se presenti, vedere Shapley et al. (2015)) sul diagramma S2-BPT e sul diagramma locale O32 vs R23 . La curva ciano nel pannello di sinistra riflette la linea di cresta del campione z ~ 2 KBSS di Strom et al. (2017b). Le stelle gialle sono il rapporto mediano [OIII]/Hÿ nei bin dell'asse X. [NII]/Hÿ, o superiore [NII]/Hÿ per un dato [OIII]/Hÿ, o entrambi, vedi Fig. 9. Studi che confrontano l'evoluzione dello spostamento verso il rosso di un solo rapporto di linea rispetto ad altre proprietà delle galassie come massa o sSFR trovano anche evidenze di evoluzione, ma in questo caso i risultati sono più ambigui perché non è facile distinguere un'evoluzione delle proprietà ionizzanti del gas da una semplice evoluzione della metallicità (Cullen et al., 2016; Holden et al. ., 2016) Sono state proposte molte possibili spiegazioni. Kewley et al. (2013a) attribuiscono questo spostamento a un'evoluzione delle condizioni ISM negli starburst ad alta z, come densità più elevate, radiazioni ionizzanti più forti o parametri di ionizzazione più elevati (vedi Fig. 10). Diversi autori spiegano l'effetto come conseguenza di un parametro di ionizzazione elevato dovuto a densità SFR più elevate o a un FMI molto pesante (Brinchmann et al., 2008; Hayashi et al., 2015; Shimakawa et al., 2015b; Kewley et al. al., 2015; Cullen et al., 2016; Kashino et al., 2017; Hirschmann et al., 2017; Kaasinen et al., 2018). Densità più elevate o pressioni ISM più elevate sono suggerite da Shirazi et al. (2014), ma questa possibilità non è supportata da Strom et al. (2017a) che non hanno riscontrato alcuna correlazione tra densità e offset dal BPT locale. Densità più elevate e parametri di ionizzazione più elevati si osservano anche nelle rare galassie locali che cadono nella stessa parte sfalsata del diagramma N2-BPT (Bian et al., 2016, 2017, 2018). Queste galassie hanno una massa bassa e un sSFR elevato, ma altre galassie SDSS con massa e sSFR simili non hanno necessariamente le stesse proprietà dell'ISM, indicando altre spiegazioni per le loro proprietà peculiari. Anche Poetrodjojo et al. (2018) non trovano una relazione tra il parametro di ionizzazione e sSFR nel loro campione di galassie a spirale locali frontali. Un rapporto di ´ abbondanza N/O più elevato è stato proposto, come spiegazione dell'offset, da Perez-Montero Contini (2009), & Masters et al. (2014), Shapley et al. (2015), Yabe et al. (2015a) e Master et al. (2016). L'argomentazione si basa sull'evoluzione osservata nell'N2-BPT e non nell'S2-BPT, sull'assenza di offset nel diagramma O32 vs. R23 (vedi Fig. 9), e su alcuni rapporti N/O misurati ad alto spostamento verso il rosso (Kojima et al., 2017). Jones et al. (2015b) sono giunti alla stessa conclusione sulla base di una calibrazione della metallicità a z=0,8 attraverso il metodo “diretto”. La differenza di N/O potrebbe essere correlata alla presenza di stelle Wolf-Rayet calde (Te ÿ 80.000 K) che arricchiscono l'ISM con N, o ad effetti di selezione ad alto redshift (Masters et al., 2016). Cowie et al. (2016) hanno proposto un effetto combinato di aumento di N/O e aumento dei parametri di ionizzazione. Tuttavia, una variabile N/O è stata messa in discussione da Kashino et al. (2017) e Strom et al. (2017a), poiché questi autori trovano evoluzione anche nel diagramma S2-BPT, e dai risultati dei modelli Machine Translated by Google 32 Maiolino R., Mannucci F. 1.5 1.0 più grande q 0,5 Più forte EUV 0.0 -0,5 superiore ne -1.0 più grande q -2,0 -1,5 -1,0 -0,5 0,0 0,5 REGISTRO ([NII]/Hÿ) Fig. 10 Illustrazione dell'effetto della variazione di più parametri sull'offset dalla sequenza HII sul diagramma N2BPT, da Kewley et al. (2013a). Mostra come la sequenza della galassia di formazione stellare SDSS (in rosso) viene modificata da un campo ionizzante più duro nella linea arancione, da un aumento della densità elettronica nella linea verde, da un aumento del parametro di ionizzazione q nella linea blu, e con un aumento di N/O nella linea viola. Gli effetti della maggior parte di questi parametri sono altamente degenerati. proposto da Hirschmann et al. (2017). Steidel et al. (2014), Nakajima et al. (2016) e Strom et al. (2017a) hanno proposto l'effetto della radiazione ionizzante stellare più dura come contributo dominante all'evoluzione del BPT, ma ciò non è supportato dalla mancanza di correlazione tra le efficienze di produzione di fotoni ionizzanti e l'offset dal diagramma BPT locale trovato da Shivaei et al. . (2018). Oltre alla durezza degli spettri, Nakajima et al. (2016) hanno suggerito che le regioni HII limitate dalla materia potrebbero aumentare il valore del rapporto O32. Anche gli AGN deboli e gli shock (Wright et al., 2010; Newman et al., 2014) potrebbero avere un ruolo, sebbene Steidel et al. (2014) non hanno trovato prove di linee di ionizzazione elevate da AGN e potrebbero essere presenti effetti di selezione (Juneau et al., 2014). In conclusione, non è chiaro se vi sia un effetto dominante e, in realtà, è probabile che molti degli effetti discussi sopra contribuiscano all'“evoluzione” osservata del BPT con il redshift. Questa ampia gamma di possibili spiegazioni deriva in definitiva dalle degenerazioni intrinseche dei modelli di fotoionizzazione rispetto a molti parametri, come mostrato in fig. 10. Ancora più importante, nel contesto di questa rassegna, non è chiaro come le calibrazioni della linea forte derivate per le galassie locali siano influenzate da questa evoluzione dei meccanismi/ processi di eccitazione o delle abbondanze relative. Sicuramente lo spostamento dalla distribuzione locale sui diagrammi BPT comporta incongruenze interne dei diversi metodi (es. Machine Translated by Google 33 Evoluzione chimica cosmica delle galassie Kewley & Dopita, 2002). L'effetto sulla metallicità può essere grave quando si utilizzano indicatori a base di N (Newman et al., 2014; Cullen et al., 2016) o relativamente minore (Salim et al., 2015), specialmente quando si utilizzano molti rapporti di linea (Brinchmann et al., 2008). Il problema dell'evoluzione della diagnostica della metallicità potrebbe essere potenzialmente risolto se si ottengono rilevamenti diretti di [OIII]ÿ4363 e di altre linee aurorali in un numero significativo di galassie ad alto spostamento verso il rosso. Utilizzando osservazioni a z ÿ 0,8, Jones et al. (2015b) hanno ottenuto che le calibrazioni rimangono stabili entro 0,01 dex rispetto a quelle locali, rivelando un piccolo effetto dello shift nei diagrammi BPT sulle determinazioni di metallicità. Allo stesso modo, sfruttando il numero attualmente limitato di galassie ad alto spostamento verso il rosso (z ÿ 2) per le quali sono disponibili misurazioni di metallicità Te "dirette" (principalmente galassie con lenti), Patr´ÿcio et al. (2018) hanno dimostrato che la diagnostica come R23 e R3 sembra fornire misurazioni di metallicità ancora affidabili, coerenti con le calibrazioni locali, mentre la diagnostica che coinvolge l'azoto sembra essere influenzata da un offset sistemico, suggerendo che un'evoluzione del redshift dell'abbondanza di N/O rapporto, o effetti di selezione, stanno probabilmente influenzando l'affidabilità di queste diagnostiche. Le diagnostiche che tracciano principalmente il parametro di ionizzazione e tracciano la metallicità solo indirettamente (o attraverso una dipendenza secondaria), come O32 e Ne3O2, sono quelle che mostrano la dispersione e le deviazioni maggiori in termini di "vera" metallicità rispetto a quella dedotta dall'applicazione delle calibrazioni locali, confermando che il parametro di ionizzazione potenziato nelle galassie lontane sta influenzando pesantemente questa diagnostica. Certamente sono necessarie misurazioni basate su Te più dirette ad alto spostamento verso il rosso per valutare ulteriormente questi problemi. Riassumendo, i vari tipi di BPT e altri diagrammi diagnostici sono strumenti critici per studiare le condizioni dell'ISM ionizzato in galassie locali e lontane e determinare il contributo principale alla ionizzazione, consentendo una classificazione delle galassie. Si osservano chiari segni di evoluzione tra le galassie locali e quelle ad alto spostamento verso il rosso (z ÿ 2) e l'origine di questa evoluzione è dibattuta. È probabile che i valori di metallicità derivati per galassie lontane con alcuni dei metodi della linea forte siano influenzati da questa evoluzione, ma l'importanza di questo effetto non è ancora chiara. 3.6 Linee di assorbimento interstellare e intergalattiche La regione spettrale dell'ultravioletto è ricca di transizioni risonanti di linee metalliche, associate a diversi tipi di ioni. Se si osserva un grumo di gas contro una sorgente di radiazione, l'assorbimento introdotto da tali transizioni fornisce una misura della densità di colonna delle specie ioniche associate (attraverso la curva di crescita, vedere Savage & Sembach, 1996, per una rassegna) . Più precisamente, la profondità dell'assorbimento prodotto dalla transizione tra i livelli m ed n , è definita come di uno ione i lungo la linea di vista è data da eÿÿ(ÿ) dove la profondità ottica 2 ÿe ÿ(n) = fNi ÿ(n, b) mecc dove Ni è la densità di colonna dello ione i, f è la forza dell'oscillatore e ÿ(ÿ, b) descrive il profilo della linea in funzione della frequenza, che dipende anche dal parametro Doppler b. Se la colonna di idrogeno viene misurata anche attraverso una delle linee di assorbimento Lyman e si possono ottenere vincoli sullo stato di ionizzazione del gas, si possono dedurre misurazioni accurate della metallicità della nuvola, o delle sue abbondanze chimiche relative. A condizione che lo spettro abbia un rapporto segnale/rumore sufficientemente elevato e una risoluzione adeguata, questa tecnica fornisce alcune delle misurazioni più accurate della metallicità del gas e della chimica Machine Translated by Google 34 Maiolino R., Mannucci F. abbondanze. Infatti, misurando direttamente la colonna di metalli/ioni la tecnica è spesso (quasi) indipendente dal modello e soggetta a poche incertezze. La maggior parte delle linee di assorbimento dei metalli utilizzate per studiare le abbondanze chimiche sono linee risonanti nell'UV. Questi sono stati ampiamente utilizzati per studiare l'arricchimento chimico del mezzo circumgalattico/intergalattico e nel mezzo interstellare delle galassie (es. Le Brun et al., 1997; Rauch, 1998; Pettini et al., 2002a; Noterdaeme et al., 2008 ; Lehnert et al., 2009; Steidel et al., 2010; Rafelski et al., 2012; De Cia et al., 2018). Nella maggior parte dei casi i quasar sono stati usati come luce di fondo, ma a volte anche altre sorgenti luminose come SNe e Gamma-ray Bursts (GRB) costituivano il faro (Prochaska et al., 2007; Ledoux et al., 2009; Berger et al. , 2012; Vreeswijk et al., 2014, ad esempio). L'avvento degli spettrometri sensibili nello spazio ha consentito di estendere questi studi ai sistemi locali in cui gli ammassi stellari o le regioni di formazione stellare sono usati come sorgenti di fondo (es. James et al., 2014b; Tumlinson et al., 2011; Werk et al., 2014; Tumlinson et al., 2017). La differenza fondamentale rispetto alle galassie selezionate in base alla luminosità è che le linee di assorbimento, sensibili alla sezione della densità di colonna, sondano gli oggetti più numerosi che dovrebbero essere galassie di piccola massa con bassa metallicità, una popolazione la cui emissione non è facile accessibile ad alto redshift. Gli studi sulla metallicità delle emissioni continue o lineari tendono invece a sondare sistemi preferenzialmente più massicci (quindi più ricchi di metalli). Inoltre, mentre le metallicità misurate attraverso le linee di emissione o le caratteristiche fotosferiche stellari sono ponderate in base alla luminosità (quindi forniscono una vista del contenuto di metallo nelle galassie orientate verso le regioni più attive o massicce), i sistemi di assorbimento forniscono una visione totalmente imparziale del contenuto di metallo da questo punto di vista. I sistemi Damped Lyman Alpha (DLA) sono di gran lunga la classe di sistemi più ampiamente sfruttata per tracciare l'arricchimento di metalli e le abbondanze chimiche attraverso caratteristiche di assorbimento a distanze cosmologiche. Questi sono definiti come sistemi rilevati in assorbimento con densità di colonna . insieme di idrogeno neutro N(HI) > 2×1022 cmÿ2 Le numerose transizioni metalliche a Lyÿ spesso osservate consentono in assorbimento una caratterizzazione dettagliata della loro metallicità e pattern di abbondanza. Una buona panoramica dei DLA può essere trovata in Pettini (2004) e Wolfe et al. (2005), sebbene sia stato ovviamente fatto molto lavoro da queste revisioni. Un aspetto importante da tenere a mente riguardo ai DLA e ad altri sistemi di assorbimento, specialmente nel contesto di questa rassegna, è che non è molto chiaro quale tipo di sistemi stiano esplorando e quale sia la loro relazione con le galassie. Anche nei casi in cui viene identificata la controparte ottica del DLA, non è chiaro se il sistema di assorbimento stia tracciando le parti esterne del disco galattico, o gas nel mezzo circumgalattico che sia stato espulso o sia in fase di accrescimento , o una galassia/clump satellite, o semplicemente agglomerati nel vicino ICM/CGM (es. Fynbo et al., 2010; Krogager et al., 2012; Fumagalli et al., 2015), possibilmente caratterizzati da uno stato multifase complesso e un scarsa miscelazione chimica (es Zahedy et al., 2018). Il fatto che i DLA non stiano tracciando direttamente la maggior parte della parte attiva e luminosa delle galassie è stato discusso ad esempio da Pettini et al. (1999) e Pettini (2004), basati sulla debole evoluzione del redshift della metallicità nei DLA. Prochaska et al. (2003b) hanno trovato prove di una significativa evoluzione redshift delle metallicità DLA, successivamente confermata da vari autori (es. Rafelski et al., 2012, 2014; De Cia et al., 2018; Poudel et al., 2018), tuttavia l'estrapolazione di queste evoluzioni a z=0 è intorno a log(Z/Z) ÿ 0.7ÿ0.8, cioè ben al di sotto della metallicità della maggior parte delle galassie locali (almeno entro il loro raggio effettivo). Per le stesse ragioni, e in particolare per il fatto che i sistemi di assorbimento sondano regioni diverse rispetto alle parti luminose delle galassie, è difficile confrontare la metallicità dedotta dai sistemi di assorbimento con quelle dedotte dalle righe di emissione o dalle caratteristiche stellari nelle galassie. Mentre i primi studi affermavano una forte discrepanza (cioè che i sistemi di assorbimento erano sistematicamente più poveri di metalli rispetto alla metallicità dedotta da Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 35 sistemi di linee di emissione), queste affermazioni sono state significativamente rivisitate da studi che hanno confrontato le metallicità derivate dall'assorbimento con le regioni HII vicine e hanno scoperto che sono effettivamente coerenti tra loro (ad esempio Bowen et al., 2005). Studi statistici hanno anche trovato coerenza tra le metallicità dedotte dai sistemi di assorbimento e la parte luminosa della loro controparte una volta presi in considerazione i gradienti di metallicità (es. Krogager et al., 2017). Nonostante le difficoltà nell'associare i DLA alla componente galattica, i sistemi di assorbimento forniscono ancora le misurazioni più accurate delle abbondanze relative su una gamma estremamente ampia di elementi chimici. Sondando sia le specie rifrattive che quelle volatili, i sistemi di assorbimento forniscono anche alcune delle migliori determinazioni dell'esaurimento relativo degli elementi chimici nei granelli di polvere in diversi ambienti e in funzione della metallicità, come verrà discusso nella sez. 3.8. I DLA saranno richiamati e discussi in diverse parti di questa revisione. È tuttavia importante qui ricordare alcuni avvertimenti e difficoltà di questa tecnica, in particolare la saturazione delle linee di assorbimento, che in alcuni casi fornisce solo un limite inferiore alla densità di colonna delle specie ioniche, e la necessità di correggere la frazione. Quest'ultima è spesso la principale fonte di incertezza poiché, a meno che non si osservino più transizioni da diversi stadi di ionizzazione dello stesso elemento, potrebbe implicare una modellazione per spiegare la frazione delle specie ioniche non osservate. Tuttavia, in molti casi sono disponibili diverse transizioni per vincolare strettamente la fase di ionizzazione, oppure la densità della colonna è abbastanza grande da poter tranquillamente presumere che la maggior parte della nuvola sia auto-schermata e quindi per lo più neutra o in fasi di bassa ionizzazione (Wolfe et al., 2005). Nel caso delle linee di assorbimento utilizzate per sondare l'ISM nelle galassie, il fattore di copertura dei grumi è un'altra potenziale fonte di incertezza, ma spesso può essere vincolato o attraverso la profondità delle linee saturate, o utilizzando doppietti le cui larghezze relative equivalenti è legato alle forze relative dell'oscillatore. Il fatto che le transizioni di diversi elementi possano essere tracciate a differenti redshift, a seconda della banda di lunghezza d'onda disponibile, e a differenti densità di colonna (a seconda della forza dell'oscillatore delle differenti transizioni), può introdurre difficoltà nel confrontare correttamente le metallicità osservate a differenti epoche e sistemi diversi (es. Rafelski et al. 2012, 2014; Wolfe et al. 2005, e ivi riferimenti). A un redshift molto alto (z > 5) la profondità ottica Lyÿ dell'IGM è così alta da rendere il continuum verso il blu della lunghezza d'onda Lyÿ allo spostamento verso il rosso della sorgente di fondo quasi totalmente assorbito. Pertanto, a questi spostamenti verso il rosso diventa generalmente quasi impossibile ottenere vincoli sulla colonna di idrogeno. Tuttavia, a spostamenti verso il rosso molto elevati i sistemi di assorbimento forniscono ancora informazioni estremamente preziose sulle relative abbondanze chimiche (correzioni di modulo ionizzazione Becker et al., 2012; D'Odorico et al., 2013). Riassumendo, le linee di assorbimento sondano una diversa popolazione di galassie (o diverse regioni galattiche) rispetto a quelle studiate da campioni selezionati in base alla luminosità, perché sono le più sensibili alla distribuzione della densità della colonna di gas. A causa della loro elevata densità di colonna, è possibile ottenere misurazioni accurate dell'abbondanza di diversi elementi per i DLA, consentendo uno studio dettagliato dell'evoluzione dei rapporti di abbondanza e dell'esaurimento delle polveri. Machine Translated by Google 36 Maiolino R., Mannucci F. 3.7 Abbondanza chimiche dalla spettroscopia a raggi X La spettroscopia a raggi X è stata ampiamente utilizzata per misurare le abbondanze chimiche nei plasmi caldi (T ÿ 106–108 K), specialmente nel caso dell'ICM caldo (Mushotzky et al., 1996; Mushotzky & Loewenstein, 1997; de Plaa et al. al.) (2007; Sato et al., 2007; Mernier et al., 2016, 2018; Simionescu et al., 2018); 2013; Veilleux et al., 2014). Le abbondanze chimiche e la metallicità sono dedotte attraverso modelli di eccitazione collisionale termica e modelli di ionizzazione. Questo è relativamente semplice, poiché questi plasmi sono generalmente otticamente sottili e in equilibrio di ionizzazione collisionale (sebbene la contabilizzazione dell'emissione di raggi X a scambio di carica abbia complicato l'interpretazione di alcuni spettri a bassa energia, Liu et al., 2012; Zhang et al. , 2014). Lo spettro dei raggi X del plasma caldo è ricco di transizioni da quasi tutti gli elementi, dal carbonio al nichel, quindi ricco di informazioni che possono essere utilizzate per dedurre abbondanze chimiche. Naturalmente, nei raggi X non sono rilevabili transizioni dall'idrogeno, quindi la metallicità assoluta può essere vincolata solo modellando l'emissione delle linee metalliche rispetto all'emissione libera sottostante, che è principalmente dovuta a H e He. Fino a poco tempo, molti studi avevano utilizzato principalmente spettri CCD risultando in una risoluzione spettrale molto bassa che produce la miscelazione di molte righe di emissione di metalli e, quindi, incertezze significative nelle abbondanze risultanti. L'uso di spettrometri a reticolo a dispersione di raggi X ha consentito agli astronomi di migliorare notevolmente la determinazione delle abbondanze chimiche nei plasmi districando le transizioni di diversi elementi chimici (ad es. Ranalli et al., 2008; Pinto et al., 2013; Mernier et al. al., 2016, 2018). Tuttavia, la natura dispersiva di questa tecnica ha spesso limitato l'uso di questo metodo ai sistemi con elevata luminosità superficiale, come i nuclei di ammassi di galassie. L'uso dell'innovativo array di micro-calorimetri a bordo dell'Osservatorio spaziale Hitomi ha fornito una fantastica combinazione di altissima risoluzione spettrale e alta sensibilità, consentendo quindi una determinazione senza precedenti ed estremamente dettagliata delle abbondanze nell'ammasso di Perseus (Hitomi Collaboration , 2017; Simionescu et al., 2018). Sfortunatamente, la durata limitata dell'osservatorio Hitomi ha impedito l'estensione di tali studi a campioni più grandi. La spettroscopia a raggi X a reticolo è stata utilizzata anche per rilevare linee di assorbimento di metalli altamente ionizzati in sistemi Warm-Hot lungo la linea di vista di quasar con sfondo luminoso (Buote et al., 2009; Zappacosta et al., 2010; Fang et al., 2010; Zappacosta et al., 2012; Nicastro et al., 2018). Queste osservazioni sono molto impegnative e non forniscono realmente vincoli sulla metallicità del gas (che è generalmente assunta o vincolata da altri traccianti), tuttavia possono fornire informazioni chiave sul contenuto dei barioni in questi sistemi intermedi. 3.8 Esaurimento della polvere Nel mezzo interstellare una frazione significativa di metalli è racchiusa in granelli di polvere, e questa è una delle principali fonti di incertezza per la determinazione della metallicità e delle abbondanze chimiche dell'ISM. I metodi “diretti” sondano solo la metallicità della fase gassosa, mentre i modelli di fotoionizzazione assumono, a-priori, un pattern di impoverimento fisso dei vari elementi chimici, quindi presuppongono che il rapporto polvere-metalli non dipenda dalla metallicità o da altri effetti ambientali . Come accennato nella sez. 3.6, gli studi sulla linea di assorbimento sono i più efficaci nel tracciare il modello di esaurimento, in quanto possono tracciare sia elementi che sono fortemente impoveriti nella polvere (es. ferro) sia elementi dello stesso gruppo che sono poco impoveriti. Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 37 Sono stati pubblicati ampi studi e revisioni sui modelli di deplezione della polvere e sulle proprietà della polvere (es. Savage & Sembach, 1996; Draine, 2003; Jenkins, 2009; De Cia et al., 2016; Galliano et al., 2018) e un'ampia la discussione va oltre questo articolo. Tuttavia, di seguito forniamo alcune informazioni di base che sono particolarmente utili quando si studia la metallicità dell'ISM. La quantità di esaurimento è fortemente variabile e dipende dall'ambiente (ad esempio Jenkins, 2014). Tipicamente, dell'ordine del 30%-50% dei metalli è bloccato in granelli di polvere. La frazione di impoverimento è molto diversa da elemento a elemento, a seconda della sua natura “refrattaria”. Tipicamente, nell'ISM quasi tutto (~ 90-99%) del ferro è bloccato nella polvere, insieme alla maggior parte del silicio (~ 30-97%, che produce grani di silicato). Circa ÿ 0-40% di ossigeno e carbonio si trovano nei grani, mentre altri elementi come l'azoto, sono quasi totalmente in fase gas (Jenkins, 2009) anche negli ambienti più densi (es. Caselli et al., 2002). Si presume spesso che lo zinco sia esente dall'esaurimento della polvere e quindi sia un buon tracciante dell'abbondanza degli elementi di picco del ferro, ma studi dettagliati hanno dimostrato che può anche soffrire di un significativo esaurimento (Jenkins, 2009; Berg et al., 2015a). La struttura della polvere risultante è complessa, con nuclei, mantelli e intrusioni dei diversi elementi. Questi sono tutti aspetti importanti quando si misura la metallicità utilizzando linee metalliche specifiche. L'ipotesi che il pattern di impoverimento e, più in generale, il rapporto polvere-metallo siano indipendenti dalla metallicità sembra ragionevole solo intorno alle metallicità solari, mentre studi recenti (basati principalmente sulle osservazioni DLA) hanno mostrato che il -metal ratio diminuisce , Wiseman significativamente con la metallicità (p. es., circa il 50% inferiore a Z ÿ 0,1 ZVladilo et al., 2011; et al., 2017; De Cia et al., 2013, 2016), suggerendo che la crescita del grano nel L'ISM è un meccanismo dominante di formazione di polvere. La variazione dell'esaurimento della polvere con la metallicità introduce un livello di complessità che non è stato ancora incorporato nei modelli di fotoionizzazione. 4 Il panorama dei modelli di evoluzione chimica delle galassie Ogni galassia è soggetta a una serie di processi che agiscono insieme che ne determinano l'evoluzione chimica. Il gas povero di metalli viene accumulato dall'IGM; il gas viene utilizzato all'interno della galassia per formare le stelle, ma le stelle possono anche essere acquisite tramite fusioni maggiori o minori; l'evoluzione stellare fornisce gas chimicamente arricchito all'ISM tramite esplosioni SN e venti stellari; parte di questo gas arricchito può lasciare la galassia attraverso i venti galattici per arricchire il CGM o l'IGM; il gas all'interno delle galassie viene riciclato più volte e attraversa un certo numero di generazioni stellari; la polvere viene creata e distrutta, bloccando e rilasciando i metalli; la presenza di un AGN centrale può influenzare le proprietà dell'ISM e del CGM, sia riscaldando il gas che rimuovendolo attraverso i venti guidati dall'AGN, ed entrambi questi effetti possono sopprimere la formazione stellare; le interazioni dinamiche con le galassie vicine e con l'ICM possono alterare le proprietà dell'ISM e influenzare l'attività di formazione stellare. Tutti questi effetti possono dipendere da diversi parametri come la massa dell'alone di materia oscura, il tempo cosmico e l'ambiente. Lo studio dell'arricchimento chimico delle galassie può fornire informazioni su tutti questi effetti. Diversi tipi di modelli sono stati sviluppati per tenere conto di tutti gli effetti sopra discussi in modo coerente e all'interno di un quadro cosmologico. Revisioni approfondite dei metodi utilizzati per sviluppare modelli di formazione delle galassie e dello stato attuale in quest'area possono essere trovate in Silk & Mamon (2012), Silk et al. (2014), Somerville & Dave´ (2015), Naab & Ostriker (2017) e Dayal & Ferrara (2018). Nel contesto dei modelli di formazione delle galassie, Matteucci (2012) fornisce un'ampia panoramica sugli approcci teorici per modellare e riprodurre l'arricchimento chimico delle galassie. Machine Translated by Google 38 Maiolino R., Mannucci F. In questa sezione diamo un breve riassunto delle principali classi di modelli esistenti di formazione ed evoluzione delle galassie, che serviranno da riferimento per le discussioni presentate insieme ai risultati osservativi. Come sottolineato da Somerville & Dave´ (2015), tutti questi modelli si basano su un insieme comune di processi fisici di base e ottengono risultati simili, sebbene non identici (si veda, ad esempio, Mitchell et al., 2018). Un problema critico che tutti i modelli devono risolvere è come mantenere bassa l'efficienza della formazione stellare, poiché in tutte le galassie solo una piccola frazione di barioni viene convertita in stelle. Le galassie contengono una frazione più piccola di barioni rispetto alla media cosmica, e questa frazione aumenta con la massa fino a una massa dell'alone dell'ordine di 1012 M (es. Baldry et al., 2008; Pa pastergis et al., 2012). Ciò richiede l'esistenza di meccanismi per prevenire l'accrescimento o per rimuovere i barioni dalle galassie. Anche la formazione stellare deve essere limitata. Per questo, il gas può essere messo in uno stato inadatto alla formazione stellare (ad es. caldo o altamente turbolento) piuttosto che rimosso dalla galassia, oppure si può impedire un ulteriore accrescimento di gas privando quindi la galassia del combustibile necessario per un formazione stellare prolungata. Fonti di questo tipo di feedback sono state proposte per essere, tra le altre, SNe, radiazioni da giovani stelle, AGN e stripping della pressione di ariete dovuto a un mezzo intracluster. Tutti i modelli contengono alcuni parametri principali e critici che sono descritti tramite formule matematiche nei modelli analitici e SAM o con prescrizione fisica nei modelli numerici quelli: – L'“efficienza” della formazione stellare, definita come il numero di stelle formate per unità di tempo per massa gassosa unitaria = SFR/Mgas , (13) spesso indicato come l'inverso del "tempo di esaurimento" del gas, ovvero il tempo necessario alla formazione stellare per esaurire completamente tutto il gas se non vi è ulteriore accrescimento di gas e il tasso di formazione stellare rimane costante. Si noti, tuttavia, che in caso di mancato accrescimento l'SFR non può rimanere costante, deve diminuire in modo esponenziale, come semplicemente ottenuto risolvendo l'equazione differenziale "a scatola chiusa" SFR = ÿdMgas/dt = Mgas , (14) quindi il termine “tempo di esaurimento” non è del tutto appropriato, in quanto in realtà è legato al tempo di ripiegamento elettronico dell'SFR. L'efficienza della formazione stellare è spesso considerata costante, in funzione della massa del gas o della densità superficiale; ciò equivale a supporre che la relazione di Schmidt-Kennicutt sia lineare, in contrasto con la formulazione originale, che ha una pendenza di 1,4 (vedi Kennicutt & Evans, 2012). Se la pendenza della relazione sia lineare o superlineare è ancora una questione dibattuta, che va oltre lo scopo di questa recensione. Modelli più dettagliati tendono a distinguere tra l'efficienza di formazione stellare associata al solo gas molecolare, cioè la fase in cui si formano le stelle, e l'efficienza di formazione stellare globale, cioè includendo la componente atomica del gas freddo, che è tipicamente inattiva e principalmente un serbatoio su scala più ampia. – Il fattore di carico della massa in uscita, ovvero il rapporto tra la portata in uscita della massa e la stella per tasso di mazione, Mÿÿ = efl . SFR (15) Per le galassie di formazione stellare, in cui il deflusso è guidato principalmente da SNe e dalla pressione di radiazione delle stelle, il fattore di carico è generalmente osservato intorno all'unità (ad es. Steidel et al., 2010; Heckman et al., 2015; Fluetsch et al. ., 2018), ma dovrebbe Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 39 anti-correlare con la massa della galassia (come conseguenza del più profondo gravitazionale potenziale bene, Somerville et al., 2012), e può essere potenziato in larga misura dal presenza di un AGN (Cicone et al., 2014; Fluetsch et al., 2018). Spesso le modelle se ne vanno il fattore di carico in uscita come parametro libero vincolato dall'adattamento dei dati osservazionali. Quando si parla di deflusso, è spesso importante discriminare tra gas che non sfugge alla galassia (ricadendo, quindi essendo riciclato, relativamente tempi brevi) e gas che esce dall'alone (o che potenzialmente viene solo riaccresciuto). tempi molto lunghi, vicini al tempo di Hubble). Alcuni modelli introducono il concetto di fattore di carico in uscita “efficace” considerando solo la frazione di gas che viene espulsa e non riciclato (Peng et al., 2015). La maggior parte dei modelli presuppone che la metallicità del gas in uscita sia la stessa della metallicità media dell'ISM nella galassia (o della sub-regione galattica), mentre alcuni modelli considerano anche la possibilità di flussi in uscita differenziali in cui le specie prodotte dal collasso del nucleo SNe vengono espulse in modo più efficiente rispetto ad altri elementi. – La portata del gas. Questo è uno dei parametri più critici, in quanto ne regola la maggior parte l'evoluzione della galassia. Molti modelli presuppongono che la portata del gas sia proporzionale a l'SFR nella galassia in quanto ciò consente una soluzione analitica più semplice del differenziale equazioni che descrivono l'evoluzione della galassia e l'arricchimento chimico. Comunque sebbene matematicamente conveniente, avvertiamo che questa ipotesi non è fisica, in quanto non esiste motivo fisico per cui il gas in entrata dovrebbe conoscere l'SFR nella galassia. Inoltre, supponendo che il tasso di accrescimento sia proporzionale all'SFR, se combinato con Eq. (13)–(15), implica automaticamente che la massa del gas e l'SFR devono diminuire esponenzialmente nel tempo, implicando quindi che la galassia non può seguire la stretta osservata relazione tra massa e SFR soprannominata Main Sequence of Star Formation (MSSF, ad es Brinchmann et al., 2004; Daddi et al., 2007). L'unico caso in cui il tasso di afflusso può essere fisicamente presupposto proporzionale all'SFR è nella condizione di perfetto equilibrio in cui la portata di afflusso è esattamente compensata dall'SFR e dalla portata di deflusso. Modelli più fisicamente sani presuppongono la portata di afflusso proporzionale alla massa dell'alone. Generalmente si presume che il gas in entrata sia chimicamente incontaminato; questa ipotesi può non essere appropriato in molti casi; infatti, come vedremo nella Sez. 5.1.6, il gas circumgalattico può essere significativamente arricchito, anche ad alto redshift. È importante sottolineare che un confronto significativo tra i risultati del modelli, in particolare quelli basati su tecniche numeriche, e l'osservazione deve prendere in considerazione tenere conto di tutti gli effetti della selezione su entrambi i lati. Infatti, popolazioni generalmente ampie di galassie osservate vengono confrontate con un gran numero di galassie modello derivate dall'evoluzione simulata dei barioni all'interno di una distribuzione di aloni di materia oscura, e la selezione di gli oggetti nei modelli possono essere diversi da quelli che influiscono sulle osservazioni effettive. Mentre i primi sono solitamente selezionati in base alla massa stellare o alla massa dell'alone, i secondi sono selezionati in base a luminosità o densità della colonna di gas. In altre parole, le simulazioni devono essere “osservate” utilizzando il stesse selezioni utilizzate per le osservazioni al telescopio, producendo “osservazioni sintetiche” di gli output della simulazione. Non sempre ciò avviene, ma il risultato del confronto ed i valori delle grandezze fisiche derivate possono dipendere criticamente da questi effetti (es. Governato et al., 2009; Scannapieco et al., 2010; Guidi et al., 2016, 2018). 4.1 Simulazioni numeriche Questi modelli partono da simulazioni N-body dell'effetto della gravità sul buio e sul barionico materia e la crescita gerarchica delle strutture attraverso un processo continuo di fusione e Machine Translated by Google 40 Maiolino R., Mannucci F. accrescimento. Esistono diverse implementazioni che possono essere basate su particelle, o su una mesh geometrica, o ibrida. I parametri critici di queste simulazioni sono la risoluzione spaziale e di massa, cioè il dettaglio più fine che può essere risolto e riprodotto, e la dimensione totale della simulazione, cioè il numero di particelle utilizzate e la dimensione del volume dell'universo simulato. Essendo limitate dal tempo di calcolo totale disponibile, solitamente risoluzioni elevate corrispondono a piccole dimensioni del volume e viceversa. Spesso vengono effettuate diverse simulazioni con la stessa fisica e diverse scelte di risoluzione/dimensione (ad es. McAlpine et al., 2016). Nelle simulazioni idrodinamiche la fisica barionica è inclusa risolvendo le equazioni idrodinamiche anche se in una forma semplificata (es. Finlator & Dave´, 2008). Processi complessi su piccola scala come la formazione stellare e gli effetti delle esplosioni di SN sull'ISM richiederebbero una risoluzione sub-parsec, che non viene mai raggiunta, e vengono ancora utilizzate ricette di sottogriglia. Gli impressionanti progressi nella potenza di calcolo dell'ultimo decennio e una migliore comprensione della descrizione dei processi fisici di base hanno consentito a questi codici di raggiungere il livello in cui è possibile riprodurre la maggior parte dei vincoli osservativi. Sono ora disponibili diverse grandi simulazioni che hanno rilasciato i loro database al pubblico per consentire un'analisi migliore e più ampia dei risultati. Tra i più noti, ILLUSTRIS (Vogelsberger et al., 2014; Genel et al., 2014; Genel, 2016), ILLUSTRIS-TNG (Springel et al., 2018; Pillepich et al., 2018; Torrey et al., 2017 ), EAGLE (Schaye et al., 2015; Crain et al., 2015; McAlpine et al., 2016; De Rossi et al., 2017), HORIZON-AGN (Dubois et al., 2014, 2016), FIRE ( Hopkins et al., 2014; Ma et al., ´ 2016) e MUFASA (Dave et al., 2016, 2017). La recensione di Somerville & Dave´ (2015) fornisce un'ampia descrizione di questi modelli. Alcuni codici idro sono ottimizzati per raggiungere la migliore risoluzione possibile, anche se su singole galassie (es. Pallottini et al., 2014, 2017; Katz et al., 2015; Costa et al., 2015). 4.2 Modelli semi-analitici (SAM) Questi modelli partono dal considerare gli alberi di fusione, ottenuti da simulazioni di materia oscura a N corpi o tecniche Monte-Carlo, che danno origine alla formazione di strutture cosmiche. La risoluzione è data dalla massa delle particelle di materia oscura utilizzate. Le galassie sono associate ad aloni di materia oscura, e si evolvono al loro interno descrivendo la fisica importante con formule analitiche, solitamente basate su una serie di parametri liberi i cui valori sono variati per riprodurre le osservazioni, in un approccio di modellazione in avanti. Come accennato in precedenza, quantità e processi cruciali sono, tra gli altri, il tempo di raffreddamento del gas, l'efficienza di formazione stellare, il feedback da SNe, il feedback da AGN, la trasformazione morfologica e la distribuzione dei metalli (ad esempio, Kauffmann et al., 1993; Lacey & Cole, 1993; Cole et al., 2000; Kauffmann et al., 2004; Croton et al., 2006; De Lucia & Blaizot, 2007; Benson, 2012; Collacchioni et al., 2018). Il vantaggio dei modelli SAM è che sono meno costosi dal punto di vista computazionale e consentono un'esplorazione più rapida degli effetti della modifica della descrizione dei processi fisici. Il ruolo di questi processi può quindi essere meglio compreso. I punti deboli sono che la fisica è controllata “a mano” (che però è un problema anche per molte simulazioni), cioè le ipotesi sui processi fisici sono approssimative e non necessariamente realistiche, l'evoluzione dei barioni e della materia oscura potrebbe non essere autoconsistente perché i barioni si evolvono all'interno di aloni di materia oscura predeterminati, ed è consentita una grande libertà nella scelta dei parametri in modo che non sia garantito che si possa ottenere una soluzione unica. Esempi di modelli SAM, che discutono in particolare delle proprietà chimiche delle galassie, possono essere trovati in Thomas et al. (1999), De Lucia et al. (2004), Somerville et al. (2008), De Lucia (2010), Hirschmann et al. (2013), Fu et al. (2013), Yates & Kauffmann (2014), Porter et al. (2014), Cousin et al. (2016), Zoldano et al. (2017) e De Lucia et al. (2017a). Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 41 Fig. 11 Schizzo che illustra i processi di base coinvolti nei modelli di equilibrio delle galassie. Da Lilly et al. (2013). 4.3 Modelli analitici Per il MW e le galassie del Gruppo Locale con popolazioni stellari risolte, è stata sviluppata una serie di modelli dettagliati di evoluzione chimica per riprodurre la ricchezza di dati disponibili in termini di metallicità totale, rapporti di abbondanza chimica e gradienti radiali di queste quantità. Oltre ai processi galattici sopra elencati, la storia (generalmente sconosciuta) della formazione stellare di una galassia, la sua dipendenza dal raggio e molti effetti fisici legati all'evoluzione stellare (sequenze evolutive stellari per ciascuna massa iniziale, scala temporale delle esplosioni SN, e le rese di polvere, la ridistribuzione radiale della materia, tra gli altri) devono essere presi in considerazione. Tutte queste grandezze sono spesso espresse in funzione di alcuni parametri il cui valore è da ottenere per confronto con le osservazioni (es. Matteucci & Greggio, 1986; Matteucci & Francois, 1989; Matteucci & Brocato, 1990; Matteucci, 1994; Chiappini et al., 1997, 2001; Matteucci, 2001; Naab & Ostriker, 2006; Pipino et al., 2006; Prantzos, 2008, 2009; Calura & Menci, 2009; Cescutti et al., 2015; Ryde et al., 2016 ; Vincenzo et al., 2016b; Grisoni et al., 2017, 2018). Il trattamento della produzione e distruzione di polvere è un ingrediente importante che può influenzare i risultati soprattutto per gli elementi più impoveriti nella polvere e modificare aspetti importanti dei modelli di evoluzione chimica (Dwek, 1998; Calura et al., 2008; Valiante et al. , 2009; Gioannini et al., 2017a,b). Una classe di modelli per le galassie di formazione stellare è denominata modelli di "equilibrio" (o modelli di "regolatore di gas") perché considerano come l'interazione di tutti i processi in corso discussi sopra influenzi il giacimento di gas delle galassie e, quindi, la loro formazione stellare, dando uno stato a lenta evoluzione, quasi stazionario, in cui l'afflusso di gas è compensato dalla formazione stellare e dai deflussi, producendo un contenuto di gas quasi costante o in lenta evoluzione (Bouche´ et al., 2010; Peeples & Shankar, 2011; Dayal et al., 2013; Lilly et al., 2013; Forbes et al., Machine Translated by Google 42 Maiolino R., Mannucci F. 2014; Pipino et al., 2014; Peng & Maiolino, 2014b; Feldmann, 2015; Yabe et al., 2015b; Harwit e Brisbin, 2015; Kacprzak et al., 2016; Hunt et al., 2016b, vedere Fig. 11, ). Dal punto di vista dell'evoluzione chimica, ci sono ancora molti elementi chimici la cui evoluzione non è riprodotta in modo soddisfacente nel vicinato solare. Questo è molto probabilmente a causa di fallimenti nelle rese stellari suggerendo che i calcoli della nucleosintesi dovrebbe essere rivisto. Recentemente Matteucci et al. (2014) hanno mostrato che una possibilità di riprodurre, ad esempio, l'abbondanza solare dell'elemento di processo r Europium, così come come [Eu/Fe] contro [Fe/H] nella Galassia, è presumere che questo elemento sia principalmente prodotto durante la fusione di stelle di neutroni. Un tale evento è stato osservato per la prima volta in connessione con l'evento delle onde gravitazionali GW170817 (Pian et al., 2017). L'altro canale della produzione dell'UE è rappresentato da SNe core-collasso, sebbene la loro produzione dell'UE non lo sia abbastanza per riprodurre l'Eu solare. Sono necessari anche nuovi calcoli di nucleosintesi elementi come Mn, Cr, K, Ti (vedi Romano et al., 2010). Miglioramento della produzione di polvere e si prevede che le prescrizioni di distruzione riproducano meglio l'evoluzione chimica galattica in la presenza di polvere. Riassumendo, sono stati sviluppati modelli di formazione ed evoluzione delle galassie utilizzando metodi analitici e numerici molto diversi, ciascuno con pregi e difetti. Tutti questi modelli utilizzano tecniche diverse per studiare l'effetto dello stesso insieme di meccanismi critici, in particolare i processi che favoriscono e limitano la formazione stellare nelle galassie. Metallicità totale e rapporti di abbondanza degli elementi sono molto sensibili a questi processi ea le scale temporali di formazione stellare, pertanto sono tra le principali osservabili a cui si è abituati vincolare i modelli. 5 Relazioni di scala di metallicità nelle galassie La metallicità, sia del gas che delle stelle, mostra chiare relazioni di scala con diverse proprietà integrate delle galassie. Queste relazioni sono presenti sia nelle galassie di formazione stellare che in quelle quiescenti e costituiscono una delle informazioni più rivelatrici sull'evoluzione della galassie, come discusso nella Sez. 4. I processi di formazione ed evoluzione delle galassie dipendono criticamente su diversi parametri, almeno la massa dell'alone e l'ambiente; metallicità, essendo a conseguenza di tutta la storia della formazione stellare, dell'accrescimento di gas, della fusione e del deflusso di gas, è dipendente in modo critico da questi parametri sotto forma di relazioni di scala. 5.1 La relazione massa-metallicità (MZR) Si osserva che la relazione di scala primaria della metallicità è con la massa stellare della galassia e, come di conseguenza, con le quantità che scalano con la massa, come la luminosità nelle bande dominate da stelle relativamente vecchie. L'MZR esiste sia per le metallicità in fase gassosa che per le metallicità stellari. 5.1.1 Metallicità stellare L'MZR stellare è stato scoperto per la prima volta in ellittiche locali studiando i diagrammi colore-magnitudo e la spettroscopia stellare (McClure & van den Bergh, 1968; Sandage, 1972; Mold et al., 1983; Buonanno et al., 1985) e presto interpretato come il risultato di arricchimento chimico SN venti preferenzialmente espellendo metalli dalle galassie di piccola massa, a causa del loro potenziale gravitazionale meno profondo (Tinsley, 1974, 1978; Mould, 1984). Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 43 Fig. 12 MZR stellari di galassie locali derivati da vari autori, da Zahid et al. (2017). I quadrati verdi sono i valori mediani delle galassie SDSS locali con metallicità derivate dagli indici di Lick (Gallazzi et al., 2005); i punti neri sono anche galassie SDSS ma con metallicità derivate dall'adattamento spettrale di spettri impilati (Zahid et al., 2017); Le stelle blu sono vicine, singole galassie la cui metallicità si basa sulla spettroscopia di singole stelle supergiganti (Bresolin et al., 2016; Kudritzki et al., 2016; Davies et al., 2017a). I triangoli rossi sono galassie nane locali (Kirby et al., 2013). Più recentemente, diversi Autori hanno applicato i metodi spiegati nella Sez. 2 agli spettri ottici delle galassie locali, e in particolare all'ampio database spettroscopico SDSS, per derivare l'MZR stellare di galassie locali, sia quiescenti che in formazione stellare., 2005; Thomas et al., 2005; Gallazzi et al., 2006, 2008; Panter et al., 2008; Graves et al., 2009; Thomas et al., 2010a; Harrison et al., 2011; Petropoulou et al http://dx.doi.org/10.1037/0033-295X.101.1 .111.2011.2011.2011; Kirby et al., 2013; Conroy et al., 2014; Gonzalez ÿ Delgado et al., 2014; Fitzpatrick & Graves, 2015; Sybilska et al., 2017; Zahid et al., 2017; Lian et al. al., 2018a; Zhang et al., 2018b). Si vede un MZR chiaro, con metallicità crescente con la massa, come mostrato in Fig. 1. 12. Come dettagliato nella Sez. 2, le popolazioni stellari di galassie locali e lontane vengono studiate utilizzando non solo gli spettri ottici a fotogramma di riposo, ma anche gli spettri UV, specialmente nelle galassie starburst. Le MZR stellari UV sono state derivate utilizzando campioni ´ di galassie selezionati in modi diversi nell'universo locale (Heckman et al., 1998; Gonzalez Delgado et al., 1998; Leitherer et al., 2011; Zetterlund et al., 2015). Quando vengono utilizzati gli spettri UV, vengono campionate solo le stelle giovani e massicce, e ci si aspetta che i risultati siano simili a quelli derivati per l'ISM (da cui si sono formate stelle giovani di recente, vedere Sez. 5.1.2). Deconvolvendo gli spettri integrati è anche possibile derivare la metallicità stellare in funzione dell'età stellare nella stessa galassia (es., Panter et al., 2008). Con questa tecnica si trovano prove dell'evoluzione temporale, ma l'effettivo significato dell'effetto è dibattuto Machine Translated by Google 44 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 13 MZR stellare per galassie quiescenti (rosse) e formanti stelle (blu) nell'universo locale, da Peng et al. (2015). La differenza è da attribuire ad una improvvisa riduzione della caduta di gas, che produce una riduzione della formazione stellare e un rapido aumento della metallicità durante la fase di “fame”, dovuto alla mancanza di nuovo rifornimento di gas esterno che diluisce la metallicità. perché il processo di deconvoluzione degli spettri è spesso dipendente dal modello e sempre associato a incertezze significative. Di solito, le metallicità derivate sono ponderate per la luminosità e possono essere significativamente diverse dai valori ponderati per la massa forniti dai modelli di evoluzione delle galassie (Zahid et al., 2017; Lian et al., 2018a). La dispersione osservata è spesso maggiore delle incertezze osservative, mostrando che altri parametri oltre alla massa stellare influenzano l'evoluzione chimica delle galassie. Come dettagliato nella Sez. 7.2.1, gli stessi autori sopra citati riscontrano anche un aumento sistematico del rapporto elementi ÿ-ferro con massa stellare. Il rapporto di abbondanza elementi ÿ/Fe è un potente strumento per vincolare il contributo relativo di SNIa e SNe di collasso del nucleo, quindi della scala temporale della formazione stellare, e un rapporto di abbondanza ÿ/Fe migliorato viene solitamente spiegato come conseguenza di un rapporto di abbondanza più breve scale temporali di formazione in galassie massicce, il cosiddetto ridimensionamento (es. Thomas et al., 2010a; Onodera et al., 2015). Suddividendo il campione SDSS nelle due classi di galassie quiescenti e di formazione stellare, Peng et al. (2015) hanno trovato prove del ruolo centrale dello “strangolamento” o, più in generale, della “fame” per spiegare le proprietà di metallicità stellare delle galassie (Fig. 13). Lo strangolamento è la soppressione dell'accrescimento di gas dovuto a processi dinamici o fisici (Larson et al., 1980; Balogh et al., 2000; Keres et al. ÿ, 2005). Quando la caduta si interrompe, Sargent, la galassia 1972;siTinsley, evolve come 1980),una riducendo scatola la chiusa frazione (Searle di gas, & arricchendo il gas con il residuo, diminuendo l'attività di formazione stellare e producendo stelle con metallicità in rapido aumento, principalmente come conseguenza della mancanza di gas in entrata che diluisce la metallicità. Come osservato da Peng et al. (2015), in tale scenario si prevedono metallicità più elevate nelle galassie quiescenti (affamate) rispetto alle galassie che formano stelle che stanno ancora subendo una caduta (quindi diluizione) di gas povero di metalli. Un'interpretazione simile è data da Spitoni et al. (2017) nei loro modelli analitici dettagliati, in cui l'arricchimento metallico della popolazione passiva rispetto alla popolazione di formazione stellare è ottenuto attraverso Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 45 un calo più rapido (rispetto ai dischi normali) della portata, che è simile al semplice scenario di "fame" ma espresso attraverso una funzione di declino più regolare e fisicamente più plausibile. Anche i recenti risultati del codice idrodinamico EAGLE sono coerenti con questo scenario (De Rossi et al., 2018). Qualunque sia la sua origine, l'effetto di feedback dominante in queste galassie non rimuove il gas ma impedisce ulteriori accrescimenti. Molto recentemente Trussler et al. (2018) hanno utilizzato metallicità ponderate in massa (su un campione più ampio di galassie) per dimostrare che la differenza di metallicità tra galassie quiescenti e formanti stelle vale anche per galassie massicce (Mstar ÿ 1011M ), soprattutto se si tiene conto anche del I progenitori di formazione stellare z delle galassie passive locali erano ancora più poveri di metalli rispetto alle galassie di formazione stellare locali. Questa scoperta indica che anche le galassie passive massicce devono essersi estinte durante una fase di fame, sebbene Trussler et al. (2018) sottolineano che per spiegare le loro proprietà di metallicità deve aver giocato un ruolo anche una fase finale di espulsione o di riscaldamento (altrimenti la loro metallicità sarebbe molto più alta di quella osservata). Il ruolo dell'ambiente nel plasmare l'MZR stellare è stato oggetto di notevoli sforzi perché è considerato, insieme alla massa, una delle principali variabili indipendenti che guidano l'evoluzione della galassia (Trager et al., 2000b; Kuntschner et al., 2001; Thomas et al., 2005; Sheth et al., 2006; Sanchez´ Bl´ azquez et al. , 2006; Thomas et al., 2010a; Pasquali et al., 2010); Zhang et al. (2018b). Negli ammassi, le galassie sulla sequenza rossa mostrano metallicità che non dipendono dall'età o dalla morfologia: ellittiche vecchie, quiescenti e lenticolari più giovani seguono lo stesso MZR con dispersione simile (Nelan et al., 2005; Mouhcine et al., 2011). Sembra che mentre l'ambiente ha un forte effetto nel definire la morfologia, l'età e il livello complessivo di attività delle galassie (Pasquali et al., 2010; Peng et al., 2010, 2012), il diretto (cioè non mediato di massa) l'effetto sull'MZR è modesto (Thomas et al., 2010a; Mouhcine et al., 2011; Fitzpatrick & Graves, 2015; Sybilska et al., 2017). L'effetto dell'ambiente è maggiore per le galassie satelliti nane ad alta sovradensità, nel senso che tendono ad essere più ricche di metalli rispetto a quelle a bassa densità (Peng et al., 2015; Trussler et al., 2018), un effetto attribuito a fame mentre questi sistemi si tuffano nell'ambiente caldo di enormi sovradensità. Nelle simulazioni Illustris Engler et al. (2018) trovano una dipendenza della metallicità stellare delle galassie nane negli ammassi dal tempo trascorso dall'ingresso nell'ammasso; tuttavia, spiegano questo effetto con lo stripping stellare che riduce la massa stellare nelle galassie cadenti. Riassumendo, sono disponibili quantità crescenti di dati sulle metallicità stellari delle galassie vicine e sulla loro dipendenza dagli altri parametri principali delle galassie. Clear MZR sono presenti in tutti i campioni di galassie. I modelli possono essere testati studiando se possono riprodurre queste relazioni in varie classi di galassie, per stelle di età diverse e in ambienti diversi. La differenza di MZR tra galassie passive e di formazione stellare è stata interpretata come prova dell'estinzione per fame. 5.1.2 Metallicità in fase gassosa Questa dipendenza della metallicità dell'ISM dalla massa è stata osservata, per la prima volta, nelle galassie del Gruppo Locale (Peimbert & Spinrad, 1970). Il primo MZR è stato dedotto per un piccolo campione di galassie locali a formazione stellare (irregolari e nane blu-compatte) in uno dei primi lavori di Lequeux et al. (1979) sotto forma di una dipendenza dell'abbondanza chimica dalla massa totale (dinamica), e la correlazione fu subito dopo confermata da Talent (1981) e Kinman & Davidson (1981) (vedi Pagel & Edmunds (1981) per un primo revisione). Gli stessi autori hanno riscontrato una chiara anticorrelazione della metallicità con la frazione gassosa, che è principalmente guidata dalla Machine Translated by Google 46 Maiolino R., Mannucci F. 9.4 9.2 9.0 8.8 12 + ceppo (O/ H) 8.6 2500 ÿ = 0,10 2000 8.4 1500 Numero di galassie 1000 500 8.2 0 ÿ1,0 ÿ0,5 0,0 0,5 1,0 12 + log(O/ H) Residui 8.0 8 9 10 11 registro(M* ) Fig. 14 MZR in fase gassosa nell'universo locale. I punti neri sono la mediana della distribuzione delle galassie SDSS (mostrate come punti grigi), da Tremonti et al. (2004). Le linee nere racchiudono il 68% e il 95% della distribuzione e la linea rossa è un adattamento polinomiale ai dati. L'istogramma inset è la distribuzione dei residui dell'adattamento. Questo MZR è derivato utilizzando una calibrazione della metallicità basata su modelli di fotoionizzazione, ed è probabile che questo produca abbondanze superiori ai valori effettivi, come discusso nella Sezione 3.4. anti-correlazione tra massa e frazione gassosa (es. Rodrigues et al., 2012; Peeples et al., 2014). La massa totale e quella stellare sono difficili da ottenere per un gran numero di galassie, e questo era ancora più vero negli anni '80. Di conseguenza, la luminosità è stata spesso utilizzata come indicatore della massa nello studio di queste relazioni di ridimensionamento (Garnett & Shields, 1987; Skillman et al., 1989; Garnett, 2002; Lamareille et al., 2004). La qualità della MZR osservata nell'universo locale è migliorata significativamente con l'uso di spettri SDSS che hanno permesso agli astronomi di misurare i rapporti di flusso delle principali linee di emissione ottica per più di 100.000 galassie (es. Tremonti et al., 2004; Mannucci et al., ´ 2010; Perez-Montero et al. , 2013; Lian et al., 2015), come mostrato in Fig. 14. La dispersione osservata attorno alla relazione nelle galassie SDSS è dell'ordine di 0,1dex (Tremonti et al., 2004; Mannucci et al., 2010), leggermente maggiore di le incertezze di misura della metallicità. L'MZR è stato esteso anche verso galassie di piccola massa, rare nel campione SDSS, sebbene con una maggiore dispersione e possibili distorsioni dovute ad effetti di selezione (Skillman et al., 1988; Lee et al., 2006; van Zee & Haynes, 2006; Haurberg et al., 2013; Pilyugin et al., 2013; Haurberg et al., 2015). L'esistenza del MZR è oggi accertata da ÿ 107M a ÿ 1012M con una forte, , che poi si appiattisce più in alto dipendenza a masse basse, fino a Mÿ ÿ 1010M masse. Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 47 La maggior parte di questi studi si basa su metallicità derivate con il metodo della linea forte, l'unica tecnica che può essere applicata a un gran numero di galassie. Si noti che sia la forma che, ancor di più, la normalizzazione complessiva dell'MZR in fase gas dipendono dalla calibrazione utilizzata. In particolare, il MZR basato su modelli di fotoionizzazione, come Tremonti et al. (2004) e Mannucci et al. (2010) a metallicità elevate, forniscono normalizzazioni elevate che, ad esempio, non si adattano alle posizioni di MW, LMC e SMC che sono tutte significativamente più povere di metalli di queste MZR. Per questo motivo, di particolare interesse sono le MZR derivate utilizzando metallicità “dirette” (vedi Sez. 3.1) (Berg et al., 2012; Andrews & Martini, 2013; Ly et al., 2016; Curti, 2019). Questi studi confermano la forma complessiva delle relazioni riscontrate con i metodi della linea forte ma con una normalizzazione significativamente inferiore, come mostrato in Fig. 15. Il contributo del DIG ai rapporti di linea e, quindi, al calcolo delle metallicità può anche influenzare in modo significativo la forma misurata dell'MZR e quindi è un'altra fonte di incertezza (Sanders et al., 2017). Il confronto tra MZR stellare e in fase gassosa può essere utilizzato per ottenere approfondimenti scientifici su diversi aspetti delle galassie. Ad esempio, la piccola quantità di ISM presente nelle galassie di tipo primordiale (ETG) mostra metallicità simili a quelle della vecchia popolazione stellare (Griffith et al., 2018). Ciò rivela che l'ISM in queste galassie è poco influenzato dal gas in caduta (che dovrebbe essere meno ricco di metalli delle stelle) e principalmente a causa della produzione interna. 5.1.3 Interpretazione del MZR Sono stati proposti vari possibili meccanismi di guida per spiegare l'esistenza e la forma dell'MZR. In primo luogo, MZR potrebbe essere modellato da deflussi prodotti dal feedback (ad es. Garnett, 2002; Brooks et al., 2007). I deflussi principalmente dovuti a SNe sono molto comuni nelle galassie starburst, sia nell'universo locale che ad alto redshift (es. Heckman, 2002; Law et al., 2007; Weiner et al., 2009; Steidel et al., 2010; Martin et al., 2012; Heckman e Thompson, 2017). Si osserva che questi deflussi hanno metallicità superiori all'ISM delle galassie madri (Chisholm et al., 2018) e dovrebbero essere molto più efficaci nelle piccole galassie, dove il pozzo potenziale è meno profondo, rimuovendo quindi una frazione maggiore di metallo -gas arricchito da sistemi a bassa massa verso il CGM e l'IGM (Tremonti et al., 2004; Tumlinson et al., 2011; Chisholm et al., 2018). In secondo luogo, è noto che le galassie ad alta massa si evolvono più rapidamente e con spostamenti verso il rosso più elevati rispetto a quelle di piccola massa, il cosiddetto "downsizing" (es. Cowie et al., 1996; Gavazzi & Scodeg gio, 1996; Somerville & Dave ´, 2015, vedi anche Sez. 7.2.1), pertanto allo stato attuale si prevede che abbiano convertito una frazione maggiore del loro gas in stelle e metalli, raggiungendo una metallicità maggiore (Maiolino et al., 2008; Zahid et al. ., 2011). Secondo questa interpretazione la MZR è una sequenza di stadi evolutivi. Terzo, il precedente stadio evolutivo delle galassie più piccole e della loro frazione di gas più grande (ad es. Erb et al., 2006b; Rodrigues et al., 2012; Lagos et al., 2016b) potrebbe essere collegato alla caduta in corso di metallo- gas povero, che, una volta miscelato con l'ISM esistente, contribuisce a ridurre la metallicità e all'accumulo della popolazione stellare attraverso la formazione stellare. In quarto luogo, la forma dell'estremità ad alta massa dell'IMF potrebbe dipendere dalla massa della galassia, introducendo un cambiamento sistematico nei rendimenti stellari medi e nel tasso di arricchimento ¨ ´ 2007; Molla et al. , 2015; Vincenzo et al., 2016a; Lian et al., dei metalli (Trager et al., 2000b; Koppen et, al. 2018c). Machine Translated by Google 48 Maiolino R., Mannucci F. Questo lavoro 9.0 8.8 8.6 8.4 Mannucci +10 Tremonti +04 8.2 Kewley & Dopita +02 Zahid +14 8.0 Pettini & Pagel +04 (O3N2) Andrews & Martini +13 BSG - Davies +17 RSG - Davies +17 7.8 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5 10.0 10.5 11.0 11.5 registro M [M ] Fig. 15 Confronto degli MZR ottenuti nell'universo locale (dati SDSS, < z >ÿ 0,08) utilizzando diversi calibrazioni di metallicità, da Curti (2019). L'area ombreggiata in grigio fornisce la metallicità media delle galassie utilizzando la calibrazione basata su Te in Curti et al. (2017), in buon accordo con Andrews & Martini (2013) e Pettini & Pagel (2004). Alcune delle differenze, specialmente a masse basse, sono dovute alla diversa galassia criteri di selezione e sono legati alla dipendenza della metallicità dall'SFR (vedi sotto). Le curve con più alto le normalizzazioni si ottengono quando si utilizzano calibrazioni basate su modelli di fotoionizzazione, mentre lo sono le curve inferiori basato su metallicità “dirette” a base di Te. Stelle e croci e RSG e BSG nelle galassie locali di Davies et al. (2017b), in ragionevole accordo con le Metallicities . La relativa normalizzazione tra stellare e le metallicità in fase gassosa dipendono dalla presunta abbondanza solare. Quinto, la metallicità del gas accumulato, riciclato dai precedenti episodi di star forma zione, può essere maggiore per galassie di massa maggiore (Brook et al., 2014; Ma et al., 2016). I modelli di equilibrio introdotti nella Sez. 4 sono esplicitamente costruiti per riprodurre l'MZR e quindi spiegare questa relazione come la conseguenza dell'interazione di molti processi in corso. I semplici modelli "vasca da bagno" spiegano l'MZR senza dover invocare alcun diretto effetto del potenziale gravitazionale in termini di capacità di trattenere i metalli (cioè, nessun deflusso dipendente dalla massa), sebbene la massa sia inclusa indirettamente attraverso il framework DM, ´ che accelera l'evoluzione di sistemi più massicci (es. Bouche et al. , 2010; Lilli et al., 2013; Peng & Maiolino, 2014b; Dekel et al., 2013; Dekel e Mandelker, 2014). Anche i codici SAM e idro numerici (vedi par. 4) sono stati sintonizzati per riprodurre il MZR e la sua evoluzione (De Lucia et al., 2004; Croton et al., 2006; Finlator & Dave ÿ, 2008; ´ Oppenheimer & Dave', 2008; Oppenheimer et al., 2010; Dutton et al., 2011; Dave et al. 2011, 2012; Somerville et al., 2012; Dayal et al., 2013; Forbes et al., 2014; Lu et al., 2015; Cetriolo et al., 2014; Torrey et al., 2014; Zahid et al., 2014a; Feldmann, 2015; Harwit & Brisbin, 2015; Kacprzak et al., 2016; Christensen et al., 2016; Hirschmann et al., 2016; Rodr´ÿguez-Puebla et al., 2016; Torrey et al., 2017, 2018). Questi modelli producono spesso un , Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 49 anti-correlazione tra metallicità e frazione gassosa (Schaye et al., 2015; De Rossi et al., 2015; Lagos et al., 2016b; Segers et al., 2016; De Rossi et al., 2017) che in realtà è ob servito, vedi sez. 5.2.3. Un ruolo critico nella formazione dell'MZR è svolto dalle proprietà del feed back stellare e AGN, dalle rese chimiche, dall'effettiva metallicità del vento in uscita rispetto all'ISM capostipite, dalla frazione di metalli che vengono riaccresciuti e dall'evoluzione dell'efficienza della formazione stellare. Molti di questi parametri sono degenerati e in alcuni casi le misurazioni della metallicità aiutano a rompere queste degenerazioni. Ad esempio, confrontando le relazioni stellare e massa-metallicità del gas, Lian et al. (2018a) hanno concluso che solo due scenari possono riprodurre sia le relazioni che la MSSF: o forti deflussi rimuovono la maggior parte dei metalli, o un FMI più ripido caratterizza le prime fasi della formazione delle galassie. Come sarà discusso nella Sez. 7, lo studio dei rapporti di abbondanza tra i diversi elementi è potenzialmente in grado di rompere le degenerazioni perché sono sensibili alle scale temporali della formazione stellare. Una questione importante quando si confrontano le osservazioni con la teoria è quella della normalizzazione che guida la quantità totale di metalli osservati nell'ISM. Come mostrato in Fig. 15 e discusso nella Sez. 3.4, le calibrazioni di metallicità basate totalmente o parzialmente su modelli di fotoionizzazione forniscono una normalizzazione dell'MZR significativamente superiore rispetto ai metodi diretti 'Te' . La quantità di metalli che i modelli devono produrre e disperdere nell'IGM dipende in modo critico da questo problema. Il metodo diretto è ora considerato più affidabile e dovrebbero essere preferite le basse normalizzazioni. Riassumendo, l'MZR potrebbe essere una sequenza di rimozione di metalli da deflussi in galassie di piccola massa, diluizione o diversi stadi evolutivi di galassie con masse diverse, e tutti questi effetti potrebbero essere presenti contemporaneamente. Informazioni sull'importanza relativa di questi effetti possono essere ottenute studiando le rese effettive (vedi par. 5.1.5). 5.1.4 Evoluzione redshift della MZR Misurare l'evoluzione dell'MZR con il redshift non è un compito facile. È necessario un gran numero di spettri e la misurazione della metallicità richiede generalmente spettri con rapporto S/N elevato, specialmente per misurare la metallicità stellare ma anche quando si misurano le abbondanze in fase gassosa con il metodo della “linea forte”. L'evoluzione dell'MZR stellare è stata studiata con la spettroscopia ottica per campionare le popolazioni stellari che dominano la massa stellare totale fino a spostamenti verso il rosso intermedi in galassie massicce, sia negli ammassi che nel campo, trovando una modesta evoluzione, coerente con l'evoluzione passiva di la popolazione stellare (Kelson et al., 2006; Ferreras et al., 2009; Choi et al., 2014; Gallazzi et al., 2014; Onodera et al., 2015; Leethochawalit et al., 2018). È stato ottenuto un numero significativo di spettri UV a fotogramma di riposo di galassie ad alto spostamento verso il rosso (Mehlert et al., 2002; Fosbury et al., 2003; Shapley et al., 2003; Steidel et al., 2004; Rix et al., 2004; Savaglio et al., 2004; Halliday et al., 2008; Quider et al., 2009; Dessauges-Zavadsky et al., 2010; Erb et al., 2010; Mouhcine et al., 2011; Sommariva et al. , 2012; Steidel et al., 2016; Faisst et al., 2016). In particolare, un certo numero di galassie luminose, solitamente con lenti, sono state studiate in dettaglio nell'UV, ottenendo una ricchezza di informazioni sul loro livello di arricchimento dei metalli e sui rapporti di abbondanza chimica (es. Pettini et al., 2001; Villar- Mart´ÿn et al., 2004; Dessauges-Zavadsky et al., 2010). Nonostante le grandi incertezze, come previsto, l'MZR stellare derivava dagli spettri UV del frame di riposo (quindi sondando le giovani stelle) Machine Translated by Google 50 Maiolino R., Mannucci F. 9.0 8,5 < logM < 9: 41 galassie 9 < logM < 10: 113 galassie logM > 10: 31 galassie z = 0,07 z = 0,7 8.5 • z = 2,2 • 8.0 • z = 3,0 z = 3,5 Questo lavoro (z~5) 7.5 • Lyÿ medio e Lyÿ debole/senza con emissione Lyÿ debole/nessuna emissione di Lyÿ 7.0 8.5 9.0 9.5 10.0 10.5 11.0 registro (M/M) Fig. 16 MZR stellare a z ÿ 5 per medie di galassie con (blu) e senza emissione di Lyÿ (rossa), da Faisst et al. (2016). L'MZR stellare rispetto all'MZR in fase gassosa in Mannucci et al. (2009). è simile all'MZR in fase gas, ha una significativa evoluzione del redshift (vedi Fig. 16) e mostra una relazione inversa tra metallicità e SFR (Faisst et al., 2016). Significativi sforzi di osservazione da parte di molti gruppi hanno fornito un quadro chiaro del evoluzione dell'MZR in fase gas fino a zÿ3,5, cioè fino al massimo redshift dove il le principali linee ottiche sono ancora nelle bande del vicino IR. Si scopre che questo MZR evolve in modo monotono con redshift, con metallicità decrescente con redshift ad una data massa. A basso redshift il l'evoluzione è più veloce a massa inferiore (vedi Fig. 17), mentre le galassie di massa elevata hanno già raggiunto la loro attuale metallicità di z ÿ 1, in quella che sembra essere la versione chimica del ridimensionamento. Questi risultati si basano su molti lavori di osservazione a spostamenti verso il rosso intermedi (z ÿ 1,5), utilizzando principalmente la spettroscopia ottica (es. Contini et al., 2002; Kobulnicky et al., 2003; Kobulnicky & Kewley, 2004; Maier et al., 2004, 2005; Savaglio et al., 2005; Maier et al., 2006; Cowie & Barger, 2008; Zahid et al., 2011; Moustakas et al., 2011; Cresci et al., 2012; Allevare ´ et al., 2012; Zahid et al., 2013; Perez-Montero et al. , 2013; Yuan et al., 2013; Nakajima ´ et al., 2013; Guo et al., 2016; Perez et al. , 2016; Suzuki et al., 2017). L'evoluzione in alto redshift richiede la spettroscopia nel vicino IR. Lo sfondo del cielo molto più luminoso, la minore trasmissione atmosferica, i limiti tecnologici degli spettrografi nel vicino IR rispetto a quelli ottici e la luminosità apparente più debole degli oggetti con spostamento verso il rosso elevato produce una luminosità inferiore numero di spettri utili, solitamente con rapporto S/N più basso e per galassie con SFR più elevato. Tuttavia un certo numero di autori ha prodotto database significativi a z ÿ 2 (es. Erb et al., 2006a; Finkelstein et al., 2011a; Wuyts et al., 2012; Erb et al., 2010; Cullen et al. 2014; Zahid et al., 2014c; Wuyts et al., 2014b; Steidel et al., 2014; Sanders et al., 2015; Onodera et al., 2015; Sanders et al., 2016b; Bian et al., 2017; Sanders et al., 2018) e z ÿ 3 (Maiolino et al., 2008; Mannucci et al., 2009; Belli et al., 2013; Maier et al., 2014; Troncoso et al., 2014; Onodera et al., 2016). Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 51 Fig. 17 Evoluzione redshift dell'MZR fino a z = 1,55 da Zahid et al. (2014b). I punti blu, giallo, nero e ciano si riferiscono rispettivamente a z = 0,08, 0,29, 0,78 e 1,55. Queste metallicità hanno la normalizzazione “alta” relativa all'uso di modelli di fotoionizzazione (vedi Fig. 15). In molti casi, il rilevamento delle linee più deboli necessarie per misurare le metallicità è possibile solo quando molti spettri di galassie sono impilati insieme. Questa procedura non è esente da incertezze perché implica scelte su quali galassie impilare, come fare lo stacking ed è soggetta a effetti non lineari. È stato ampiamente osservato che le galassie con lente e singole luminose ottengono un rapporto S/N più elevato sugli spettri delle singole galassie, specialmente nell'intervallo di massa ridotta (Teplitz et al., 2000; Kobulnicky & Koo, 2000; Richard et al., 2011; Troncoso et al., 2014; Wuyts et al., 2014a; Jones et al., 2015a; Perna et al., 2018). Sebbene il quadro generale risultante sopra delineato sia chiaro, i dettagli sono dibattuti e dipendono dal metodo utilizzato. In primo luogo, gli indicatori di metallicità svolgono un ruolo critico, soprattutto perché ad alto redshift ogni programma di osservazione ha tipicamente accesso a un numero ristretto di diagnostici, introducendo così la dispersione e la sistematica tra le diverse indagini (Kewley & Ellison, 2008, cfr. par. 3.5). Ciò è ancora più importante se si tiene conto del fatto che è possibile ottenere risultati diversi anche utilizzando rapporti di linea diversi della stessa calibrazione (ad es. Brown et al., 2016). Inoltre, è sempre presente la possibilità di una significativa evoluzione con redshift delle calibrazioni a causa delle diverse condizioni delle regioni di formazione stellare, ad esempio in termini di parametro di ionizzazione, spettri ionizzanti, densità, pressione e rapporto N/O (vedi Sez. 3.5.4), e potrebbe anche essere differenziale per i vari metodi (Kewley et al., 2013b,a; Steidel et al., 2014; Kewley et al., 2015; Shapley et al., 2015; Strom et al. ., 2017a; Kashino et al., 2017). In secondo luogo, il metodo utilizzato per misurare la massa stellare (e SFR) influisce sui risultati, poiché dis maledetto, ad esempio, in Yates et al. (2012) e Cresci et al. (2018). Terzo, il modo in cui vengono selezionate le galassie influisce sui risultati finali. Ad esempio, quando le galassie sono selezionate in base al flusso di una linea di emissione sensibile alla metallicità, come [OIII]ÿ5007 (es. Izotov et al., 2011; Xia et al., 2012; Izotov et al., 2015) i risultati possono essere orientati verso metallicità inferiori o superiori. Machine Translated by Google 52 Maiolino R., Mannucci F. In quarto luogo, effetti simili ma più sottili sono introdotti dalla necessità di inserire una soglia S/N vecchia sul flusso della linea da utilizzare per misurare la metallicità. Se un minimo relativamente alto (3-5). S/N è utilizzato su tutte le linee (es. Yates et al., 2012), effetti di selezione dipendenti dalla metallicità può essere introdotto vicino alla soglia di rilevamento. Ad esempio, il flusso di [OIII]ÿ5007 è di circa 1/10 di Hÿ a metallicità solari (e bassa estinzione) e luminoso circa quanto Hÿ a Z ÿ 0,2Z. Se si usa una soglia di S/N=3 per [OIII]ÿ5007, ad ogni SFR (cioè, all'incirca ad ogni Hÿ luminosità), è inclusa una frazione maggiore di galassie a bassa metallicità mentre ad alta metallicità le galassie sono preferenzialmente escluse, alterando la media cosmica e il risultante MZR. Distorsioni opposte sono introdotte da [NII]ÿ6584, il cui flusso aumenta con le metallicità. Il il risultato è l'introduzione di bias difficili da rintracciare (Salim et al., 2014; Cresci et al., 2018). L'approccio opposto consiste nell'utilizzare una soglia S/N alta solo sull'emissione linea più direttamente correlata all'SFR e meno dipendente dalla metallicità, come Hÿ e Hÿ, ottenendo un campione più selezionato per SFR (es. Mannucci et al., 2010). In entrambi i casi il risultante il campione di solito non è selezionato in base alla massa o al volume. Quinto, spesso gli spettri sono ottenuti all'interno di un'apertura fissa indipendentemente dalla distanza della galassia. Ad esempio, gli spettri SDSS sono ottenuti con una fibra circolare di 3 secondi d'arco posizionata sulla galassia centro. Questo, insieme all'esistenza di gradienti di metallicità radiale, può introdurre correlazioni spurie di metallicità con la distanza e la dimensione della galassia che non sono facili da stimare e corretto. Infine, la presenza di una dipendenza della metallicità dall'SFR e da altre proprietà galattiche, come la dimensione e la densità superficiale (vedi Sez. 5.2), significa che la forma dell'osservato MZR e la sua evoluzione del redshift dipendono in modo critico da come vengono selezionati gli obiettivi in termini di luminosità e range di spostamento verso il rosso. In altre parole, l'MZR è definito solo per un dato SFR medio ad ogni massa, usando galassie intrinsecamente più deboli o più luminose per una data massa e il redshift influisce sulla forma dell'MZR. Differenze marcate tra i risultati pubblicati (ad es. Steidel et al. 2014 contro Wuyts et al. 2014b) può essere spiegato con questo effetto, si veda la discussione in Cresci et al. (2018). Nonostante tutte queste incertezze, c'è un accordo generale sul fatto che l'osservato MZR evolve con redshift (vedi Fig. 17), specialmente a z>1, cioè la metallicità osservata a a data la massa stellare diminuisce con lo spostamento verso il rosso a una velocità che dipende dallo spostamento verso il rosso e dalla massa. Il L'evoluzione del MZR può essere parametrizzata in vari modi (es. Moustakas et al., 2011). Maiolino et al. (2008) e Mannucci et al. (2009) hanno utilizzato un semplice adattamento polinomiale di 3° ordine mentre Zahid et al. (2014a) ha introdotto una diversa parametrizzazione denominata “Universal Metallicity Relation”. La variazione di uno solo dei parametri utilizzati in questa formula analitica, la massa alla quale la dipendenza della massa dalla metallicità inizia ad appiattirsi, il che è spesso sufficiente per riprodurre l'evoluzione osservata. Curti (2019) ha proposto una parametrizzazione simile ma con un parametro in più per abbinare meglio le osservazioni. La maggior parte dei modelli di evoluzione delle galassie citati nella sezione precedente riproducono l'evoluzione di il MZR. Si attribuisce la diminuzione costante della metallicità con spostamento verso il rosso a massa costante diversi motivi, tra cui una maggiore efficienza nell'espulsione del gas e rendimenti stellari ridotti. Basato sulle simulazioni IllustrisTNG, Torrey et al. (2017) individuano uno dei principali driver di l'evoluzione MZR nella frazione gassosa crescente con redshift, in accordo con l'anti correlazione tra metallicità e frazione gassosa e SFR osservata nell'universo locale (vedi Setta. 5.2.3), mentre Yabe et al. (2015b) attribuiscono l'evoluzione del MZR a maggiori infalls e deflussi ad alti spostamenti verso il rosso, e Lian et al. (2018c) propongono un carico di metallo maggiore fattori o un FMI più ripido con spostamenti verso il rosso elevati. Come discusso nella Sez. 4, un confronto significativo con i modelli dovrebbero considerare tutti gli effetti di selezione e di osservazione sopra elencati, Machine Translated by Google 53 Evoluzione chimica cosmica delle galassie Lee et al. 2003 (Campo) Lee et al. 2003 (Vergine) Granato 2002 Pilyugin & Ferrini 2000 -1.5 -2.0 -2.5 -3.0 -3.5 6 7 8 10 9 log( M* + M gas 11 12 ) Fig. 18 Rese effettive in funzione della massa barionica totale per le galassie SDSS (grigie) e altre galassie, da Tremonti et al. (2004). I diamanti neri sono la mediana della distribuzione dei dati. Il tratteggiato la linea indica la resa reale y se non si perdono metalli. La linea rosa si adatta a un'analitica motivata fisicamente formula, e le stelle rosa denotano galassie che hanno perso il 50% e il 90% dei loro metalli. e questo non è sempre fatto. Riassumendo, c'è una chiara evidenza che l'MZR in fase gassosa e l'MZR stellare sulla base di osservazioni UV (vale a dire, relative a giovani stelle) si stanno evolvendo con spostamento verso il rosso, mostrando metallicità inferiori ai tempi cosmici precedenti. I dettagli dell'evoluzione dipendono da un numero di possibili effetti di selezione e da problemi relativi a come vengono stimate le metallicità. Il l'aumento della metallicità nel tempo per una data massa stellare è una caratteristica comune riprodotto dai modelli di formazione delle galassie. 5.1.5 Rendimenti effettivi I rendimenti effettivi sono un modo per misurare l'influenza di influssi e deflussi sulla sostanza chimica evoluzione di una galassia (Matteucci, 2001; Garnett, 2002; Dalcanton, 2007). Il differenziale equazioni che descrivono un sistema a scatola chiusa, cioè senza gas in entrata e senza deflusso i venti, con le ipotesi di riciclo istantaneo e miscelazione istantanea, possono essere risolto (Edmunds, 1990) per esprimere la metallicità del gas Z in funzione della frazione di gas fgas e della vera resa stellare costante y (assunta costante): Z = y ln(1/ fgas) (16) Machine Translated by Google 54 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 19 A sinistra: Metallicità in funzione del fgas per tre campioni di galassie a vari spostamenti verso il rosso, da Yabe et al. (2015b). Le proprietà di ciascun campione di galassie sono riprodotte da modelli con ingressi e deflussi di gas proporzionali all'SFR, dove fi e fo sono i relativi fattori di carico. A destra: Metallicità (pannello superiore) e rese effettive (pannello inferiore) in funzione di fgas nel campione di z ÿ 2 di Erb (2008) (stelle magenta) e z ÿ 3 galassie di Mannucci et al. (2009) (punti blu). La linea tratteggiata nera è l'aspettativa di un modello a scatola chiusa (Edmunds, 1990; Matteucci, 2001, 2008). Le linee blu e rosse sono due diversi adattamenti ai punti dati blu e sottolineano il diverso contributo dei deflussi (fo) e degli afflussi (fi). In questo modello, gli infalls sono più efficaci nel cambiare yeff per le galassie povere di gas, mentre i deflussi sono più efficaci nelle galassie ricche di gas. I rendimenti reali y possono essere espressi in termini di rendimento solare y=0,0142, cioè il contributo frazionario dei metalli alla massa solare (Asplund et al., 2009). Utilizzando le quantità osservate per Z e fgas, i rendimenti effettivi sono definiti come: yeff = Z/ ln(1/ fgas) (17) In generale i valori misurati di yeff differiscono dai veri rendimenti stellari y se il sistema non è una scatola chiusa. In altre parole, confrontando la metallicità con la frazione di gas si ottengono informazioni sul flusso di gas da e verso le galassie. Un deflusso rimuove il gas, quindi riduce fgas e quindi riduce anche yeff. Se il deflusso espelle preferenzialmente i metalli, riduce anche la metallicità, riducendo ulteriormente lo yeff. L'afflusso di gas povero di metalli diminuisce la metallicità e, sebbene aumenti la frazione di gas, si può dimostrare che l'effetto netto è di ridurre yeff. Entrambi gli effetti tendono quindi a ridurre yeff rispetto a y, e la differenza è una misura di quanto questi flussi di gas influiscano sull'evoluzione chimica delle galassie. Stima delle masse di gas attraverso la relazione di Schmidt-Kennicutt, Tremonti et al. (2004) hanno riscontrato una significativa dipendenza di yeff dalla massa per le galassie SDSS locali (Fig. 18), con galassie di massa inferiore che hanno yeff inferiore. In contrasto con questo risultato, (Yabe et al., 2015b) hanno utilizzato le masse di gas misurate direttamente da Peeples & Shankar (2011) e le metallicità stimate dall'MZR, ottenendo conmisurate la massa, vedi Fig.di19-a Ciò mostra la dipendenza dei risultatiyeff da decrescente come vengono le frazioni gas,sinistra. ma in entrambi i casi dimostra che le galassie non sono scatole chiuse, che la caduta e/o il deflusso di gas hanno effetti importanti sulla metallicità, Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 55 e che i primi stadi evolutivi nelle galassie di piccola massa non possono essere l'unica spiegazione per l'MZR. O i deflussi di gas ricco di metalli, o la caduta di gas povero di metalli, o entrambi, devono avere conseguenze misurabili sulla metallicità. Ad alto redshift si trova che yeff aumenta con la frazione di gas e, di conseguenza, diminuisce con la massa stellare. Ciò si osserva a z ÿ 1 (Rodrigues et al., 2012; Yabe et al., 2015b), a z ÿ 2 (Erb et al., 2006a; Erb, 2008; Wuyts et al., 2012) e a z ÿ 3 (Mannucci et al., 2009; Troncoso et al., 2014), si veda la Fig. 19, e spesso si ottengono fattori di carico di massa di entrata e uscita significativamente maggiori di 1. 5.1.6 La relazione massa-metallicità delle galassie ospiti DLA e GRB A spostamenti verso il rosso ancora più elevati (z > 3,5), tutte le principali linee ottiche lasciano le bande del vicino IR e la metallicità può essere ottenuta solo con tecniche diverse e su campioni di galassie selezionati in modi molto diversi rispetto alla comune magnitudine o basata sulla massa selezioni. Una relazione MZR fino a z ÿ 5 è stata derivata per galassie ospiti gamma-ray burst (GRB) da Laskar et al. (2011) misurando la metallicità attraverso linee di assorbimento ISM. In che misura questo sia rappresentativo dell'universo ad alto spostamento verso il rosso è dibattuto perché non è ancora chiaro se i GRB di lunga durata selezionino un campione imparziale di galassie che formano stelle. Una discussione su questa complessa questione va oltre lo scopo di questa rassegna. Qui ci limitiamo a menzionare che l'evidenza di un forte bias di metallicità è stata proposta e negata più volte (vedi, ad esempio, Fynbo et al., 2006; Mannucci et al., 2011; Arabsalmani et al., 2015a; Piranomonte et al., 2015; ¨ Trenti et al., 2015; Kruhler et al. , 2015; Vergani et al., 2017; Arabsalmani et al., 2018, e riferimenti ivi contenuti). Come spiegato nella Sez. 3.6, i DLA (ad es. Wolfe et al., 1986) forniscono un'opportunità unica per ottenere misure accurate della metallicità del CGM (e dell'ISM del disco esterno) in galassie ad alto z (si veda, ad es. Pettini et al. , 2002a; Pettini, 2006). Confrontare queste informazioni con quelle derivate da galassie selezionate in base alla luminosità non è semplice (es. Fynbo et al., 2008; Christensen et al., 2014), per i vari motivi già discussi nella sez. 3.6. In particolare, i DLA sono selezionati sulla sezione del gas e l'informazione derivata si applica solo alla parte della galassia proiettata sulla sorgente di fondo, la cui distanza dal centro solitamente non è nota. Di conseguenza, la stessa galassia può mostrare proprietà di metallicità molto diverse se, ad esempio, si studiano due linee di vista a distanze radiali diverse. Ricordiamo che non è nemmeno chiaro se il DLA sonda i dischi estesi delle galassie, o i grumi nel mezzo circumgalattico, o entrambi (si veda la discussione in De Cia et al. 2018 e Krogager et al. 2017). Inoltre, diversi elementi vengono utilizzati per misurare la metallicità dell'ISM in emissione e assorbimento: tipicamente si stimano le abbondanze di O e N per le galassie selezionate per l'emissione (vedi Sez. 3), mentre nelle DLA si possono rintracciare vari elementi (Zn, S, Fe, Si, O, C, Mg, . . . ) a seconda della banda osservata e della densità della colonna, ecc. Infine, le proprietà integrate della galassia associate al DLA, come la massa stellare e l'SFR, spesso non vengono misurate poiché la galassia stessa spesso non viene nemmeno rilevata, sebbene un piccolo numero di galassie DLA sia effettivamente identificato nell'emissione (ad es. Rhodin et al., 2018; Kanekar ´ et al., 2018; Krogager et al., 2017; Noterdaeme et al., 2012; Peroux et al., 2011). A z ÿ 0,7 queste galassie seguono un MZR simile alle galassie selezionate per l'emissione quando è inclusa una correzione alquanto incerta per i gradienti di metallicità (Rhodin et al., 2018). Inoltre, Krogager et al. (2017) hanno identificato le controparti ottiche di un piccolo campione Machine Translated by Google 56 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 20 Evoluzione redshift della normalizzazione dell'MZR per DLA. I punti mostrano la media dei DLA, da Møller et al. (2013), rispetto all'evoluzione delle galassie selezionate per luminosità da Maiolino et al. (2008), Mannucci et al. (2009) e Troncoso et al. (2014). A masse basse la MZR di queste opere è basata su Te metallicità “dirette” , pertanto il confronto non è fortemente condizionato dall'utilizzo di tarature più moderne (vedi par. 3.4). di DLA a zÿ2 e, combinandoli con alcuni rilevamenti precedenti aggiuntivi, suggeriscono che le galassie ospiti DLA seguano una relazione luminosità-metallicità. Tuttavia, più in generale, come conseguenza delle questioni discusse sopra, la maggior parte degli studi indaga la relazione massa-metallicità utilizzando la dispersione di velocità dei DLA come proxy per la massa (Haehnelt et al., 1998; Ledoux et al., 2006 ; Pontzen et al., 2008). Una correlazione lineare (planare) 2D tra dispersione della velocità (massa), metallicità e spostamento verso il rosso è stata proposta da Neeleman et al. (2013), che è in grado di ridurre lo scatter sulle relazioni che coinvolgono solo due grandezze. La correlazione tra dispersione di velocità e metallicità si trova già a z = 4 (Ledoux et al., 2006) e Møller et al. (2013) hanno esplorato la relazione su z = 5 utilizzando un campione di 100 DLA a 0,1 < z < 5 (vedi anche Arabsalmani et al., 2015b, per una conferma che la stessa relazione si applica a DLA lungo la linea di vista di sia QSO che GRB). Chiaramente la normalizzazione assoluta dell'MZR per DLA e galassie selezionate per la luminosità non può essere facilmente confrontata, poiché ciò implica la traduzione della dispersione della velocità DLA (nella posizione del parametro di impatto DLA) in una massa stellare di una galassia ospite. Tuttavia, l'evoluzione relativa del redshift delle due relazioni può essere confrontata e ciò può fornire informazioni sulla natura delle galassie associate alle DLA. La Figura 20 mostra l'evoluzione della MZR DLA da z = 5 a z = 0 (da Møller et al., 2013) rispetto all'evoluzione della MZR di galassie selezionate per emissione (Maiolino et al., 2008; Mannucci et al. , 2009; Troncoso et al., 2014). È interessante notare che le DLA MZR seguono la stessa rapida evoluzione delle galassie di piccola massa. Tuttavia, una chiara evoluzione è vista solo fino a z = 2,6, oltre questo spostamento verso il rosso la normalizzazione del DLA MZR rimane costante. L'epoca cosmica di questa rottura (zÿ2.6) è interessante per vari motivi: è vicina al picco di formazione delle galassie (Madau & Dickinson, 2014) e, curiosamente, questo è anche il redshift dove si verifica l'FMR (vedi Sez. 5.2 ) inizia a mostrare chiaramente Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 57 segni di evoluzione (Mannucci et al., 2010), ed è anche l'epoca in cui il commovente HI la densità di massa delle galassie cambia da un rapido aumento (a z>2) a rimanere costante (a z<2) (Prochaska & Wolfe, 2009). Questo cambiamento è stato attribuito a diversi possibili effetti: una variazione dell'FMI (Bailin et al., 2010), variazioni nelle proprietà dell'IGM e dell'equilibrio tra l'accrescimento dell'IGM e il trattamento del gas nelle galassie (Dixon & Furlanetto, 2009; Prochaska e Wolfe, 2009; Prochaska et al., 2010), o il passaggio da formazione stellare "in situ", dovuta alla caduta di gas, alla formazione "ex situ" seguita dall'accrescimento di sistemi stellari già formati (come previsto in questi spostamenti verso il rosso da alcune simulazioni cosmologiche Oser et al., 2010). In alcuni di questi scenari, alcune delle ipotesi su cui il ´ si basano su modelli di gas-equilibrio (es. Dave et al. , 2011; Lilly et al., 2013, cfr. 4) sono non più valido a z > 2,6. Riassumendo, i DLA seguono una relazione massa-metallicità che si sta evolvendo anche con il red shift, segno del continuo processo di arricchimento chimico in questi sistemi da elevati redshift. Il legame con l'evoluzione dell'MZR nelle galassie selezionate per l'emissione non è ben stabilito, ma c'è una somiglianza tra DLA e galassie di piccola massa. 5.1.7 Altre classi di galassie Sono state studiate anche classi speciali di galassie per comprendere i processi chiave che interessano evoluzione chimica. Le galassie che si uniscono e interagiscono generalmente mostrano metallicità inferiori rispetto alla MZR (Kew ley et al., 2006a; Michel-Dansac et al., 2008; Ellison et al., 2008a; Reichard et al., 2009; Rupke et al., 2010a; Morales-Luis et al., 2011; Mouhcine et al., 2011; Ellison et al., 2013; Torres-Flores et al., 2014a; Chung et al., 2013; Cortijo-Ferrero et al., 2017). Questa differenza viene interpretato come l'effetto delle cadute di gas indotte dalle maree che producono anche l'aumento di SFR (Reichard et al., 2009; Rupke et al., 2010b; Perez et al., 2011; Torrey et al., 2012; Ellison et al., 2013). Questi risultati possono essere utilizzati per studiare la natura di galassie peculiari. Volpe ad esempio, l'accordo con l'MZR locale, insieme allo studio della dinamica delle galassie e gradienti di metallicità, consentiti Bournaud et al. (2008) per concludere che una catena, grumosa galaxy non è una fusione in corso, ma in realtà è un disco grumoso. Le galassie Starburst, le Ultra-Luminous Infrared Galaxies (ULIRG) e gli analoghi a basso redshift delle Lyman-Break Galaxies (LBG) hanno solitamente una metallicità inferiore a previsto per la loro massa (Liang et al., 2004; Rupke et al., 2008; Roseboom et al., 2012; Lian et al., 2015), e questo può essere spiegato dall'effetto di un SFR più elevato (vedi Sez. 5.2). I piselli verdi (GP) sono galassie compatte, stellari, selezionate per la presenza di un brillante Linea [OIII]ÿ5007 (Cardamone et al., 2009). Poiché il flusso [OIII]ÿ5007 aumenta con una metallicità decrescente (vedi par. 3.5), queste galassie, come altri campioni selezionati per linea, sono preferibilmente selezionate per avere metallicità basse e, di conseguenza, sono solitamente al di sotto dell'MZR (Amor´ÿn et al., 2010; Izotov et al., 2011; Xia et al., 2012; Amor´ÿn et al., 2012; Ly et al., 2015; Lofthouse et al., 2017; Senchyna e Stark, 2018). Simile ai GP, l'estremamente le galassie metal-povere (XMP) sono oggetti rari selezionati per avere rapporti di linea estremi e molto metallicità basse, fino a una piccola percentuale solare nell'universo locale. Di solito sono bassi masse, sSFR elevato e morfologie disturbate (Izotov et al., 2006a; Izotov & Thuan, 2007; ´ Morales-Luis et al., 2011; Izotov et al., 2012; Sanchez Almeida et al. , 2015, 2016; Izotov et al., 2018b,c). Per definizione scendono al di sotto dell'MZR. Machine Translated by Google 58 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 21 La relazione fondamentale di metallicità di Mannucci et al. (2010). A sinistra: dipendenza della liceità del metallo del gas dalla massa, nei contenitori di SFR. Le aree grigie contengono il 68% e il 95% dell'intera galassia non raggruppata campione. A destra: dipendenza della metallicità dall'SFR in contenitori di massa stellare. Si trovano galassie Lyman-alfa (LAG), cioè galassie selezionate dalla loro emissione Lyÿ avere basse metallicità. La luminosità della linea Lyÿ in queste galassie è quindi interpretata in termini di bassa densità di colonna di polvere associata alla bassa abbondanza chimica, che rende più facile la fuga dei fotoni Lyÿ (Finkelstein et al., 2011b,a; Nakajima et al., 2013; Canzone et al., 2014; Trainor et al., 2016). 5.2 La dipendenza della metallicità dall'SFR e dalla frazione gassosa Non appena fu raggiunta una precisione sufficiente, iniziarono ad apparire evidenze di ulteriori dipendenze della licità dei metalli da altre proprietà galattiche. Tremonti et al. (2004) hanno riportato una correlazione tra i residui di metallicità dell'MZR con il colore della galassia, l'ellitticità e densità di massa. Subito dopo, Hoopes et al. (2007) hanno evidenziato una dipendenza dalla forma del MZR sulla dimensione della galassia ed Ellison et al. (2008b) è stato il primo a dichiarare esplicita la dipendenza di metallicità su SFR per una data massa. Mannucci et al. (2010) ha introdotto una relazione 3D tra massa, metallicità e SFR, denominata Fundamental Metallicity Relation (FMR), quindi che nell'universo locale la Metallicità residua scatter attraverso la relazione mediana è ridotta e diventa molto bassa, ÿ0,05 dex (cioè, ÿ 12%), coerente con le incertezze di le misure. Per una data massa stellare, la metallicità diminuisce con SFR e sSFR, cioè le galassie a formazione stellare più attivamente hanno metallicità inferiori rispetto alle galassie più quiescenti (Fig. 21). Come introdotto nella Sez. 5.1.1, recentemente è stata riscontrata anche una dipendenza da SFR Metallicità stellari di Faisst et al. (2016). Apparentemente in contrasto con la chiara evoluzione del MZR, Mannucci et al. (2010) anche ha mostrato che l'FMR non evolve con il redshift fino a z = 2,5 (Fig. 23). Tutti i dati a z <2,5 disponibile per Mannucci et al. (2010) (Savaglio et al., 2005; Shapley et al., 2005; ¨ Erb et al., 2006a; Liu et al., 2008; Epinat et al., 2009; Wright et al., 2009; Forster Schreiber et al., 2009; Legge et al., 2009; Lehnert et al., 2009) seguono da vicino la superficie definita da Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 59 la SDSS locale. Al contrario, i dati a spostamenti verso il rosso più elevati (Maiolino et al., 2008; Mannucci et al., 2009) mostrano metallicità molto più basse, con una differenza di circa 0,6dex. Questa differenza è discusso nella sez. 5.2.1. La forma effettiva dell'FMR locale dipende da diversi fattori, come il modo in cui le galassie vengono selezionati e come vengono misurati massa, SFR e metallicità. Di conseguenza, i rapporti con ´ , 2010 Hunt et al., 2012; Yates sono state pubblicate diverse forme (es. Lara-Lopez et al. et al., 2012), mentre altri autori (Brisbin & Harwit, 2012; Nakajima & Ouchi, 2014) hanno ottenuto una forma coerente con quella derivata da Mannucci et al. (2010). Un FMR che utilizza "diretto" Metallicità, basato sul metodo Te , è stato derivato da Andrews & Martini (2013), che trovato una dipendenza significativamente più forte da SFR rispetto a Mannucci et al. (2010). Rilevare le deboli linee aurorali necessarie per misurare Te, questi autori hanno impilato gli spettri SDSS secondo a massa e SFR, cioè supponiamo che la metallicità dipenda solo (o principalmente) da questi due parametri. Come discusso nella Sez. 3.5, Curti et al. (2017) hanno derivato una nuova calibrazione basata su Te utilizzando uno schema di impilamento diverso, basato sulle somiglianze degli spettri (stesso [OII]ÿ3727/Hÿ e [OIII]ÿ5007/Hÿratios) piuttosto che sui parametri della galassia. Utilizzando queste calibrazioni, (Curti, 2019) hanno derivato i corrispondenti MZR e FMR (vedi Fig. 15) trovando, come previsto, metallicità inferiori a quella di Tremonti et al. (2004) e Mannucci et al. (2010), un MZR simile ad Andrews & Martini (2013) e una forte dipendenza della metallicità dall'SFR. Salim et al. (2014), Telford et al. (2016) e Cresci et al. (2018) riesaminato criticamente l'FMR utilizzando diversi indicatori di metallicità, vari modi per misurare l'SFR, studiando il ulteriore dipendenza dalle dimensioni della galassia e considerando la distanza SFR delle galassie da il MSSF come parametro di base, trovando risultati simili a Mannucci et al. (2010). Numerosi autori hanno studiato la dipendenza della metallicità dalla massa e dall'SFR cercando relazioni lineari o attraverso l'uso dell'analisi delle componenti principali (PCA), cioè utilizzando una tecnica che ruota gli assi in uno spazio multidimensionale per ridurre al minimo la dispersione. Essendo una semplice trasformazione lineare, la tecnica PCA non può davvero rendere conto di più complessi, correlazioni non lineari, come MZR e FMR. Nello stesso contesto, utilizzando il ´ Campione SDSS Lara-Lopez et al. (2010) ha proposto l'esistenza di un "piano fondamentale" ´ tra massa, SFR e metallicità. Contrariamente a quasi tutti gli altri autori, Lara-Lopez et al. (2010) utilizzano un approccio diverso in cui derivano la massa in funzione di SFR e metallicità, derivando un piano con una dispersione relativamente grande, 0,16 dex. L'FMR, che ha una forma curva a masse elevate e una diversa dipendenza da SFR per masse diverse, può essere approssimato da un piano riducendo il limite superiore in redshift che ha l'effetto di abbassare il numero di galassie di grande massa presenti nel campione. Il piano risultante è quantitativamente molto diverso dall'FMR in Mannucci et al. (2010). Questo Fondamentale ´ L'aereo è stato successivamente rivisto ed esteso verso masse superiori da Lara-Lopez et al. (2013), confermando la correlazione tra le tre grandezze anche se con uno scatter maggiore rispetto all'FMR. Hunt et al. (2012) hanno utilizzato un campione composito di galassie starburst povere di metallo a 0 < z < 3,4, compresi i molti GP, con metallicità misurate in vari modi, trovando una correlazione planare di metallicità con massa e SFR a qualsiasi spostamento verso il rosso. Un nuovo PCA è stato calcolato da Hunt et al. (2016a) utilizzando un campione diverso e più ampio che include un numero di oggetti con z alto, testare vari stimatori di metallicità e confrontare con le galassie SDSS locali. La relazione lineare derivata da Hunt et al. (2016a) non evolve con il redshift. Come discusso da Cresci et al. (2018) non riproduce la dipendenza locale della metallicità dalla massa e il dettagliato MZR ad alti redshift. Rilievi di galassie locali basate sull'uso di due grandi spettrografi IFU, CALIFA ´ (Sanchez et al., 2012) e MaNGA (Bundy et al., 2015), sono stati usati per studiare l'esistenza e le proprietà dell'FMR in queste galassie vicine e ben risolte. Una serie di carte Machine Translated by Google 60 Maiolino R., Mannucci F. ´ Fig. 22 Dipendenza della metallicità dalla massa e dall'SFR per le 612 galassie CALIFA in Sanchez et al. (2017). Le galassie sono codificate a colori con SFR come indicato nella barra dei colori. Le linee sono gli MZR più adatti in diversi cassonetti SFR. ´ sulla base di questi dati (Sanchez et al., 2013b; Hughes et al., 2013; de los Reyes et al., 2015; ´ Barrera-Ballesteros et al., 2017; Sanchez et al. , 2017)hanno messo in dubbio l'esistenza del relazione in questo campione e ipotizzato che la dipendenza da SFR osservata da molti autori su SDSS e altri dati è dovuto agli effetti dell'apertura. In questi lavori una metallicità viene calcolato per ciascuna regione HII rilevata, viene calcolato un gradiente radiale e il valore di metallicità al raggio effettivo è usata come metallicità rappresentativa della galassia. Salim et al. (2014) hanno riesaminato gli stessi dati trovando risultati opposti, ovvero la presenza su an anti-correlazione tra metallicità e sSFR, e Pilyugin et al. (2013) ha escluso l'importanza degli effetti di apertura. Come discusso in Cresci et al. (2018) e mostrato in Fig. 22, una chiara, monotona dipendenza della metallicità da SFR è effettivamente presente nel CALIFA e dati MaNGA al livello atteso. Più recentemente anche Belfiore et al. (2018, in preparazione) hanno rianalizzato i dati MaNGA, riscontrando una chiara dipendenza da SFR, anche da risolti scale, come discusso più ampiamente nella Sez.6. Nell'universo locale, è stato riscontrato che l'FMR vale anche per gli analoghi locali di Lyÿ (Lian et al., 2015) e galassie starburst selezionate da Herschel (Roseboom et al., 2012), con proprietà simili alle galassie SDSS. Questo è alquanto sorprendente come lo sono le condizioni in queste galassie dovrebbe essere abbastanza diverso dalle galassie più comuni che dominano gli oggetti nel SDSS. Al contrario, le regioni centrali delle galassie barrate osservate nell'SDSS non seguono l'FMR. I movimenti radiali del gas prodotto dalla barra creano una centrale temporanea aumento di SFR che non è legato ad una diminuzione della metallicità. La metallicità è in realtà si osserva un aumento, anche se l'importo di tale aumento, dell'ordine di 0,02-0,06 dex, è discusso e dipende dall'indicatore utilizzato e dall'elemento considerato (Ellison et al., 2011; Cacho et al., 2014). Questo aumento della metallicità si spiega con l'accrescimento di gas ricco di metalli verso le regioni centrali delle galassie (Martel et al., 2013, 2018). Come notato nella Sez. 5.1.7, le galassie interagenti mostrano metallicità inferiori e SFR più elevati, in termini qualitativi Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 61 Fig. 23 Differenza tra la metallicità prevista dall'FMR locale in Mannucci et al. (2010) e la metallicità effettivamente osservata in un certo numero di campioni di galassie in vari tempi di look-back (scala inferiore) o spostamenti verso il rosso (scala superiore). Questo diagramma mostra che non si osserva alcuna evoluzione fino a z ÿ 2,5. L'evoluzione dell'MZR può essere spiegata dalla selezione di galassie con SFR progressivamente più alto a spostamenti verso il rosso più elevati. Da Cresci et al. (2012). accordo con FMR (es. Ellison et al., 2013). Tuttavia tendono ad avere una grande dispersione della metallicità e alcuni offset dall'FMR verso abbondanze inferiori (Grønnow et al., 2015; Bustamante et al., 2018). Riassumendo, la metallicità della fase gassosa non solo è correlata con la massa ma anche anticorrelata con SFR, cioè più galassie che formano stelle mostrano metallicità inferiori. La forma effettiva di questa relazione dipende da come vengono selezionate le galassie e da come vengono misurate massa, SFR e metallicità. Questa relazione sembra non evolvere fino a z=2,5, come dettagliato nella prossima sezione. 5.2.1 Evoluzione redshift dell'FMR La questione dell'evoluzione della FMR, o della sua mancanza, con il redshift è stata oggetto di molto lavoro, sia osservazionale che teorico. La dipendenza della metallicità sia dalla massa che dall'SFR è stata misurata in molti campioni di galassie a vari spostamenti verso il rosso e i risultati sono stati confrontati con le previsioni basate sull'FMR locale in Mannucci et al. (2010). Molti lavori hanno trovato un buon accordo tra l'FMR locale e le metallicità osservate a z ÿ 1 (Yabe et al., 2012; Cresci et al., 2012; Stott et al., 2013; Henry et al., 2013a,b; Yabe et al., 2014; Maier et al., ` 2015a,b; Calabro et al., 2017) e atz ÿ 2 (Nakajima et al., 2012; Belli et al., 2013; Ouchi, 2014; Maier et Nakajima al. ., 2014;&Stott et al., 2014; Song et al., 2014; Yabe et al., 2015a; Salim et al., 2015; Kacprzak et al., 2016; Wuyts et al., 2016; Sanders et al. , 2018; Hirschauer et al., 2018), ovvero nessuna evoluzione redshift dell'FMR. Anche le galassie con lente hanno svolto un ruolo importante nello studio dell'evoluzione dell'FMR su un intervallo di spostamento verso il rosso più ampio e verso masse inferiori e SFR inferiore, trovando solitamente buone Machine Translated by Google 0.0 0.0 0.2 0,5 62 Maiolino R., Mannucci F. 0.4 1.0 log(sSFR/anno1) log(sSFR/anno1) 0,5 0.4 0.2 log(N2O2) log(O/ H) (N2O2) log(O/ H) (N2O2) 0.0 0.0 0.2 0,5 0.4 1,0 0,5 0,0 0,5 1,0 log(sSFR/anno1) 1,0 0,5 0,0 0,5 1,0 log(sSFR/anno1) Fig. 24 Dipendenza osservata della metallicità dall'sSFR a z = 2,3 da Sanders et al. (2018). Il grafico mostra la differenza di metallicità ÿlog(O/H) dall'MZR medio in funzione della differenza sSFR ÿsSFR dall'MSSF. La metallicità mostrata viene calcolata con l'indicatore di linea forte N2O2 e il documento originale analizza anche altri indicatori, trovando risultati simili. I punti blu sono singole galassie, i quadrati rossi mostrano le mediane in contenitori di ÿlog(sSFR), le stelle mostrano i risultati degli spettri impilati, codificati a colori dalla massa stellare. La linea continua mostra l'adattamento migliore alle mediane e la linea tratteggiata mostra la previsione ´ Si osserva una chiara dipendenza dei residui con sSFR. dalle simulazioni cosmologiche di Dave et(2017). al. accordo con l'FMR, almeno per il livello di metallicità medio (Richard et al., 2011; Christensen et al., 2012; Wuyts et al., 2012). Alcuni autori confermano l'anticorrelazione tra metallicità e SFR, ma con una debole dipendenza o con qualche evoluzione rispetto alla FMR locale (Niino, 2012; ´ , 2013; Grasshorn Gebhardt Perez-Montero et al. et al., 2016; Cullen et al., 2014; Zahid et al., 2014c; Salim et al., 2015; Wu et al., 2016). Altri lavori non hanno la sensibilità per indagare l'evoluzione della FMR (Divoy et al., 2014; de los Reyes et al., 2015). Diversi lavori sulle galassie ad alto spostamento verso il rosso (Wuyts et al., 2012; Steidel et al., 2014; Yabe et al., 2014; Sanders et al., 2015; Yabe et al., 2015a; Wuyts et al., 2014b; Onodera et al., 2015; Wuyts et al., 2016) non trovano una chiara dipendenza della metallicità dall'SFR all'interno dei loro dati. Va considerato che il confronto delle proprietà di metallicità di galassie lontane con l'FMR delle galassie locali (SDSS) deve tenere conto di due questioni separate. Il primo problema è se l'FMR locale sia in grado di prevedere la metallicità media di un campione di galassie con una data massa media e SFR medio, cioè se le galassie ad alto spostamento verso il rosso in media seguano l'FMR locale o meno. Il secondo problema è se all'interno del solo campione di galassie ad alto spostamento verso il rosso è possibile rilevare la dipendenza della metallicità dall'SFR come nell'universo locale. Quest'ultimo problema è considerevolmente più difficile da affrontare rispetto al primo perché richiede massa, SFR e metallicità accurati per ciascuna galassia, con incertezze finali inferiori alla dipendenza prevista della metallicità dall'SFR e un'ampia gamma dinamica di SFR. Le misurazioni dell'SFR ad alta z sono spesso piuttosto incerte a causa dell'effetto dell'estinzione della polvere. Allo stesso modo, è spesso difficile ottenere metallicità accurate Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 63 z alto. Inoltre, ad alta z è difficile ottenere un ampio intervallo dinamico in massa e SFR, specialmente a basse masse dove la dipendenza della metallicità dall'SFR è maggiore. Circa il primo numero, Cresci et al. (2018) ha mostrato che i documenti sopra citati che non trovano una dipendenza interna della metallicità con SFR stanno effettivamente confermando le previsioni della FMR in termini di metallicità media. Questo è un risultato notevole dato che l'FMR si basa solo su galassie locali. Per quanto riguarda la seconda questione, alcuni lavori riportano la rilevazione della dipendenza della metallicità da SFR anche all'interno dei soli dati di alto spostamento verso il rosso. Zahid et al. (2014c), Salim et al. (2015), Kacprzak et al. (2016) e Kashino et al. (2017) trovano metallicità inferiori nelle galassie con SFR più alto a z ÿ 2, sebbene con incertezze dovute al basso S/N, alla presenza di galassie senza rilevamenti nelle linee deboli e alla grande metallicità scatter. Infine, nel contesto dell'indagine MOSDEF, Sanders et al. (2018) hanno studiato l'evoluzione della FMR utilizzando un ampio campione (260 oggetti) di galassie che formano stelle a zÿ 2,3 utilizzando diversi rapporti di emissione. Contrariamente ai precedenti lavori dello stesso gruppo basati su set di dati più piccoli (Sanders et al., 2015), questo studio ha rilevato l'esplicita dipendenza della metallicità con SFR per una data massa stellare all'interno del campione di dati stesso senza la necessità di un confronto con campioni di spostamento verso il rosso inferiore, vedere Fig. 24. Il livello di arricchimento metallico delle galassie con una data massa stellare e SFR è simile a quello dell'universo locale, essendo solo ÿ 0,1 dex inferiore, coerente con il limite superiore di non evoluzione derivato da Cresci et al. (2018). Come accennato, a z > 2,5 vari lavori hanno riscontrato che le galassie deviano dall'FMR essendo più povere di metalli del previsto (Mannucci et al., 2010; Troncoso et al., 2014; Onodera et al., 2016), almeno in l'intervallo di spostamento verso il rosso 2,8 < z < 3,6 dove la diagnostica della metallicità ottica è ancora rilevabile nella banda K. La differenza osservata, sebbene ampia (ÿ0.6dex) dovrebbe essere presa con attenzione: solo poche galassie hanno metallicità affidabili misurate a questi spostamenti verso il rosso, queste galassie hanno spesso SFR molto elevati e potrebbero trovarsi in fasi speciali della loro evoluzione, la metallicità è solitamente misurata utilizzando un solo indicatore (spesso R23) e l'indicatore N2, che viene utilizzato più spesso a spostamento verso il rosso inferiore, non è più disponibile. Tuttavia è interessante notare che questo intervallo di spostamento verso il rosso z ÿ 3,5 in cui l'FMR sembra rompersi è lo stesso intervallo in cui le relazioni di ridimensionamento DLA sembrano cambiare comportamento (Møller et al., 2013) e in cui la densità cosmica di HI inizia ad evolversi rapidamente rispetto alla non evoluzione ai redshift più bassi (Prochaska & Wolfe, 2009). Come accennato, questa è l'epoca oltre la quale le galassie potrebbero non essere più in equilibrio, cioè, a z > 2,5 probabilmente la caduta di gas (pristino) sulla maggior parte delle galassie è troppo veloce per trasformarlo efficacemente in stelle, quindi la maggior parte delle il gas in accrescimento viene accumulato e si traduce in una maggiore diluizione dei metalli nella galassia ospite. Sarebbe interessante estendere questi studi a spostamenti verso il rosso ancora più elevati. L'uso della diagnostica ottica (telaio di riposo) deve attendere JWST. Tuttavia, le linee nebulari UV di CIII]1909, CIV1549 e OIII]1808, sebbene deboli, offrono uno strumento potenziale alternativo per tracciare la metallicità del gas fino a uno spostamento verso il rosso molto elevato. È interessante notare che i pochi rilevamenti attuali di queste linee ad alto spostamento verso il rosso indicano metallicità moderatamente basse (z ÿ 0,1) anche fino a z ÿ 7 (Stark et al., 2017), mentre a tale alto spostamento verso il rosso ci si aspetterebbe livelli inferiori di arricchimento del metallo, almeno per le galassie "normali". Tuttavia, si deve tenere conto del fatto che queste prime rilevazioni possono essere orientate verso metallicità più elevate. È interessante notare che le transizioni atomiche a struttura fine del lontano IR, come [CII]158µm e [OIII]88µm, spostate verso il rosso nelle bande millimetriche della trasmissione atmosferica, vengono sempre più utilizzate per tracciare l'arricchimento del metallo nelle galassie "normali" anche a z > 7 (Maiolino et al., 2015; Pentericci et al., 2016; Inoue et al., 2016; Carniani et al., 2017, 2018; Hashimoto Google sullaMachine massa stellareTranslated per il campione by KMOS3D. L'asse destro esprime l'abbondanza della galassia come 12 log OH + () come 04). I punti dati grigi sullo sfondo mostrano i nostri rilevamenti individuali e i limiti superiori; Gli AGN lo sono nds e cerchi blu corrispondono rispettivamente agli spettri impilati con e senza bersagli identificati da AGN. wn con una linea tratteggiata in ogni pannello. I quadrati arancioni corrispondono ai precedenti KMOS+SINFONI+LUCI rature includono il sondaggio FMOS a z ~ 1,6 (Zahid et al. 2014; tratteggiato marrone) e a z ~ 2,3 il campione da el et al. 2014, blu scuro tratteggiato) e il sondaggio MOSDEF (Sanders et al. 2015; verde scuro tratteggiato). I loro 64 Maiolino R., Mannucci F. etallicities derivate dall'indicatore N2 e dalla conversione lineare Pettini & Pagel (2004) . xies. A sinistra: evoluzione della metallicità determinata dal rapporto di abbondanza [N II]/Hÿ (esclusi gli AGN) all'interno Fig. 25 Evoluzione redshift dell'MZR ad una massa stellare M = 1010M da Wuyts et al. (2016). Il grigio simboli) e o et M *= 1010,6 Me (simboli aperti). Nel pannello di destra mostriamo KMOS3D nel contesto di altro le aree ombreggiate sono le previsioni di Lilly et al. (2013) modello con il tempo di esaurimento variabile di Genzel al. 2008; Enrico et al. 2013; Cullen et al. 2014; et al. da 2014; Zahid et Sanders et al. 2015; et al. (2015), calibrato suSteidel FMR locale Mannucci et al. al. 2014; (2010). calibrato allo stesso sistema di metallicità utilizzando Maiolino et al. (2008; vedi anche Onodera et al. 2016). Il grigio il modello di equilibrio di Lilly et al. (2013), adatta alla locale FMR di Mannucci et al. (2010), con un'evoluzione lo 0,15 . La larghezza della banda si estende su 0 < < Z y0 dove 0.1 + et Z0, è la metallicità del gas in (1 di ) 0,34 al., 2018c; Tamura et al., 2018) e fino a z ÿ 9 (Hashimoto et al., 2018c). Inentrata alcunie dei e mostra l'evoluzione della metallicità prevista quando viene adottata l'equazione completa per l'efficienza della formazione stellare galassie il rapporto molto alto [OIII]88µm–to–[CII]158µm è interpretato come indicazione di un basso Lilli et al. (2013). metallicità (z ÿ 0.1, Inoue et al., 2016), sebbene questa interpretazione sia soggetta a degenerazioni, in quanto lo stesso rapporto elevato può essere interpretato anche in termini di parametro di ionizzazione (Carniani et al., 2017). Molto interessante, per alcune di queste galassie la polvere termica , qualità dei dati, e et al., 2017; Katz ad alto spostamento verso il rosso a massa stellare fissa sono completamente spiegati dal viene anche SFR rilevato un continuum (Hashimoto et al., 2018a; Tamura et al., 2018) che implica è un vincolo complessivamente più elevato in queste epoche (ad es. Mannucci et un al. 2010; notevole quantità di polveri, e quindi di metalli, già presenti in epoche così antiche. Belli et al. 2013; Enrico et al. 2013; Stott et al. 2013). Tuttavia, Alcuni di questi autori deducono metallicità 'alte' come Zÿ0,2 a z ÿ 8, il che richiede un la maggior parte degli studi con z alto non riporta alcuna dipendenza dall'MZR n Tariffa processo di arricchimento veloce ed efficiente in questi primordiali a bassa massa (Mstar alcune volte 109 M). galassie. su SFR, o un offset dall'FMR locale (Steidel et al. 2014; Tronco et al. 2014; Wuyts et al. 2014; Zahid et al. 2014; ) ha segnalato per la prima volta un la maggior parteetdelle opere confermano sono coerenti conetl'esistenza del Grasshorn Gebhardt al. 2015; Sanders etoal. 2015). Salim al. specifico SFR (sSFR). Riassumendo, FMR ad alto spostamento il rosso e nonprove trova o un'evoluzione molto limitatadipendenza di questa relazione conSFR spostamento SFR come un secondo (2015)verso presentano di una (rumorosa) da e perverso il il rosso verso l'alto a z = 2,5. La situazione a un redshift ancora più alto non è chiara, ma ci sono diverse indicazioni esistenza di un FMR solo a masse stellari intermedie, dove nnucci et al. 2010; di evoluzione durante i primi ~2 Gyrs dopo il Big Bang. Questa stabilità dell'FMR è un stato afferma che tale dipendenza esiste anche localmente. importante osservazione che i modelli devono riprodurre, come discusso nella prossima sezione. I nostri dati non mostrano una tendenza significativa tra dedotto xy è l'abbondanza danze osservate metallicità e sSFR, indipendentemente dall'utilizzo di polvere 5.2.2 Origine della FMR 5 L'origine della dipendenza della metallicità non solo dalla massa ma anche dall'SFR è dibattuta. Ellison et al. (2008b) hanno proposto un'efficienza variabile della formazione stellare come spiegazione più probabile della dipendenza della metallicità dall'SFR e dalle dimensioni della galassia. Mannucci et al. (2010) Machine Translated by Google 65 Evoluzione chimica cosmica delle galassie 9.0 z=1 8.8 8.6 8.4 8.2 8.0 7.8 7,6 8,0 8,5 9,0 9,5 10,0 10,5 11,0 11,5 Log(M ¤ =M ¯ ) Fig. 26 Dipendenza della metallicità dalla massa e dall'sSFR prodotto a z=1 dalla simulazione IllustrisTNG di Torrey et al. (2018). Le linee nere continue e tratteggiate indicano rispettivamente l'MZR mediano e uno scatter sigma. I colori mostrano come i residui sull'MZR siano correlati con l'SFR. Questo modello produce una bassa ritenzione di gas nell'ISM nell'universo locale, dove circa l'85% dei metalli è al di fuori dell'ISM. ha proposto che l'interazione tra la caduta di gas povero di metalli e la formazione stellare possa svolgere un ruolo centrale nel plasmare l'FMR: da un lato, la caduta fornisce gas chimicamente povero, abbassando la metallicità; d'altra parte l'accrescimento di gas fornisce carburante aggiuntivo per la formazione stellare, migliorando così l'SFR. In quanto tale, l'FMR è un'altra prova dell'importanza e dell'ubiquità dell'accrescimento di gas freddo come motore dominante dell'evoluzione della galassia. Come presentato nella Sez. 5.1.7, lo stesso tipo di spiegazione era stata precedentemente proposta per spiegare le deviazioni dalla MZR di diverse classi di galassie, come i sistemi interagenti, ULIRG e Green Peas. La dipendenza inversa risolta spazialmente tra ´ SFR e metallicità osservata all'interno delle galassie, sia nell'universo locale (Sanchez al., 2013,Almeida 2014, et 2018; Belfiore et al., 2018) che ad alto redshift (Cresci et al., 2010) viene naturalmente interpretato anche come effetto della caduta di gas chimicamente poveri, come discusso nella Sez. 6. In maniera più coerente e quantitativa, la FMR è prevista o spiegata dai modelli di gas-equilibrio descritti nella Sez. 5.1.3. Ciò è in accordo con le osservazioni secondo cui le galassie locali che dovrebbero essere lontane dall'equilibrio, come le coppie interagenti e le galassie barrate, mostrano un disaccordo quantitativo con l'FMR. Alcuni modelli (ad es. Lilly et al., 2013) non prevedono alcuna evoluzione dell'FMR perché l'equilibrio si basa su processi fisici di base che possono rimanere ´ stabili con il tempo cosmico, mentre altri (ad es. Dave et al. 2011) prevedono una lieve evoluzione , con redshift a causa del progressivo arricchimento della CGM. I risultati osservazionali non sono sufficientemente precisi per distinguere tra questi due scenari in modo robusto (Sanders et al., 2018; Cresci et al., 2018). La caduta di gas, con una dipendenza superlineare di SFR dalla massa in caduta, è la spiegazione proposta da Brisbin & Harwit (2012). Nel contesto dei modelli di equilibrio, Wuyts et al. (2016) hanno modificato il modello di Lilly et al. (2013) introducendo il tempo di esaurimento del gas in evoluzione ottenuto da Genzel et al. (2015), ottenendo un buon adattamento all'evoluzione dell'MZR a partire dall'FMR locale, si veda la Fig. 25. La modesta evoluzione di ÿ 0,1 dex dell'FMR trovata da Sanders et al. (2018) a z ÿ 2,3 può essere interpretato come un aumento limitato ma sistematico del carico di massa Machine Translated by Google 66 Maiolino R., Mannucci F. fattori del gas in uscita per una data massa stellare, o con la diminuzione con il redshift dell'abbondanza ´ media di metallo del gas in ingresso (Dave et al., 2011). Lagos et al. (2016a), De Rossi et al. (2017) e De Rossi et al. (2018) trovano un'ottima corrispondenza tra le osservazioni dell'FMR e i loro codici idrodinamici fino a un elevato spostamento verso il rosso e propongono la frazione di gas come parametro meglio correlato alla metallicità (vedere la sezione successiva). I parametri critici per riprodurre le osservazioni sono le proprietà del feedback stellare e AGN e la dipendenza della formazione stellare dalla metallicità. Nella simulazione IllustrisTNG Torrey et al. (2018) trovano l'FMR fino a un redshift alto (vedi Fig. 26) e ne attribuiscono l'origine alle scale temporali simili dell'evoluzione di SFR e metallicità. Ciò apre l'interessante possibilità di utilizzare la dispersione osservata attraverso l'FMR per testare l'esistenza di variazioni delle proprietà delle galassie ad alto spostamento verso il rosso su scale temporali più brevi dei tempi evolutivi cosmici. Anche le differenze tra i vari elementi chimici possono avere un ruolo nel definire e spiegare la forma dell'FMR. Recentemente, Matthee & Schaye (2018) hanno calcolato la dipendenza dell'abbondanza di vari elementi dalla massa e dall'SFR nei risultati della simulazione EAGLE. Hanno trovato un FMR per l'abbondanza di ogni elemento e anche una relazione 3D tra massa, SFR e ÿ/Fe. Hanno trovato un FMR per l'abbondanza di ogni elemento, con una dispersione più piccola per gli elementi ÿ, e trovano anche una relazione 3D tra massa, SFR e [O/Fe]. ´ È interessante notare che Perez-Montero et al. (2013) e Kashino et al. (2016) hanno mostrato che la dipendenza della metallicità dalla massa osservata nelle galassie SDSS quando si utilizza R23 o N2, come in Mannucci et al. (2010), non è presente quando si utilizzano gli indicatori N2S2 o N2S2Hÿ (Dopita et al., 2016). Telford et al. (2016) hanno effettuato un'analisi critica di questi studi, rilevando che, al contrario, l'FMR è presente anche nell'indicatore N2S2, sebbene con una dipendenza più debole dall'SFR. Se confermato, questo effetto sarebbe in accordo con la spiegazione dell'FMR come dovuto alla caduta di gas povero di metalli: N2S2 si basa sul rapporto tra due linee metalliche, quindi non è sensibile alla diluizione dovuta al gas privo di metalli in quanto entrambi le abbondanze scendono simultaneamente. Al contrario, N2 e R23 si basano sui rapporti tra metallo, linee eccitate per collisione e linea di ricombinazione H, quindi sensibile alla diluizione. 5.2.3 La relazione tra metallicità e contenuto di gas Secondo le spiegazioni dell'FMR fornite dai modelli di equilibrio del gas, il legame tra metallicità e SFR è in realtà dovuto a due relazioni: l'aumento di SFR con contenuto di gas (o, equivalentemente, frazione di gas, fgas), e la diminuzione di metallicità con contenuto di gas (o fgas) per diluizione. Se questo è vero, ci si aspetta una dipendenza diretta della metallicità dal contenuto di gas (o fgas) , e diversi modelli ottengono questa relazione come la più fondamentale (Lagos et al., 2016b; Segers et al., 2016; De Rossi et al. , 2017). Pepe et al. (2008) e Peeples et al. (2009) hanno mostrato che una tale correlazione è presente nell'universo locale, nel senso che anche le galassie SDSS con basse frazioni di gas hanno liceità metalliche al di sopra dell'MZR. Nel formalismo della FMR, Bothwell et al. (2013), Hughes et al. ´ (2013), Lara-Lopez et al. (2013), Jimmy et al. (2015) e Brown et al. (2018) hanno mostrato che le metallicità sono anticorrelate con la massa del gas atomico e che questa correlazione è più stretta rispetto a SFR. È interessante notare che la dipendenza della metallicità dalla frazione di gas HI persiste ad alta massa stellare, dove la metallicità non dipende più dall'SFR (vedi Fig. 27 Bothwell et al., 2013). Bothwell et al. (2016a) e Bothwell et al. (2016b) hanno mostrato che una correlazione ancora più stretta può essere presente con l'idrogeno molecolare, più direttamente correlato all'attività di SF, Machine Translated by Google 67 Evoluzione chimica cosmica delle galassie 9.0 8.8 8.6 8.4 Registra massa stellare 8.50 8.87 9.23 9.60 9.97 10.33 10.70 8.2 8.5 9.0 9.5 10.0 log HI 10.5 massa [MO •] Fig. 27 Dipendenza osservata della metallicità in fase gassosa dalla massa del gas atomico (HI), in contenitori di massa stellare, per le galassie SDSS, da Bothwell et al. (2013) sebbene le statistiche per il gas molecolare nelle galassie (per le quali sono disponibili informazioni sulla metallicità) siano ancora scarse, quindi il risultato deve essere confermato con un campione più ampio di galassie aventi misure sia per la metallicità del gas che per il contenuto di gas molecolare. 5.3 Dipendenza della metallicità dall'ambiente L'MZR in fase gassosa mostra anche una certa dipendenza dall'ambiente. Nell'universo locale si osserva che le metallicità della fase gassosa sono debolmente correlate con l'ambiente, con valori più elevati in ambienti più densi (Shields et al., 1991; Skillman et al., 1996; Mouhcine et al., 2007; Cooper et al., 2008; Ellison et al., 2009; Petropoulou et al., 2011, 2012; Kulas et al., 2013; Hughes et al., 2013; Pilyugin et al., 2017; Wu et al., 2017). Tuttavia, l'ambiente gli effetti si vedono chiaramente solo se si considerano separatamente le galassie satelliti e centrali. In effetti, le galassie centrali non mostrano una correlazione significativa con la densità ambientale, mentre le galassie satelliti mostrano, a una data massa stellare, una significativa dipendenza dalla metallicità sull'ambiente, cioè le galassie satelliti in ambienti più densi sono caratterizzate da maggiore metallicities (Pasquali et al., 2012; Peng & Maiolino, 2014a; Peng et al., 2015; Trussler et al., 2018; Maier et al., 2018). Negli ammassi di galassie sembra la metallicità delle galassie satelliti correlare anche con lo stadio di accrescimento delle galassie nell'ammasso (Maier et al., 2016). Queste tendenze sono state interpretate come una combinazione di "strangolamento" (ie alle galassie satelliti viene impedito di accumulare gas freddo e quasi incontaminato mentre si tuffano nell'alone caldo di ambienti massicci, vedi Sez. 5.1.1), stripping della pressione del pistone, metallicità più elevate nel gas in caduta e pressione esterna che riduce la quantità di metalli persa a causa del CGM gas re-accretion (Pasquali et al., 2010; Peng & Maiolino, 2014a; Peng et al., 2015; Spitoni, Machine Translated by Google 68 Maiolino R., Mannucci F. 5 10 2 8 1 6 ¯ = Z 0:5 ? = kpc R g DA 4 0:2 0:1 1e9 1e10 1e11 M?=M¯ Fig. 28 Dipendenza prevista della metallicità della fase gassosa dalla massa stellare per galassie di dimensioni ´ diverse dalle simulazioni cosmologiche EAGLE, da Sanchez Almeida & Dalla Vecchia (2018). 2015; Segers et al., 2016; Pilyugin et al., 2017; Trussler et al., 2018). La correlazione è probabilmente mediata anche dalla frazione gassosa, che è maggiore nelle galassie in ambienti a bassa densità (Wu et al., 2017). Sulla base dei risultati della simulazione Illustris, Genel (2016) attribuisce la differenza di metallicità in parte alla diversa storia di fantascienza, in parte alle dimensioni più piccole dei dischi che formano, distorcendo la formazione stellare verso le parti interne più ricche di metalli. Al contrario, Bahe ´ et al. (2017) vedonodelle l'effetto nellapovere simulazione EAGLE lo stripping del gas e la soppressione cadute di metalli comeeleidentificano principali cause dell'effetto. Ad alto redshift la situazione è ancora più incerta, con risultati contrastanti e, in generale, scarse prove dell'esistenza di una eventuale dipendenza ambientale (Magrini et al., 2012; Kulas et al., 2013; Williams et al., 2014; Shimakawa et al., 2015a; Kacprzak et al., 2015; Valentino et al., 2015). Tuttavia, le statistiche in questi studi ad alto z sono ancora scarse, mentre è noto che sono necessarie statistiche di grandi dimensioni per identificare il ruolo dell'ambiente e districarlo dagli effetti della segregazione di massa. Riassumendo, la metallicità della galassia (e le relazioni di scala della metallicità) non dipende in modo significativo dall'ambiente per le galassie centrali, mentre le galassie satelliti tendono ad avere metallicità più elevate in ambienti più densi. Quest'ultimo fenomeno è probabilmente associato allo “strangolamento/fame” delle galassie mentre si tuffano nell'alone caldo di ambienti massicci, ma anche altri fenomeni possono svolgere un ruolo. 5.4 Dipendenza della metallicità da altre proprietà fisiche Oltre all'SFR e alla frazione gassosa, sono state proposte altre dipendenze per ridurre ulteriormente la dispersione dell'MZR o spiegare l'evoluzione della metallicità rispetto all'FMR a z > 2,5. Hoop et al. (2007) e Ellison et al. (2008b) hanno riscontrato una dipendenza della metallicità del gas dalle dimensioni, secondo la quale, a massa fissa, le galassie più compatte sono più ricche di metalli. Il Machine Translated by Google 69 Evoluzione chimica cosmica delle galassie la differenza effettiva tra le galassie più compatte e quelle più diffuse dipende dalla massa ed è di circa 0,05– 0,2dex. Questa relazione è stata successivamente analizzata da Brisbin & Harwit (2012). Wu et al. (2015) e Hashimoto et al. (2018b) hanno riscontrato una dipendenza simile della metallicità dalle quantità legate alle dimensioni, ovvero, rispettivamente, la luminosità della superficie della galassia e la densità della superficie stellare. (vedi anche par. 6). Yabe et al. (2012) hanno trovato una relazione simile a z ÿ 1,4 anche se con una grande dispersione. ´ Sanchez Almeida & Dalla Vecchia (2018) hanno studiato l'origine di questo effetto utilizzando le simulazioni cosmologiche EAGLE (vedi Sez. 4). La relazione tra massa, metallicità e dimensione è presente nei risultati della simulazione (vedi Fig. 28), insieme all'FMR. Hanno scoperto che le galassie il cui ultimo episodio importante di accrescimento di gas è avvenuto in precedenza ora sono sia più piccole che più ricche di metalli. Inoltre (Ellison et al., 2008b), Brisbin & Harwit (2012) e Wu et al. (2015) mettono in relazione la differenza di metallicità con le diverse conseguenze dell'accrescimento di gas in galassie di diverse dimensioni. La dipendenza sia dalla massa che dal raggio è stata ulteriormente discussa da D'Eugenio et al. (2018) studiando la relazione della metallicità con il potenziale gravitazionale medio (ÿ ÿ Mÿ/Re) e densità di massa superficiale media (ÿ ÿ Mÿ/R di 2 ). e Hanno trovato una relazione più diretta metallicità con ÿ, in accordo con il modello di equilibrio e, in particolare, con la dipendenza attesa della metallicità dalla velocità di fuga, dando un ruolo centrale alle perdite di metallo a causa dei venti galattici La dipendenza dall'apertura di osservazione è discussa nella Sez. 6.4. Come discusso nella Sez. 3.5.4, il parametro di ionizzazione q è una grandezza importante per comprendere gli spettri nebulari delle galassie. Questo parametro mostra una certa correlazione con massa stellare e SFR (es. Dopita et al., 2006; Brinchmann et al., 2008; Nagao et al., 2006c). La sua influenza è spesso studiata ponendo le galassie in un piano definito da R23, principalmente sensibile alla metallicità (ma con dipendenza secondaria da q), e O32, sensibile a q (ma con una dipendenza secondaria dalla metallicità (es. Kewley & Dopita, 2002 ; Nakajima et al., 2013; Shapley et al., 2015, per le definizioni si veda la Sez. 3.5 . Sulla base di un campione di galassie locali e ad alto z, Nakajima & Ouchi (2014) hanno analizzato la relazione tra i residui della MZR ei parametri di ionizzazione misurati da O32 e da modelli di fotoionizzazione. Sulla base di una correlazione tra q ei principali parametri integrati delle galassie, cioè massa, SFR e metallicità, hanno esteso la FMR in una relazione quadridimensionale che include q, la “Relazione di Ionizzazione Fondamentale” (FIR). Questa relazione è in grado di tenere conto delle metallicità inferiori a z > 2,5. 6 Gradienti di metallicita nelle galassie 6.1 Proprietà complessive dei gradienti di metallicità nei dischi di galassie Fin dai primi lavori seminali di Aller (1942), Searle (1971) e Pagel & Edmunds (1981), l'indagine sui gradienti di metallicità nei dischi galattici è stata oggetto di un interesse sempre crescente, soprattutto negli ultimi anni grazie agli sviluppi di nuove strutture e indagini approfondite che hanno consentito la misurazione dettagliata dei gradienti utilizzando più traccianti e anche su grandi campioni di galassie. Nell'Universo locale la scoperta generale è che, almeno all'interno del raggio ottico, nella maggior parte delle galassie a spirale la metallicità diminuisce esponenzialmente con il raggio galattocentrico. Di conseguenza, il gradiente della metallicità nella sua forma logaritmica (es. 12+log(O/H)) è lineare con raggio, e può essere espresso in unità di dex kpcÿ1 . Nel caso della Via Lattea, i gradienti di metallicità tipicamente radiali variano tra ÿ0,06 e ÿ0,01 dex kpcÿ1 , a seconda del tracciante di metallicità adottato, come discusso di seguito. Machine Translated by Google 70 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 29 Gradiente di metallicità del MW basato su misurazioni delle Cefeidi (Luck et al., 2011). In effetti, diversi traccianti di metallicità sono stati utilizzati per indagare i gradienti di metallicità, fornendo diversi tipi di informazioni, soprattutto perché tracciano l'arricchimento in tempi cosmici diversi, quindi il loro confronto può fornire preziose informazioni sull'evoluzione dei gradienti nel tempo. Le regioni HII sono utilizzate per tracciare l'attuale metallicità della componente gassosa dei dischi galattici. Il metodo preferito è ovviamente attraverso il metodo “diretto”-Te (vedi Sez. 3.1), che però, per la debolezza delle linee aurorali, può essere adeguatamente mappato solo nel MW (Deharveng et al., 2000; Esteban et al., 2005; Rudolph et al., 2006; Balser et al., 2011) e in alcune galassie vicine (es. Bresolin, 2007a; Bresolin et al., 2009b, 2012; Werk et al., 2011; Berg et al. al., 2012, 2013, 2015b). Il metodo della linea forte è stato esteso per sondare campioni di galassie molto più grandi, come discusso più avanti, ma con le incertezze associate a quest'ultimo metodo, come discusso nella Sez. 3.5. Le stelle massicce sono anche un metodo alternativo e accurato per sondare la metallicità del gas da cui si sono recentemente formate queste stelle. Anche in questo caso, la difficoltà di ottenere gli spettri di alta qualità e (alta risoluzione) richiesti per misurare le abbondanze ha limitato questo metodo alla MW ea poche altre galassie vicine (es. Daflon & Cunha, 2004; Bresolin, 2007b; Davies et al., 2015), si veda la discussione nella Sez. 3.4. Le cefeidi sono state anche ampiamente utilizzate come strumento per studiare l'attuale gradiente di metallicità, soprattutto nel MW, poiché nel loro caso, oltre ad essere molto luminose, la distanza è determinata con elevata precisione (Luck et al., 2011, 2006; Andrievsky et al., 2004). Di conseguenza, forniscono probabilmente le misurazioni del gradiente di metallicità più accurate nella Via Lattea (Fig. 29). Il gradiente radiale MW di [Fe/H] ottenuto da Luck et al. (2011) con questo metodo è d[Fe/H]/dRG = ÿ0,062 ± 0,002 dex kpcÿ1 . di [O/H] ha quasi la Il gradiente stessa pendenza entro le incertezze: d[O/H]/dRG = ÿ0,056 ± 0,003 dex kpcÿ1 . Gli ammassi aperti sono stati invece utilizzati per sondare la metallicità del gas quando si sono formati, sondando tipicamente età di pochi Gyr (Friel, 1995; Chen et al., 2003; Sestito et ´ al., 2006; Magrini et al., 2009; Lepine et al. , 2011). Utilizzando l'ampia indagine ESO-Gaia, Magrini et al. (2017) ha fornito la mappatura più ampia della metallicità di open Machine Translated by Google 71 Evoluzione chimica cosmica delle galassie M81 NGC300 MW M33 Fig. 30 Evoluzione del gradiente di metallicità nella MW e in alcune galassie addizionali in funzione del tempo di lookback, sulla base di diversi traccianti di metallicità che sondano la fase gassosa in epoche diverse (Stanghellini et al., 2014). Questo diagramma mostra che i gradienti diventano più ripidi, più negativi, con il passare del tempo. ammassi (e stelle di campo) nel MW, differenziando anche tra ammassi più giovani e più vecchi di 2 Gyr. Le nebulose planetarie sondano invece l'arricchimento del gas fino al momento in cui si formarono i loro progenitori, su scale temporali che vanno da circa 3-4 Gyr a epoche potenzialmente più antiche (~ 13 Gyr), e sono state ampiamente utilizzate per studiare i gradienti nelle galassie vicine e nel MW (es. Maciel & Quireza, 1999; Maciel et al., 2003; Henry et al., 2010; Stanghellini & Haywood, 2010; Stanghellini et al., 2014), in alcune opere si differenziano anche tra le età delle nebulose planetarie (Stanghellini & Haywood, 2018). In linea di principio, i diversi traccianti discussi sopra ci consentono di determinare l'evoluzione del gradiente chimico nelle galassie in funzione del tempo di lookback. Il risultato generale è che la diagnostica che traccia l'arricchimento dei metalli su scale temporali più lunghe tende a fornire gradienti più piatti di quelli dedotti dalle regioni HII, suggerendo che i gradienti di metallicità sono diventati più ripidi (più negativi) nel tempo (Magrini et al., 2016). Ciò è mostrato in Fig. 30, da Stanghellini et al. (2014), dove viene mostrata l'evoluzione dei gradienti di metallicità in funzione del tempo di lookback, per alcune galassie per le quali è possibile estrarre questa informazione. Ciò è in qualche modo in contrasto con le semplici aspettative di formazione di galassie insideout (dedotte da altri traccianti), in cui ci si aspetta che le regioni interne inizino a formarsi in tempi precedenti, avendo quindi più tempi per produrre metalli, rispetto alle regioni galattiche esterne ( ad ´ esempio, Dave et al. , 2011; Gibson et al., 2013; Prantzos & Boissier, 2000; Pilkington et al., 2012). Questo irripidimento richiede una forte ridistribuzione dei metalli nella prima formazione della galassia, come potenti effetti di feedback, flussi radiali prominenti (ad esempio indotti Machine Translated by Google 72 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 31 Profilo medio di metallicità gassosa in contenitori di massa stellare per circa 2.800 galassie dal MaNGA indagine (Belfiore et al., 2017a). Le metallicità sono derivate da O3N2 utilizzando le calibrazioni in Pettini & Pagel (2004). da instabilità gravitazionali o interazioni di galassie) o accrescimento/diluizione stocastica precoce (ad es. da un accrescimento intensivo e da eventi minori di fusione nell'universo primordiale) (Dekel et al., 2013; Dekel e Mandelker, 2014; Tissera et al., 2018; Grisoni et al., 2018). Tuttavia, si dovrebbe anche essere consapevoli del fatto che i traccianti sondano i gradienti di metallicità attraverso lunghi tempi di ricerca, come PNe o cluster aperti precedenti, sono potenzialmente interessati da l'effetto della migrazione stellare radiale. In effetti, le stelle potrebbero potenzialmente migrare in modo significativo da il loro luogo di nascita originale, dilavando un gradiente originariamente ripido, come conseguenza della stellare barre, interazioni galattiche o altri processi secolari. In questo scenario i gradienti più piatti osservato in tempi cosmici successivi sarebbe semplicemente una conseguenza della scala temporale più lunga durante quale migrazione stellare ha mescolato le popolazioni stellari più antiche. Eppure, come discusso in seguito, altri risultati sembrano supportare in modo indipendente lo scenario in cui si trovano i gradienti di metallicità diventare più ripido con il tempo. Inoltre, alcuni modelli dettagliati dell'importanza di stellare la migrazione attraverso la vita delle galassie ha indicato che questo effetto è minore e improbabile di influenzare sostanzialmente la pendenza del gradiente di metallicità nelle galassie (Spitoni et al., 2015). 6.2 Proprietà statistiche dei gradienti di metallicità dei dischi galattici L'avvento delle indagini spettroscopiche a campo integrale di grandi dimensioni ha reso possibile studiare i gradienti di gate in modo più sistematico per ampi campioni di galassie, sfruttando in particolare HII regioni, le cui linee nebulari sono più facili da rilevare e mappare nelle galassie. Utilizzando i dati spettroscopici risolti spazialmente da un campione di 306 dischi di formazione stellare dell'indagine CALIFA, ´ ´ Sanchez et al. (2014) hanno riscontrato un'ampia diffusione dei gradienti di metallicità. Tuttavia, sia Sanchez et al. (2014) e Ho et al. (2015) hanno evidenziato che lo spread è notevolmente ridotto, e i gradienti di metallicità diventano comparabili, se i raggi sono normalizzati al raggio effettivo della galassia (Re), suggerendo che l'evoluzione chimica di galassie con masse diverse è governato dagli stessi processi di arricchimento che avvengono su scala locale. ´ Ho et al. (2015) e Sanchez-Menguiano et al. (2016) non hanno trovato prove che il gradiente di metallicità (normalizzato a R25) dipenda dalla massa della galassia, sulla base dei dati di formazione stellare Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 12 + log(O/H) 8.9 9,0 8.8 73 9.1 3 2 1 0 -1 -2 -3 4 2 0 -2 -4 Offset AR [armin] Fig. 32 A sinistra: distribuzione della metallicità delle regioni HII nella galassia NGC2997 da Ho et al. (2018).. In alto a destra: distribuzione della metallicità per la stessa galassia in proiezione polare. In basso a destra: differenza di metallicità con il gradiente radiale medio. Sono indicate le posizioni dei bracci a spirale. galassie dalle indagini sul campo integrale SAMI e CALIFA, tuttavia, le dimensioni e/o l'intervallo di massa di questi campioni potrebbero non essere sufficienti per identificare tendenze chiare con la massa. Infatti, utilizzando il secondo rilascio di dati MaNGA-SDSS4, che comprende dati spettroscopici di campo integrale per circa 2.800 galassie che coprono due ordini di grandezza nella massa stellare, Belfiore et al. (2017a) hanno poi rivelato che i gradienti di metallicità delle galassie di formazione stellare (normalizzate a Re) dipendono in realtà fortemente dalla massa stellare della galassia. Infatti, come illustrato in Fig. 31, il gradiente di metallicità è quasi piatto per le galassie di piccola massa (Mstar ÿ 109 M) e diventa progressivamente più ripido (più negativo) per le galassie più massicce. Se si considera che la sequenza in massa riflette in qualche modo una sequenza evolutiva, la relazione massa-gradiente è almeno qualitativamente in accordo con l'indicazione che il gradiente di metallicità era meno profondo in epoche precedenti, come dedotto dai diversi traccianti delle singole galassie. Un irripidimento del gradiente di metallicità con massa stellare è stato successivamente confermato da Poetrodjojo et al. (2018) utilizzando i dati del SAMI Survey (Bryant et al., 2015). La dipendenza sembra più debole di quella osservata da Belfiore et al. (2017b), ma anche il campione di galassie è molto più piccolo. Va notato che questi risultati sui gradienti di metallicità di grandi campioni di galassie, basati sulle ampie indagini MaNGA, CALIFA e SAMI, adottano i metodi delle linee forti per misurare la metallicità, con tutte le avvertenze discusse nella Sez. 3.4. Tuttavia, l'offset assoluto della scala di calibrazione che potenzialmente affligge il metodo della linea forte è in parte mitigato nel caso dei gradienti di metallicità poiché questi implicano misurazioni differenziali. È anche importante ricordare che tutti questi studi limitano la misura del gradiente di metallicità alle regioni galattiche che mostrano evidenza di formazione stellare; estesi rigonfiamenti o regioni interbraccio con emissione simile a LIER o con emissione nebulare troppo debole per essere sondata sono escluse dalla determinazione dei gradienti di metallicità, che possono comportare una potenziale distorsione o potrebbero mancare alcune informazioni chiave associate all'evoluzione del metallo in queste specifiche regioni. L'appiattimento del gradiente di metallicità nella regione centrale delle galassie a spirale più massicce (Fig. 31, vedi anche Zinchenko et al. 2016) è probabilmente una conseguenza della saturazione della metallicità, e che si avvicina alla resa, nelle regioni centrali più ricche di metalli . Tuttavia, è anche possibile che, nonostante il tentativo di confinare la misura del gradiente di metallicità Machine Translated by Google 74 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 33 Rappresentazione schematica dei gradienti di abbondanza per un campione di galassie locali, da citazione Bresolin12. I punti sono mostrati a R = 0,4R25 per ciascuna galassia per rappresentare le abbondanze caratteristiche di i loro dischi interni. alle regioni di formazione stellare, una certa contaminazione dall'emissione centrale simile a LIER in massiccia le galassie possono influenzare la diagnostica della linea forte. Sono stati fatti alcuni tentativi per esplorare le variazioni azimutali della metallicità (cioè, a distanza galattocentrica fissa) nei dischi galattici, entrambi utilizzando il metodo Te diretto (Li et al., 2013; Berg et al., 2015b) e il metodo della linea forte (Zinchenko et al., 2016; Sanchez-´ Menguiano et al., 2017b; Ho et al., 2017, 2018). In genere, le variazioni azimutali, se qualsiasi cosa, risultano essere piccoli (meno di 0,1 dex), ma significativi in un numero crescente di sistemi, come mostrato ad esempio in Fig. 32 (Ho et al., 2018). Ci sono anche affermazioni che, in particolare, la metallicità varia tra le regioni di braccio e interbraccio in alcune galassie (Ho et al., 2017, 2018), che potrebbe rivelare un rapido arricchimento da parte della formazione stellare potenziata lungo i bracci a spirale. Tuttavia, queste proprietà non sembrano essere comuni alla maggior parte delle galassie ´ (Sanchez-Menguiano et al., 2017b). Inoltre, si dovrebbe tenere conto che il i gradienti di metallicità azimutale, così come le variazioni braccio/interbraccio, sono stati finora valutata principalmente attraverso la diagnostica della linea forte e, nonostante gli sforzi per tenere conto del parametro di ionizzazione, le piccole variazioni osservate possono ancora essere influenzate da cambiamenti nella le condizioni fisiche dell'ISM e le condizioni di eccitazione tra le regioni braccio e inter-braccio. Gli studi sulle variazioni azimutali basate su misurazioni dirette (Te) sono meno conclusivi nello stabilire se ci sono significativi gradienti di metallicità azimutale nelle galassie locali, sebbene le statistiche delle regioni HII siano certamente scarse in questo caso. Sicuramente più studi sono necessari sia per espandere i campioni di galassie con risoluzione angolare sufficientemente alta risolvere strutture azimutali e abbastanza sensibili da rilevare le linee aurorali in più galattiche regioni HII. In sintesi, lo studio dei gradienti di metallicità radiale è un'informazione importante sullo stato attuale delle galassie e sul processo che ne domina la formazione. Come diverse popolazioni del MW (regioni HII, giovani stelle massicce, ammassi aperti, PNe, ecc.) rivelano le abbondanze chimiche a diverse età e stadi delle galassie, l'evoluzione del gradiente di abbondanza chimica nel tempo può essere studiata tramite l'archeologia stellare. UN Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 75 viene rilevato un irripidimento del gradiente con il tempo verso valori più negativi, e questo è vero spiegato dalla presenza di ridistribuzione radiale dei metalli. 6.3 Periferia dei dischi galattici Mentre la pendenza dei gradienti radiali è stata generalmente rilevata all'interno del raggio ottico, osservazioni ad alta sensibilità hanno permesso di esplorare i gradienti radiali nel dischi esterni. Le osservazioni hanno mostrato che a grandi raggi galattocentrici (tipicamente a R > 2Re), i gradienti di metallicità tendono a diventare molto piatti e ad assestarsi su un valore relativamente alto, in genere . confermato sia attraverso il metodo diretto applicato a singoli dischi galattici (Bresolin et circa 0,3–0,5 ZCiò è stato al., 2009a; Goddard et al., 2011; Bresolin et al., 2012; ´ Sanchez-Menguiano et al. , 2017a), come illustrato in Fig. 33, e attraverso l'impilamento di ´ grande campione di galassie (Sanchez et al. , 2014). È stato suggerito che il pendio pianeggiante di il gradiente di metallicità a grandi raggi può essere associato alla bassa efficienza e alla formazione stellare discontinua tipica dei dischi esterni, simile a quanto osservato nel galattico di piccola massa dischi. Tuttavia, la scoperta davvero sconcertante è il livello relativamente alto di arricchimento in questi regioni esterne, dove la formazione di stelle è stata molto bassa e di certo non sufficiente portare il contenuto di metalli ai valori osservati. L'unica spiegazione realistica è quella queste regioni esterne hanno accumulato materiale pre-arricchito, sia come conseguenza del raffreddamento dall'alone, stripping del gas dal centro a causa delle interazioni della galassia, fusione minore con satelliti arricchiti, fontane galattiche o grandi deflussi dalle regioni centrali (ricche di metalli). (Bresolin et al., 2012; Sanchez et al., 2013a; Belfiore et al., 2016a). È anche importante ricordare che ci sono alcune notevoli eccezioni a queste tendenze. Moran et al. (2012) hanno trovato casi di galassie a spirale il cui gradiente di metallicità scende significativamente a R > R90 (il raggio che racchiude il 90% della luce in banda r) e hanno scoprire che questa caratteristica è collegata alla quantità di contenuto di gas atomico HI. Questo può indicare che le galassie con un calo di metallicità prominente nella loro periferia si sono recentemente accresciute gas incontaminato/a bassa metallicità dal mezzo intergalattico che, per la conservazione della quantità di moto, si deposita prevalentemente nelle regioni esterne. 6.4 Relazioni di ridimensionamento risolte nello spazio In questo contesto c'è stato recentemente un ampio sforzo nel tentativo di discostarsi dagli studi del gradiente di metallicità con il classico approccio assimmmetrico radiale (o azimutale), e studiare la variazione delle metallicità su scala locale concentrandosi sulla potenziale correlazione con le altre proprietà galattiche locali, come la densità della superficie stellare e il tasso di formazione stellare densità superficiale. Questo approccio equivale a verificare se si applicano le relazioni di ridimensionamento localmente. ´ In particolare, utilizzando i dati CALIFA e MANGA, Gonzalez Delgado et al. (2014) e Barrera-Ballesteros et al. (2016) hanno studiato la dipendenza risolta spazialmente del metallicità dei gas sulle proprietà locali delle galassie. Entrambi trovano una chiara correlazione tra metallicità e densità superficiale della massa stellare ÿÿ. Barrera-Ballesteros et al. (2016) indagare anche la possibile dipendenza della metallicità dalla densità superficiale locale del tasso di formazione stellare, ÿSFR, ma hanno affermato che una relazione Z-ÿSFR non è significativa, sebbene (a ÿÿ fisso) la loro il bin ÿSFR più alto mostra un chiaro calo della metallicità. Più recentemente Belfiore et al. (in prep.) hanno ulteriormente studiato in dettaglio le relazioni di ridimensionamento della metallicità risolte spazialmente utilizzando le ultime versioni di MaNGA; la loro analisi ha confermato la relazione di scala Z-ÿÿ e Machine Translated by Google 76 Maiolino R., Mannucci F. 9.0 8.8 8.6 Residui, ÿ ÿ 0,09 dex 35000 30000 8.4 25000 20000 15000 10000 5000 8.2 0 -0,4 -0,2 0,0 0,2 0,4 ÿ log(O/H) -1,4 -1,0 -0,6 -0,2 log(µ) Fig. 34 A sinistra: metallicità del gas in funzione della densità superficiale della massa stellare, mediata sull'intero campione MaNGA (stelle nere) e mediata in contenitori di densità superficiale del tasso di formazione stellare (linee colorate), da Barrera Ballesteros et al. (2018) Centro: metallicità del gas in funzione della densità superficiale del tasso di formazione stellare, mediata in intervalli di densità superficiale della massa stellare. Per gentile concessione di Belfiore et al. (in preparazione). A destra: metallicità del gas in funzione della frazione di gas locale µ, come desunto dal decremento di Balmer. ha anche rivelato l'esistenza di una chiara dipendenza della metallicità dalla densità della superficie SFR, ovvero un'anticorrelazione Z-ÿSFR , come illustrato in Fig. 34 (a sinistra e al centro). Barrera-Ballesteros et al. (2018) hanno anche riscontrato una forte anti-correlazione tra la metallicità locale e la densità superficiale del gas µ (dedotta dall'estinzione della polvere tracciata dal decremento di Balmer) come illustrato in Fig. 34 a destra. Questo risultato è in buon accordo con l' anti correlazione ZÿSFR , poiché ÿSFR e la densità superficiale del gas µ sono strettamente legati dalla relazione di SchmidtKennicutt. È anche in accordo con i risultati sul gas-FMR di, ad esempio, Bothwell et al. (2013), cfr. 5.2.3. La (anti-)correlazione tra metallicità locale e densità superficiale di SFR (o, equivalentemente, sulla densità superficiale del gas) potrebbe davvero guidare l'FMR globale; nello scenario in cui la diluizione della metallicità locale dovuta alla caduta di gas diminuisce la metallicità locale e aumenta l'SFR locale, l'effetto cumulativo può aumentare fino a indurre l'FMR sull'intera galassia. È più difficile stabilire se l'MZR globale derivi dalla correlazione locale tra metallicità e ÿÿ, o viceversa. Infatti, massa stellare totale e ÿÿ sono correlati, e quindi è difficile stabilire quale delle due sia la correlazione primaria e guida. Barrera-Ballesteros et al. (2016) affermano che la Z–ÿÿ locale è la relazione primaria, che guida sia l'MZR globale che i gradienti di metallicità radiale nelle galassie. Tuttavia, questo non può certamente essere il caso di ampi raggi galattici, dove il profilo di metallicità si appiattisce e rimane a livelli relativamente elevati, mentre la densità della superficie stellare continua a svanire in modo esponenziale o anche più rapidamente. Inoltre, recentemente D'Eugenio et al. (2018) hanno dimostrato che la metallicità del gas è più strettamente correlata al potenziale gravitazionale (ÿ ÿ Mÿ/Re) che alla massa stellare della galassia o alla densità della superficie stellare, indicando che il potenziale gravitazionale è probabilmente il meccanismo principale che stabilisce il livello di contenuto di metalli (vedi anche par. 5.4). La debole correlazione trovata da Barrera-Ballesteros et al. (2018) tra la metallicità e la velocità di fuga locale suggerisce che i metalli persi dai venti svolgono solo un ruolo minore nel plasmare la metallicità locale. In conclusione, queste evidenze mostrano che l'MZR potrebbe essere modellato da effetti globali piuttosto che locali. Riassumendo, le relazioni di scala osservate a livello globale, su scala galattica, sono ora osservate anche a livello locale. Mentre l'FMR globale è probabilmente guidato da quello locale, la situazione per l'MZR è incerta perché sono presenti evidenze contrastanti. Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 77 Fig. 35 Gradiente di metallicità in fase gassosa rispetto allo stadio di fusione. I punti blu sono sistemi isolati da Rupke et al. (2010b), i punti gialli sono coppie larghe, i punti rossi sono galassie infrarosse luminose e i punti neri provengono da modelli (Rich et al., 2012b). 6.5 Galassie interagenti Mentre la maggior parte di questi studi si è concentrata su dischi galattici regolari e isolati, alcuni studi hanno studiato i gradienti nei sistemi interagenti/fondenti. È stato scoperto che i sistemi interagenti hanno generalmente gradienti significativamente più piatti rispetto alle galassie isolate e l'effetto è più forte nei sistemi che si trovano in uno stadio più avanzato di fusione (Fig. 35) (Rupke et al., 2010b; Rich et al., 2012b; Torres-Flores et al., 2014b). Inoltre, le code estese risultanti dall'interazione della galassia mostrano gradienti notevolmente piatti fino a 70 kpc (Olave-Rojas et al., 2015). Recentemente Ellison et al. (2018a) ha utilizzato i dati MaNGA per studiare la distribuzione spaziale dell'eccesso di SFR e del deficit di metallicità nelle galassie interagenti/fondenti, scoprendo che entrambi sono più prominenti nelle parti interne delle galassie. L'interpretazione più ampiamente accettata è che le interazioni da un lato fanno perdere momento angolare al gas esterno a bassa metallicità e fluisce verso la regione centrale della galassia causando la diluizione, mentre dall'altro il gas arricchito di metallo viene spogliato in code estese dove la metallicità l'impronta della posizione originale viene rapidamente persa e confusa con il gas di altre regioni (Torrey et al., 2012; Rupke et al., 2010a). Questa interpretazione è coerente con la metallicità totale inferiore osservata in queste galassie come discusso nella Sez. 5.1.7, e con le osservazioni che le galassie recentemente fuse hanno quantità maggiori di gas atomico (Ellison et al., 2018b). 6.6 Gradienti di metallicità stellare Numerosi studi sono stati condotti sui gradienti di metallicità della popolazione stellare nelle galassie di primo tipo (es. Spolaor et al., 2010; Bedregal et al., 2011; Koleva et al., 2011; Harrison et al., 2011; La Barbera et al., 2012; Goddard et al., 2017). Sono spesso più impegnativi dei gradienti di metallicità del gas, poiché le metallicità stellari risolte richiedono dati S/N molto più elevati sul continuum stellare, cosa particolarmente difficile da ottenere nelle parti esterne delle galassie di tipo primordiale a causa del rapido declino della luminosità della superficie di lo stellare Machine Translated by Google 78 Maiolino R., Mannucci F. 1.0 tipo di tipo tardo 1.0 Galassie di primoGalassie 1.0 Galassie di tipo tardo 1.0 Galassie di tipo tardo Campione Manga Campione Manga Campione MaNGA Campione MaNGA 0,5 0,5 0,5 0,5 0.0 0.0 0.0 0.0 0,5 0,5 0,5 1.0 1.0 1.0 0,5 1.0 1.5 Pendenza = -0,29±0,06 Pendenza 10,5=11,0 -0,05±0,06 11,5 12,0 1,59,0 9,09,5 9,510,0 10,0 10,5 11,0 11,5 12,0 0 Log massa stellare(M/M) µ1,5 =-0,054 Pendenza = -0,29±0,06 =-0,062 1,5Pendenza = -0,29±0,06 µ 0,0 0,59,0 1,0 1,5 2,5 0.00.51.01.52.02.53.03.54.04.5 9,52,010,0 Registro di massa stellare (M/M) µ =-0,062 0,5 1,0 1,5(M/M) 2,0 2,5 10,511,0 11,011,5 11,512,0 12,0Registro 9,0 9,5 10,0 della 10,5 massa0,0stellare Registro di massa stellare (M/M) Fig. 36 Gradiente di metallicità stellare ponderato in base alla massa stellare per le galassie locali di tipo primordiale (a sinistra) e di tipo tardo (a destra) dall'indagine MaNGA (Goddard et al., 2017). luce con raggio galattocentrico. Tuttavia, data tipicamente la mancanza di arrossamento della polvere, i colori stellari sono stati utilizzati anche per mappare la metallicità in questi sistemi passivi (ad esempio, Tor tora et al., 2010). Sono stati condotti meno studi sui gradienti di metallicità stellare ´ ´ ´ , 2014; delle galassie di formazione stellare (ad es. Morelli et al., 2015; Sanchez-Bl azquez et al. Gonzalez Delgado et al., 2015; Goddard et al., 2017; Li et al., 2018) sia perché districare le degenerazioni della metallicità dell'età della popolazione stellare richiede un S/N ancora più elevato sia perché la presenza di linee nebulari rende più difficile l'analisi delle caratteristiche stellari. Inoltre, la semplice analisi della metallicità stellare fornisce metallicità stellari leggere, tipicamente dominate dalla popolazione stellare più recente. Una corretta determinazione della popolazione stellare dominante, specialmente nelle galassie di tipo tardo è difficile in quanto dipende dalla storia della formazione stellare e dagli indici stellari o dalla gamma di lunghezze d'onda utilizzati per estrarre la metallicità stellare. Metallicità stellari ponderate in massa sono potenzialmente più interessanti per indagare il gradiente di metallicità della maggior parte della popolazione stellare, ma, come discusso nella Sez. 2, le metallicità stellari ponderate in massa sono più difficili da dedurre, specialmente nelle regioni esterne delle galassie dove il S/N non è alto come nelle regioni galattiche centrali. Tipicamente, i gradienti di metallicità stellare sono poco profondi. Sebbene la dispersione sia ´ ampia, i lavori basati sia su CALIFA (Gonzalez Delgado et al., 2015) 2017) che trovano su MaNGA una dipendenza (Goddard et al., significativa del gradiente di metallicità stellare con la massa stellare, con una maggiore dipendenza per galassie di tipo rispetto alle galassie di tipo primitivo (Fig. 36). Questa è una tendenza simile a quella osservata per la metallicità in fase gassosa, tuttavia la differenza importante è che per le metallicità stellari il gradiente è negativo ma meno profondo alle masse elevate e diventa positivo ("invertito") alle masse basse, indicando un cambiamento nella storie di formazione e accrescimento tra galassie di piccola e alta massa, e anche tra galassie di tipo tardo e primo. Lian et al. (2018b); sottolineano che la dipendenza dalla massa è significativamente più forte rispetto ai gradienti di metallicità gassosa, il che è sorprendente, dato che vicino all'equilibrio la metallicità stellare dovrebbe avvicinarsi alla metallicità del gas (Peng & Maiolino, 2014b); interpretano la forte differenza tra i gradienti di metallicità stellare e ISM invocando una variazione sia del fattore di carico in uscita, sia dell'IMF, sia nel tempo che radialmente. µ =-0,062 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 Machine Translated by Google 79 Evoluzione chimica cosmica delle galassie È interessante notare che, utilizzando i dati MaNGA, Li et al. (2018) hanno scoperto che i gradienti di liceità dei metalli stellari dipendono dalla dispersione della velocità stellare e che raggiungono il picco (divenendo più negativo) a dispersioni di velocità intermedie di circa 100 km/s. Questo è interpretato come nel indicare un cambiamento nella storia evolutiva nelle galassie. In particolare i gradienti di metallicità diventare piatto a dispersioni di velocità molto grandi indicherà probabilmente un ruolo crescente delle fusioni, che ridistribuiscono la metallicità in galassie molto massicce la cui dispersione di velocità è stato arricchito dalla fusione della storia. ´ ´ Infine, molto interessante, Sanchez-Bl azquez et al. (2014) hanno studiato la relazione dei gradienti di metallicità stellare sulla presenza e la forza delle barre stellari, non trovando evidenza di eventuali correlazioni (in accordo con studi simili che tracciano la metallicità del gas ´ gradienti, vedi Sanchez et al. , 2014). Questo risultato indica che la migrazione stellare è associata con barre stellari non gioca un ruolo significativo nel modellare il gradiente di metallicità delle galassie, in accordo con le aspettative di alcuni modelli (Spitoni et al., 2015). Tuttavia, uno dovrebbe tener conto del fatto che le barre stellari sono un fenomeno ricorrente nella vita delle galassie (circa il 40% delle galassie a spirale nell'universo locale sono barrate, Sheth et al., 2008), quindi la mancanza di una correlazione con l'attuale forza della barra nelle galassie non lo è necessariamente significa che le fasi barrate passate (anche nelle galassie attualmente non barrate) non hanno giocato un ruolo. 6.7 Gradienti di metallicita' ad alto redshift Misurare i gradienti di metallicità ad alto redshift è ovviamente molto più difficile per vari motivi. In primo luogo, il forte oscuramento cosmologico della luminosità della superficie (ÿ (1 + z) 4 ) fallo molto più difficile ottenere il S/N richiesto per misurare i gradienti di metallicità nell'esterno parti di galassie; questo si traduce efficacemente nella misurazione solo dei gradienti di metallicità ad alta z per la fase gassosa e solo utilizzando i metodi della linea forte. In secondo luogo, diventa sempre più difficile risolvere spazialmente le galassie in campo integrale spettroscopia. Nella maggior parte degli studi i gradienti di metallicità sono risolti solo marginalmente. Ottenere il catrame delle galassie con lenti generalmente aiuta (ad es. Yuan et al., 2011; Jones et al., 2013, 2015a; Leethochawalit et al., 2016; Wang et al., 2017), tuttavia a costo di introdurre l'ulteriore incertezza associata alla modellazione delle lenti. Inoltre, anche quando il modello di obiettivo è ben vincolato, l'ingrandimento gravitazionale è differenziale, quindi l'immagine della lente risultante e la mappa di metallicità sono fortemente ponderate verso le regioni vicine alla lente caustica, quindi potenzialmente risultanti in mappe di metallicità distorte. L'uso dell'ottica adattiva ¨ certamente aiuta (ad es. Leethochawalit et al., 2016; Perna et al., 2018; Forster Schreiber et al. 2018) sebbene, i modesti rapporti di Strehl causino un calo significativo della sensibilità, soprattutto verso le regioni esterne a bassa luminosità superficiale. Anche la spettroscopia HST grism ha stato efficacemente utilizzato per mappare le metallicità ad alta z con una risoluzione angolare elevata simile a HST (Fig. 37) (Jones et al., 2015a; Wang et al., 2017), l'unico problema è il basso risoluzione spettrale degli spettri e piccolo intervallo di lunghezze d'onda, che spesso limitano l'uso di diagnostica e rende più problematica la sottrazione del continuum stellare. In altro studi, non sfruttando le lenti gravitazionali e da terra senza ottica adattiva (ad es. Cresci et al., 2010; Queyrel et al., 2012; Swinbank et al., 2012; Stott et al., 2014; Troncoso et al., 2014; Wuyts et al., 2016), la misurazione dei gradienti di metallicità ha generalmente è stato limitato alle galassie più grandi (quindi tipicamente più massicce) quindi con potenziale pregiudizio. Il problema aggiuntivo è che la maggior parte della diagnostica nebulare viene spostata nel vicino infrarosso bande. La diagnostica di base più blu che consente l'uso del metodo della linea forte (ad es Machine Translated by Google 80 Maiolino R., Mannucci F. 12+log(O/H) mediana incertezza conservativa log(Mÿ/M )=9.34, z=1.48, ID 05968 9.0 8.0 8.2 8.4 8.6 0.2 0.4 0.6 0.8 0,5 8.5 0.0 8.0 -0,5 7.5 -0,5 0.0 0,5 sec. d'arco -0,5 0,0 0,5 sec. d'arco 0.0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0 3,5 4,0 4,5 raggio de-proiettato del piano sorgente (kpc) Fig. 37 Gradiente di metallicità in una galassia con lente a z = 1,48 ottenuto con i dati del grism HST (Wang et al., 2017). A sinistra: mappa della metallicità. Centro: incertezza. A destra: distribuzione della metallicità radiale (i punti blu sono individuali pixel, i punti rossi mostrano la media all'interno degli anelli). parametro R23 ) possono essere tracciati nella banda ottica tramite spettrometri di campo ottici integrali solo fino a z ÿ 0,8 (Carton et al., 2018). Mentre spettrometri a campo integrale nel vicino IR le bande sono ben sviluppate e disponibili su grandi telescopi per sondare la diagnostica della metallicità della linea forte a z > 1, la sensibilità ridotta in queste bande (principalmente a causa della sfondo più alto, sia termico che da linee del cielo OH luminose) e spettrale discontinuo copertura (a causa delle profonde bande di assorbimento atmosferico), effettua la misura di gradienti di metallicità ancora più impegnativi. Spesso, gli spettri sono ottenuti in un'unica banda spettrale, con conseguente informazione limitata. Ad esempio, [NII]/Hÿ viene utilizzato per tracciare efficacemente gradienti di metallicità ad alta z, poiché queste due linee sono convenientemente osservate nella stessa banda ¨ (es. Wuyts et al., 2016; Forster Schreiber et al., 2018), ma a costo di introdurre tutte le incertezze associate a questa singola diagnosi (es. dipendenza dall'arricchimento di azoto, dipendenza dal parametro di ionizzazione, ecc...), vedi Sez. 3.5.4. Con tutte queste avvertenze, sono stati intrapresi studi approfonditi per limitare l'evoluzione dei gradienti di metallicità ad alto redshift (es. Cresci et al., 2010; Queyrel et al., 2012; Swinbank et al., 2012; Stott et al., 2014; Troncoso et al., 2014; Wuyts et al., 2016; Yuan et al., 2011; Jones et al., 2013, 2015a; Leethochawalit et al., 2016; Wang et al., 2017; Cartone ¨ et al., 2018; Forster Schreiber et al. , 2018). Una sintesi dell'evoluzione osservata del i gradienti di metallicità sono mostrati in Fig. 38 (da nuove osservazioni e una compilazione per gentile concessione di Curti et al., in prep.). C'è chiaramente una grande dispersione, parte della quale è probabile a causa delle incertezze osservative, ma è anche probabile che rifletta una reale dispersione del gradienti di metallicità durante le prime fasi dell'evoluzione della galassia, quando l'accrescimento e i processi di fusione erano più stocastici e risultavano in un comportamento più irregolare (es Ceverino et al., 2016). Nonostante la grande dispersione, e con l'eccezione di pochi rari casi di gradienti molto ripidi (Jones et al., 2013, basato su spettri S/N bassi), la maggior parte degli studi trova che ad alto redshift i gradienti di metallicità sono in media più piatti di quelli osservati localmente. Questo è in accordo con l'appiattimento dei gradienti nelle galassie locali quando si utilizzano traccianti che sondare tempi di ricerca più lunghi, cioè principalmente PNe (Stanghellini et al., 2014; Stanghellini & Haywood, 2018), come discusso nella Sez. 6.1. È interessante notare che gli studi confrontano le metallicità misurate nell'assorbimento di DLA sistemi con le loro controparti ottiche (la cui metallicità è misurata attraverso linee nebulari) hanno anche gradienti dedotti in modo indipendente che sono, in media, abbastanza piatti (ÿ0,022 dex kpcÿ1 ) anche fino a raggi galattocentrici di diverse decine di kpc, nelle galassie ad alto z (Christensen et al., 2014; Rhodin et al., 2018). Tuttavia, sta diventando sempre più evidente che in epoche così antiche il concetto di Il gradiente "radiale" (mediamente azimutale) perde parte del suo significato, come previsto da alcuni Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 81 Fig. 38 Panoramica dei gradienti di metallicità misurati a diversi redshift, sia con lente che senza lente galassie, da diverse indagini, comprese le galassie locali (la cui evoluzione del gradiente è stata dedotta attraverso traccianti in diversi tempi di ricerca). Vengono anche mostrate le tracce evolutive di diversi modelli (vedi legenda). Per gentile concessione di Curti et al. (in preparazione). modelli (Ceverino et al., 2016). Infatti, la distribuzione della metallicità è spesso molto irregolare, ¨ con grandi variazioni locali (ad es. Forster Schreiber et al., 2018 e Fig. 37), quindi il gradiente radiale apparentemente piatto risulta semplicemente dalla media di grandi variazioni azimutali in gli stessi contenitori radiali. Probabilmente queste grandi variazioni di metallicità irregolari nelle galassie ad alto z riflettono i caotici processi di accrescimento e formazione durante queste prime fasi. Perciò, il confronto con i modelli non va fatto semplicemente in termini di gradienti radiali (che possono in parte ingannare la complessità chimica di questi sistemi), informazioni aggiuntive dovrebbe essere considerato come lo scatter di metallicità. Una popolazione di gradienti di metallicità positivi (cioè "invertiti") è stata recentemente scoperta con un elevato redshift (Cresci et al., 2010; Troncoso et al., 2014; Carton et al., 2018; Wang et al., 2018). Questi gradienti invertiti sembrano essere particolarmente comuni a z > 3 (Fig. 39). Tuttavia, è stato sottolineato che, piuttosto che essere semplicemente invertita, la soppressione della metallicità centrale è per lo più associata al miglioramento centrale del tasso di formazione stellare. Cresci et al. (2010) e Troncoso et al. (2014) suggeriscono che questa è una conseguenza del miglioramento afflusso di gas povero di metalli verso le galassie centrali, nella loro prima epoca di formazione, che si traduce sia in una diluizione locale della metallicità che in un miglioramento locale dell'SFR dovuto a la maggiore quantità di gas disponibile. Stott et al. (2014) suggeriscono uno scenario simile da interpretare la correlazione che trovano a z ÿ 1 tra gradiente di metallicità e sSFR: l'Enhanced Machine Translated by Google 82 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 39 Esempio di galassia con gradiente di metallicità invertito a z = 3,06, da Cresci et al. (2010). A sinistra: mappa dell'emissione di linea [OIII]5007 (approssimativamente proporzionale alla densità superficiale di SFR). Centro: velocità campo. A destra: mappa della Metallicità. l'afflusso di gas quasi incontaminato rende la regione centrale povera di metalli e aumenta anche l'sSFR. Ciò è in accordo con l'interpretazione infallibile della FMR, cfr. 5.2.2. Se i gradienti di metallicità delle galassie ad alto z hanno una dipendenza dalla massa simile a quella osservata localmente non è del tutto chiara, soprattutto a causa della grande dispersione. Wuyts et al. (2016) e Stott et al. (2014) non trovano una chiara dipendenza dalla massa nei loro campioni a z ÿ 1– 2. Cartone et al. (2018) trovano una debole dipendenza dalla massa nel loro campione a 0,1 < z < 0,8. Insieme ai risultati locali, questi risultati suggeriscono che la dipendenza dalla massa dei gradienti di metallicità è stabilita in epoche tarde. Le correlazioni dei gradienti con sSFR hanno stato anche proposto (Stott et al., 2014; Wuyts et al., 2016), ma in tutti i casi solo con significatività e in disaccordo con altri studi (Leethochawalit et al., 2016; Troncoso et al., 2014). Infine, Carton et al. (2018) trovano una correlazione interessante a 0,1 < z < 0,8 tra gradiente di metallicità e dimensione della galassia, in cui le piccole galassie mostrano un'ampia diffusione del gradiente di liceità dei metalli (sia positivo che negativo), mentre le grandi galassie presentano un gradiente molto più piccolo spread e gradienti negativi regolari. 6.8 Modelli di gradienti di metallizzazione Sono stati proposti diversi modelli per riprodurre i gradienti di metallicità nelle galassie, entrambi ´ , 1997; Chiappini et al., 2001; Naab e struzzo, 2006; per il gas e le stelle (Molla et al. Mott et al., 2013; Spitoni et al., 2013; Ho et al., 2015; Kudritzki et al., 2015; Ascasibar et al., ¨ 2015; Spitoni et al., 2015; Schönrich & McMillan, 2017; Lian et al., 2018b). Molti modelli consistono nell'estensione dello scenario analitico del “regolatore di gas” applicato al concentrico anelli galattici, in cui esiste una dipendenza radiale dei parametri primari, come il gas scala temporale di caduta ed efficienza della formazione stellare (introducendo anche una soglia per la formazione stellare). Alcuni modelli, come discusso in precedenza, introducono anche fattori di carico in uscita variabili e anche FMI variabile. La sfida principale di questi modelli è che devono anche riprodurre il crescita inside-out delle galassie, cioè la scoperta che, basata sia sull'età della popolazione stellare gradienti e gradienti di densità superficiale, le parti centrali delle galassie devono essere cresciute prima e più veloce delle parti esterne. Ciò richiede che i modelli abbiano una formazione stellare accelerata e Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 83 Fig. 40 Esempi di gradienti di metallicità previsti dal modello analitico di Mott et al. (2013), che includono flussi radiali di gas. Il modello a sinistra assume una soglia, formazione rovesciata, stella costante efficienza di formazione e flussi radiali. Il modello a destra utilizza un'efficienza di formazione stellare variabile radialmente. Da notare che il gradiente di metallicità diventa più negativo con il tempo (almeno entro i 10 centrali kpc, che è l'unica parte osservata ad alto redshift) e anche quella nel modello di sinistra all'inizio del il gradiente di metallicità è invertito centralmente come conseguenza della forte caduta centrale di gas incontaminato. arricchimento nelle regioni centrali, rispetto alle regioni esterne, che risulta in negativo gradiente di metallicità, come osservato nelle galassie. Il problema principale di questo scenario è che, se diversi anelli anulari galattici non scambiano metalli (come avviene nella maggior parte dei modelli), la conseguenza inevitabile è che il gradiente di metallicità dovrebbe appiattirsi con il tempo cosmico, che è opposto a quanto osservato come desumibile dall'osservazione nella diagnostica delle galassie locali che traccia i gradienti di metallicità in epoche precedenti (Fig. 30), dall'evoluzione osservata dei gradienti di metallicità ad alti livelli redshift (Fig. 38) e anche sulla base della semplice scoperta che il gradiente di metallicità è ripido con la massa stellare della galassia (Fig. 31) e assumendo la sequenza di massa stellare delle galassie in qualche modo riflette il loro modello evolutivo. Possibili soluzioni per conformarsi alla crescita interna delle galassie e avere gradienti di metallicità che aumentano nel tempo è quella stellare la migrazione gioca un ruolo nel mescolare le metallicità stellari e la produzione di metallo a raggi differenti, ¨ da diverse generazioni di stelle (Spitoni et al., 2015; Schonrich & McMillan 2017), o flussi radiali prominenti , di gas che possono diluire le regioni centrali a prime epoche (Spitoni & Matteucci, 2011; Mott et al., 2013; Spitoni et al., 2013), o forte feedback (in la forma dei deflussi) in epoche precoci ha ridistribuito i metalli prodotti dalla centrale regione attiva nel mezzo circumgalattico e verso la regione esterna dei dischi galattici. Ciò non è irragionevole dato che recenti osservazioni hanno rivelato che ben il 40% dei metalli prodotti dalle galassie sono stati espulsi nel loro alone (vedi sez. 9) e che il mezzo circumgalattico è già stato significativamente arricchito (Z ÿ 0,1 Zodot) di z ÿ 2 (Prochaska et al., 2013). La Fig. 40 mostra l'effetto dell'introduzione del flusso radiale nell'analitica modelli proposti da Mott et al. (2013). È interessante notare che in questi modelli l'elevata portata di afflusso di il gas incontaminato verso le regioni centrali inverte anche il gradiente centralmente, riproducendo bene i gradienti invertiti osservati ad alto redshift (Fig. 39 Cresci et al., 2010; Troncoso et al., 2014). Le simulazioni cosmologiche ingrandite sono diventate sempre più popolari per studiare il evoluzione dei gradienti di metallicità nelle galassie (Di Matteo et al., 2009; Torrey et al., 2012; Machine Translated by Google 84 Maiolino R., Mannucci F. Pilkington et al., 2012; Gibson et al., 2013; Tissera et al., 2016a,b, 2017, 2018), sebbene queste simulazioni ad alta risoluzione siano costose dal punto di vista computazionale e, pertanto, i risultati in genere vengono mostrati per campioni relativamente piccoli di galassie simulate. Le simulazioni in genere ottengono gradienti di metallicità ragionevolmente, sebbene alcune di esse abbiano difficoltà a riprodurre la dipendenza dalla massa osservata. Un risultato comune è che le interazioni delle galassie tendono ad appiattire i gradienti di metallicità in qualsiasi epoca (Di Matteo et al., 2009; Ma et al., 2017). Tipicamente c'è una grande dispersione e rapide variazioni nei gradienti osservati nelle simulazioni, specialmente ad alto redshift; Ma et al. (2017) suggeriscono che i gradienti di metallicità gassosa osservati riflettono più lo stato attuale della galassia piuttosto che tracciarne l'evoluzione cosmologica passata. Molte simulazioni tendono ad avere lo stesso problema dei modelli analitici nel riprodurre l'inclinazione temporale della metallicità in galassie regolari e rotanti. In questo contesto, i modelli di maggior successo sono quelli che introducono un feedback potenziato dalla formazione stellare, che ridistribuisce i metalli attraverso la galassia in modo più efficace nelle prime fasi attive della formazione della galassia (Gibson et al., 2013). 6.9 Riassunto dei gradienti di metallicità nelle galassie In questa sezione riassumiamo alcuni dei risultati chiave riguardanti la distribuzione spaziale dei metalli nelle galassie. I gradienti di metallicità radiale tendono ad aumentare nelle galassie più massicce. Ciò si osserva sia per la metallicità in fase gassosa che per la metallicità stellare (sebbene con maggiore dispersione). Tuttavia, i gradienti di metallicità non sono descritti da una singola pendenza, generalmente si appiattiscono ad alti raggi galattocentrici (suggerendo che la periferia galattica ha accresciuto materiale prearricchito) e, nelle galassie massicce, tendono ad appiattirsi anche nella regione centrale (probabilmente a causa di saturazione di metallicità). Ci sono prove che la metallicità non è semplicemente una funzione del raggio galattocentrico, ma dipende dalle proprietà fisiche locali del disco galattico. Più specificamente, si trova che la metallicità del gas è correlata con la densità superficiale della massa stellare e anti-correlata con la densità superficiale del tasso di formazione stellare e con la densità superficiale del gas. Se queste relazioni di ridimensionamento locali siano responsabili delle relazioni di ridimensionamento della metallicità globale deve ancora essere valutato correttamente. L'uso di indicatori che tracciano la metallicità nelle galassie a diversi tempi di ricerca, così come l'osservazione diretta dei gradienti di metallicità ad alto redshift, indicano che i gradienti di metallicità erano più piatti in passato (il che è anche coerente con l'irripidimento locale dei gradienti di metallicità in funzione della massa stellare, se si considerano le galassie di piccola massa progenitrici di quelle più massicce). Il fatto che i gradienti di metallicità radiale si accrescano con il tempo cosmico è in contrasto con le più semplici aspettative dell'arricchimento chimico nello scenario in cui le galassie crescono al rovescio (come confermato da osservazioni indipendenti), che aspetterebbe un appiattimento dei gradienti di metallicità con volta. Le soluzioni a questo problema riguardano la migrazione radiale stellare, o prominenti afflussi radiali precoci di gas a bassa metallicità o effetti di feedback (deflusso) che ridistribuiscono i metalli prodotti nelle regioni centrali nel mezzo circumgalattico e verso le regioni galattiche esterne. È infine interessante notare la crescente evidenza di una popolazione di galassie ad alto z con gradienti radiali invertiti (cioè positivi). Questi possono essere sistemi di tracciamento in cui si verificano afflussi prominenti di gas a bassa metallicità o che sono associati alla fusione/interazione di galassie che sono efficaci nel guidare gas povero di metalli dalla periferia verso la regione centrale, quindi appiattendo o addirittura invertendo i gradienti di metallicità. Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 85 7 Abbondanza chimiche relative Poiché elementi diversi sono prodotti da diverse classi di stelle/SNe e rilasciati su scale temporali diverse (vedi Fig. 1), le abbondanze relative tra i diversi elementi chimici fornire preziose informazioni sulla storia della formazione stellare e sul FMI. Il rapporto tra gli elementi ÿ, che sono principalmente prodotti su scale temporali brevi da stelle massicce attraverso il collasso del nucleo SNe, e gli elementi ferro-picco, che sono principalmente prodotti di SN Ia su scale temporali più lunghe, è un classico esempio di tracciante della storia della formazione stellare. Popolazioni stellari caratterizzate da ÿ/Fe “potenziato” devono essersi formate in tempi brevi, prima ancora SN Ia aveva il tempo di arricchire l'ISM, mentre popolazioni stellari caratterizzate da ÿ/Fe "basso" o simile al solare deve essersi formato durante una fase prolungata di formazione stellare. Altro i rapporti elementari chimici, incluso CN/Fe (Carretero et al., 2004, 2007) hanno una potenziale di vincolare la storia della formazione stellare. Il modello dettagliato di abbondanza di diversi elementi chimici può potenzialmente fornire il impronte digitali degli specifici progenitori stellari che sono stati responsabili dell'arricchimento del ISM. Potenzialmente possono anche fornire la firma dell'arricchimento da parte della prima popolazione di stelle (Caffau et al., 2011; Frebel & Norris, 2015; de Bennassuti et al., 2017). In questa sezione, dopo una rapida panoramica delle abbondanze di metalli osservate nel Milky In questo modo, ci concentreremo principalmente sulle abbondanze chimiche osservate nelle popolazioni delle galassie, a livello locale e ad alto redshift. Sarebbe un'analisi dettagliata di tutti gli elementi chimici richiedono una revisione completa e dedicata. Ci concentreremo quindi sull'analisi degli elementi chimici più comunemente usati e, in particolare, ÿ/Fe, N/O e C/O, anche se ci occuperemo anche di menzionare alcuni altri rapporti di abbondanze chimiche. 7.1 La Via Lattea Ampie indagini spettroscopiche hanno consentito agli astronomi di mappare gli elementi chimici relativi di un gran numero di stelle nella Galassia (ad es. SEGUE, RAVE, APOGEE, GAIA-ESO, HERMES-GALAH, Yanny et al., 2009; Steinmetz et al., 2006; Gilmore et al., 2012; Uomo libero, 2012; Majewski et al., 2017). Sono state fornite osservazioni ad alta risoluzione spettrale tuttavia, vincoli senza precedenti sulle abbondanze relative della maggior parte degli elementi chimici su campioni più piccoli di stelle. (es. Reddy et al., 2006; Bensby et al., 2010; Nissen & Schuster, 2010; Johnson et al., 2014; Zoccali et al., 2017, e riferimenti ivi contenuti). L'avvento di indagini spettroscopiche nel vicino infrarosso ad alta risoluzione hanno ulteriormente consentito agli astronomi di tracciare il abbondanze chimiche nel rigonfiamento interno e per stelle fredde ricche di metalli, il cui metallo pesante la fusione e la cancellazione delle linee a lunghezze d'onda ottiche rende difficile misurare le¨ sostanze chimiche abbondanze con la spettroscopia ottica classica (es. Rich et al., 2012a; Onehag et al., 2012; Lindgren et al., 2016). Una panoramica di [ÿ/Fe] rispetto a [Fe/H] per il disco galattico è fornita in Fig. 41, ottenuta con dati spettroscopici APOGEE nel vicino IR, a media risoluzione di circa 70.000 giganti rosse (Hayden et al., 2015). I diagrammi [ÿ/Fe]–[Fe/H] sono molto utili per identificare le popolazioni stellari risultanti da differenti storie di formazione stellare. Infatti, come accennato in precedenza, il [ÿ/Fe] ratio funziona come un orologio della storia della formazione stellare, indicando la velocità con cui si formano le stelle si è verificato, mentre il rapporto [Fe/H] distribuisce le popolazioni stellari lungo la loro sequenza evolutiva temporale (ovviamente, a seconda dell'efficienza della formazione stellare le popolazioni stellari diffondersi più o meno rapidamente lungo questo asse). In Fig. 41 diversi pannelli mostrano convenientemente la distribuzione [ÿ/Fe]–[Fe/H] in bin di raggio galattocentrico e distanza dalla Galattica piano, illustrando che le popolazioni stellari nel disco hanno una distribuzione bimodale, che Machine Translated by Google 86 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 41 [ÿ/Fe] contro [Fe/H] nelle stelle del disco galattico in bin di distanza galattocentrica e distanza verticale dal piano galattico da un campione di ~70.000 giganti rosse osservate dall'indagine SDSS-III/APOGEE, da Hayden et al. (2015). è stato identificato con il disco sottile e spesso. Il disco sottile, che domina la popolazione stellare sul piano del disco e a raggi intermedi e grandi, è caratterizzato da una distribuzione [ÿ/Fe]–[Fe/H] piuttosto piatta, indicativa di una lunga storia di formazione stellare, su scale temporali di circa 7 Gyr, probabilmente anche associato alla normale efficienza di formazione stellare (tipica delle galassie a disco) (Matteucci & Greggio, 1986; Micali et al., 2013; Ryde et al., 2016). La popolazione del disco spesso, che domina a distanze verticali più elevate dal piano galattico e nel disco interno, è chiaramente ÿ-potenziata (e, in media, più povera di metalli rispetto al disco sottile), indicando che il disco spesso si è formato più velocemente, su una scala temporale di circa ÿ 2 Gyr, e probabilmente con una maggiore efficienza di formazione stellare. È importante sottolineare che l'esistenza della bimodalità del disco spesso-sottile è ancora dibattuta. In particolare, Bovy et al. (2012) affermano che non esiste una vera bimodalità ma una distribuzione regolare e continua se si considera la distribuzione ponderata in base all'altezza delle popolazioni stellari. Ci sono prove crescenti che la popolazione stellare rigonfiamento è bimodale in termini di metallicità (ad es. Rojas-Arriagada et al., 2017), ospitando sia una popolazione subsolare che una popolazione supersolare. Le due popolazioni hanno anche diversi livelli di arricchimento [ÿ/Fe], come illustrato in Fig. 42 in alto. Le proprietà chimiche dei componenti a bassa metallicità sono coerenti con quelle del disco spesso. La componente ad alta metallicità appariva simile al disco spesso in base alle indagini spettroscopiche ottiche, ma quando misurata attraverso dati nel vicino IR (cioè, coerente con i dati del disco mostrati in Fig. 41), più adeguata per sondare la componente ad alta metallicità del rigonfiamento, anche la componente ad alta metallicità appare chiaramente ÿ-aumentata rispetto sia al disco spesso che a quello sottile, come illustrato in Fig. 42 in basso (Schultheis et al., 2017). L'immagine emergente è che la componente ad alta metallicità si è formata attraverso lo stesso processo secolare del disco spesso, e in realtà è associata alla barra galattica interna, mentre la componente a bassa metallicità, potenziata con ÿ si è formata rapidamente (entro meno di circa 0,5 Gyr) , ad alta efficienza (che ha consentito un rapido arricchimento), in conseguenza del collasso gravitazionale iniziale della galassia. L'alone è anche ÿ-potenziato ma caratterizzato da stelle ancora più povere di metallo (Cayrel et al., 2004; Frebel & Norris, 2015) ed è stato suggerito che le sue proprietà chimiche siano Machine Translated by Google 87 Evoluzione chimica cosmica delle galassie tempo (Gyr) 0,015 0,018 0,023 0,032 0,049 0,079 0,132 0,216 0,329 0,472 0,665 0.8 ÿ 2 / Np = 6,18 0.6 0.4 0.2 0.0 -0,2 Modello -0,4 0.4 0.2 0.0 -0,2 -0,4 Dati Bias=-0,05 Disp=0,09 -2,0 -1,5 -1,0 -0,5 0.0 0,5 1.0 [Fe/H] (dex) 0.4 0.3 0.2 0.1 0.0 Bulge-BW (269) Disco spesso (1628) -0,1 Disco sottile (1276) -1.5 -1.0 -0,5 0.0 0,5 [Fe/H] Fig. 42 [ÿ/Fe] contro [Fe/H] nel rigonfiamento galattico dall'indagine Gaia-ESO (ottica) (in alto, Rojas-Arriagada et al., 2017) e dal sondaggio APOGEE (near-IR) (in basso, Schultheis et al., 2017). coerente anche con il collasso precoce, veloce ed efficiente della galassia (Micali et al., 2013), sebbene dati più recenti puntino a due popolazioni stellari, differenziate entrambe chimicamente ´ e cinematicamente (Carollo et al., 2007; Fernandez-Alvar et al., 2018), corrispondente a storie di formazione stellare più veloce e più lenta, rispettivamente, la prima forse anche associata con un FMI più pesante. Complessivamente, tra i modelli analitici, le abbondanze e le metallicità nelle varie componenti della Via Lattea possono essere spiegate bene nell'ambito del cosiddetto modello di infall a due o tre fasi (Fig 43, Micali et al., 2013; Chiappini et al., 1997, 2001, 2005) in cui l'alone e il vecchio rigonfiamento si sono formati molto velocemente (entro meno di 0,5 Myr) e in modo molto efficiente (al di sopra della relazione Schmidt-Kennicutt), il disco spesso (e componente di metallicità inferiore del rigonfiamento) si sono formati in un secondo evento di caduta (su scale temporali intermedie di ÿ 2 Gyr) e con efficienza ancora maggiore, mentre si è formato il disco sottile su una scala temporale molto più lunga (~ 7 Gyr), seguendo la relazione di Schmidt-Kennicutt per il normale dischi a stella. Sia il disco spesso che (soprattutto) quello sottile devono avere avuto anche un radialmente ¨ portata variabile. Modelli alternativi di Schonrich & Binney (2009b,a) riproducono il più componenti come effetto di diverse condizioni di formazione stellare in diverse parti di il disco seguito da una miscelazione radiale di stelle. Machine Translated by Google 88 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 43 Modello di caduta trifase della galassia (3IM, Micali et al., 2013). A sinistra: evoluzione temporale del SFR come previsto dal 3IM. La parte solida (rossa) della curva si riferisce alla fase dell'alone, quella tratteggiata (nera) alla fase del disco spesso, quella tratteggiata (blu) alla fase del disco sottile. Le fasce colorate sono dovute ad un gran numero di successive, rapide variazioni. A destra: densità SFR rispetto alla densità del gas nell'alone (croci rosse), disco spesso (croci nere) e disco sottile (croci blu). Vengono anche mostrati l'adattamento alla relazione ÿSFR ÿ ÿgas per le spirali locali e z = 1,5 BzK galassie (linea continua grigia), l'estrapolazione della sequenza starburst dagli stessi autori (linea tratteggiata grigia) e la regione della trama occupata dalla spirale dati sulle galassie (delimitate dalle linee grigie tratteggiate). Riassumendo, le diverse componenti morfologiche del Milky sono caratterizzate da differenti pattern di abbondanza chimica, soprattutto per quanto riguarda ÿ/Fe, che indicano differenti storie di formazione e differenti processi di formazione. Più specificamente, alone, rigonfiamento, disco spesso e sottile sono caratterizzati da età gradualmente successive di formazione stellare, su scale temporali gradualmente più lunghe e probabilmente associati a diverse efficienze di formazione stellare. Non è del tutto chiaro se si trattasse di fasi fisicamente distinte (che cedevano a popolazioni distinte e diverse) o parte di un'evoluzione più regolare e continua. 7.2 Galassie locali 7.2.1 ÿ/Fe Come introdotto sopra, [ÿ/Fe] è sensibile al rapporto numerico tra CC e SNe termonucleare e, quindi, è un modo efficace per studiare le scale temporali di formazione stellare delle galassie. È anche sensibile a una serie di parametri come l'IMF, i rendimenti stellari presunti, la distribuzione del tempo di ritardo di tipo Ia SNe e l'espulsione differenziale dei metalli nel CGM. In modelli semplici, chiusi, a FMI costante, ci si aspetta che [ÿ/Fe] evolva da un valore alto quando, in tempi precoci e con basse metallicità, la (poca) produzione di ferro è dominata da eventi CC, verso un valore più basso, quando il ferro prodotto dagli eventi Ia diventa dominante. Più veloce si verifica la formazione stellare, maggiore è l'arricchimento di elementi ÿ da parte di CC SNe prima che SNIa inizi a inquinare l'ISM con il ferro. Oltre al MW, le abbondanze chimiche di singole stelle (giganti/supergiganti) sono state determinate solo per alcune galassie del Gruppo Locale, per lo più satelliti nani del MW e Andromeda; Sbordone et al., 2007; Machine Translated by Google 89 Evoluzione chimica cosmica delle galassie Galassie di primo tipo SDSS 0.3 CNO a elementi Fe-picco 0.2 alto p 0.1 0.0 basso p CNO -0,1 5 Mg 10 E Quella Ti V Cr Mn Fe Co Ni 15 20 Numero atomico 25 30 Fig. 44 Abbondanza elementare relativa al ferro dedotta da Conroy et al. (2014) dagli spettri impilati di galassie locali di primo tipo in bin di dispersione della velocità (quindi massa dinamica), da ÿ = 90 km/sec (blu) a ÿ = 270 km/sec (rosso). Tolstoj et al., 2009; Cohen e Huang, 2010; Kirby et al., 2011; Hill & DART Collaborazione, 2012; Starkenburg et al., 2013; Hendricks et al., 2014). Le galassie sferoidali nane sono caratterizzate da una distribuzione sul diagramma ÿ/Fe vs Fe/H che è al di sotto del plateau osservato nell'alone MW e nelle stelle a disco spesso, unendo il rapporto di abbondanza ÿ/Fe delle stelle con alone MW solo a [Fe/H]<-1,5. La presenza di un ginocchio nella distribuzione è ancora dibattuta (Tolstoy et al., 2009; Kirby et al., 2011; Hendricks et al., 2014). Questa distribuzione implica che SNIa abbia contribuito all'arricchimento delle stelle in questi sistemi alla maggior parte delle metallicità, cioè durante la maggior parte della formazione di questi sistemi, fatta eccezione per le loro prime fasi, suggerendo uno scoppio evoluzione forse risultante da una sequenza di eventi minori di accrescimento o fusione. Nano anche le irregolari (es. la Piccola Nube di Magellano), che sono ancora in procinto di formare attivamente stelle, sono caratterizzate da un basso rapporto di abbondanza ÿ/Fe, indicando che sono state formare stelle lentamente, stocasticamente e/o inefficientemente (Matteucci & Chiosi, 1983; Recchi et al., 2001). Come conseguenza del loro potenziale gravitazionale poco profondo, nelle galassie nane anche i venti guidati da supernova dovrebbero svolgere un ruolo più importante, rispetto a galassie più massicce, nel regolare la storia dell'arricchimento chimico, rimuovendo i metalli (probabilmente in modo differenziale, cioè preferenzialmente ÿ-elementi), riducendo l'efficienza della stella formazione e contribuendo alla sua stocasticità. Fatta eccezione per le poche galassie del Gruppo Locale, la maggior parte dell'indagine sulle abbondanze chimiche della popolazione stellare nelle galassie si è basata sull'integrazione spaziale spettri, implicando inevitabilmente maggiori incertezze e degenerazioni. Tuttavia, nonostante questi avvertenze, grandi indagini spettroscopiche ci hanno permesso di indagare sulla relativa sostanza chimica abbondanze in un'ampia gamma di masse e ambienti di galassie. I lavori iniziali hanno studiato le abbondanze chimiche utilizzando principalmente gli indici di Lick e concentrandosi sulle galassie di primo tipo per vincolare la loro storia evolutiva. Tali primi lavori già identificato che le galassie di primo tipo hanno elementi ÿ potenziati rispetto ai modelli di abun dance delle stelle nel disco galattico (Worthey, 1994; Thomas et al., 1999). Era ha inoltre scoperto che tale miglioramento ÿ aumenta costantemente in funzione della velocità stellare dispersione, che è un tracciante della massa della galassia (Trager et al., 2000b; Thomas et al., 2005). Tale tendenza è stata chiaramente confermata dall'adattamento completo (cioè non limitato al Lick in dices) degli spettri delle galassie locali (Walcher et al., 2009; Conroy & van Dokkum, 2012) come illustrato in Fig. 44, dove si trova l'abbondanza di diversi elementi chimici rispetto al ferro Machine Translated by Google 90 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 45 Rappresentazione del tasso specifico di formazione stellare in funzione del tempo di look-back per le galassie del masse diverse mostrate nelle etichette (Thomas et al., 2010b). ottenuto da spettri Sloan impilati in contenitori di dispersione della velocità (Conroy et al., 2014). Questo La tendenza indica che le galassie più massicce si sono formate molto più rapidamente rispetto a quelle di massa ridotta galassie. Più specificamente, traducendo la dispersione della velocità in massa della galassia e combinando le informazioni sul miglioramento ÿ con l'età della popolazione stellare (più massiccia le galassie sono tipicamente più antiche) risulta nello scenario originariamente proposto da Matteucci & Tornambe (1987) e Matteucci (1994), ulteriormente sviluppati da studi successivi, e sintetizzati in Fig. 45 da Thomas et al. (2010b) (vedi anche Thomas et al., 2005), in cui galassie più massicce si sono formate in epoche cosmiche precedenti (un fenomeno spesso definito ridimensionamento”), su tempi più brevi e (sulla base di modelli) in modo più efficiente. Questo scenario, almeno in termini di sequenza temporale, è stata verificata attraverso l'evoluzione della massa funzione delle galassie ad alto spostamento verso il rosso, dimostrando che la maggior parte delle galassie massicce erano già presenti posto alle prime epoche cosmiche, mentre le galassie di massa inferiore si sono evolute più lentamente (es. ´ ´ , 2008; Muzzin et al., Gavazzi & Scodeggio, 1996; Cowie et al., 1996; Perez-Gonz alez et al. 2013; Santini et al., 2015). Modelli teorici e simulazioni numeriche spiegano questo fenomeno in termini di evoluzione accelerata nelle regioni overdense dell'Universo, dove i barioni collassano più rapidamente nei pozzi gravitazionali più profondi della materia oscura. La maggiore efficienza di formazione stellare in queste regioni dense facilita la rapida formazione di stelle e rapido consumo di gas. Inoltre, il forte feedback negativo dalle supernove risultanti e il rapido accrescimento di buchi neri (rilasciando grandi quantità di energia attraverso la fase del quasar luminoso) provocano un rapido spegnimento della formazione stellare (Matteucci & Tornambe, 1987; Matteucci, 1994; Pipino et al., 2011; Segers et al., 2016; De Lucia et al., 2017a). Ulteriori spiegazioni teoriche coinvolgono l'effetto di diversi FMI (Fontanot et al., 2017). Le galassie di primo tipo mostrano gradienti radiali piuttosto piatti in termini di [ÿ/Fe], o leggermente positivi (es. Greene et al., 2013; Roig et al., 2015). Se confermati, i gradienti positivi di ÿ/Fe può essere spiegato attraverso modelli in cui il quenching nelle parti esterne del massiccio Machine Translated by Google 91 Evoluzione chimica cosmica delle galassie " $" & ! #$ $($% % $" ' %! ##!# ""# !# # # Fig. 46 Abbondanza chimiche relative al ferro dedotte per l'ICM del cluster Perseus, ottenute con XMM-Newton RGS per O, Ne e MG, e con Hitomi SXS per Si a Ni. Da Simionescu et al. (2018). le galassie risultano principalmente dall'esplosione di supernove, la cui iniezione cumulativa di l'energia è più efficace nell'espulsione del gas nel potenziale gravitazionale meno profondo della galassia periferia (Pipino et al., 2008, 2010). Tuttavia, tale effetto di spegnimento esterno all'interno sarebbe in contrasto con le simulazioni numeriche che si aspettano che enormi ellittiche crescano al rovescio attraverso una sequenza di fusioni minori (asciutte) da zÿ2 (Naab et al., 2007, 2009), supportate anche dalla crescita dimensionale osservata dell'ellittica in funzione del redshift (van Dokkum et al., 2010), sebbene quest'ultimo sia stato interpretato anche come effetto osservativo in termini di “bias dei progenitori” (Lilly & Carollo, 2016). Tuttavia, se i gradienti radiali positivi di ÿ/Fe nelle galassie ellittiche massicce si confermano con alto significato, quindi questo sarebbe problematico spiegare nelle fusioni minori scenari per la crescita dimensionale delle ellittiche. La riproduzione dell'aumento di ÿ/Fe in galassie massicce richiede processi che lo consentano la rapida produzione di stelle e che quindi estingue la formazione stellare su scale temporali relativamente brevi (ÿ 0,5 - 1 giro). Nei modelli analitici ciò si ottiene richiedendo un'elevata efficienza di formazione stellare (che rende più veloce la formazione delle stelle e l'arricchimento degli elementi ÿ) e quindi un effetto di spegnimento che sopprime la formazione stellare (attraverso il feedback SNe o AGN, ad es Matteucci & Tornambe, 1987; Matteucci et al., 1998; Romano et al., 2002; Pipino & Mat Teucci, 2004; Pipino et al., 2008). Nelle simulazioni cosmologiche l'introduzione del quasar il feedback sembra ridurre la vita di galassie massicce abbastanza da riprodurre la relazione tra l'aumento di ÿ/Fe e la massa della galassia (Segers et al., 2016). Tuttavia, di più recentemente De Lucia et al. (2017b) hanno sottolineato che il feedback AGN da solo potrebbe non esserlo in grado di riprodurre simultaneamente il potenziamento ÿ/Fe e altre proprietà galattiche, lasciando aperto il problema. In tale contesto, si segnala che non è necessario invocare l'art modalità “espulsiva” di feedback dei quasar (ossia rimozione di gas attraverso flussi massicci spinti dai quasar) al fine di ottenere un rapido spegnimento della formazione stellare; anzi, uno scenario in cui anche la galassia è semplicemente "affamata" (ad esempio perché il suo alone circostante è stato riscaldato). provocare una rapida cessazione della formazione stellare, come nelle potenti galassie stellari lontane (come come le galassie submillimetriche, che sono spesso considerate le progenitrici dei massicci locali ellittiche) i tempi di esaurimento del gas (per il semplice effetto della formazione stellare altamente efficiente) durano solo poche centinaia di milioni di anni. La spettroscopia a raggi X offre la possibilità di misurare l'abbondanza di diversi elementi chimici, inclusi il ferro e gli elementi ÿ, di plasmi caldi (> 106 K). Pertanto, raggi X la spettroscopia è estremamente importante per studiare, ad esempio, l'ISM e il CGM riscaldati Machine Translated by Google 92 Maiolino R., Mannucci F. da SNe e dai venti galattici, nonché dal gas caldo in ammassi e gruppi di galassie, sebbene problemi di sensibilità, risoluzione spettrale e angolare abbiano spesso limitato lo sfruttamento di questa tecnica. La spettroscopia a raggi X della fase calda del supervento galattico della prototipica galassia a scoppio stellare M82 ha rivelato una metallicità molto più elevata nelle parti esterne del deflusso e con un rapporto di abbondanza ÿ/Fe significativamente superiore rispetto alla galassia ospite, confermando che il deflusso è associato a plasma caldo appena arricchito dalla recente generazione di supernove di collasso del nucleo prodotte dall'evento starburst (Ranalli et al., 2008). Questi risultati forniscono l'evidenza osservativa diretta che i superventi starburst espellono metalli con velocità di poche/diverse centinaia di km/s, quindi arricchendo direttamente il CGM e l'IGM. La spettroscopia a raggi X del plasma caldo negli ammassi e nei gruppi di galassie ha generalmente rivelato abbondanze chimiche simili al solare (Fig.46) e una distribuzione radiale sorprendentemente piatta delle abbondanze relative (Simionescu et al., 2010, 2015; Mernier et al., 2017; Simionescu et al., 2018). Non bisogna confondere queste abbondanze con quelle delle popolazioni stellari nelle galassie appartenenti agli ammassi (che potrebbero essere ÿ-potenziate se si formassero rapidamente), anzi, anche se la formazione stellare potrebbe essersi fermata nelle galassie dell'ammasso, SNIa continua ad arricchire il ICM (con il loro tipico schema Fe/ÿ elevato) nel tempo. Mernier et al. (2017) stimano che, in media, la frazione di SNIa rispetto al numero totale di SNe (ie SNIa+SNcc) che hanno contribuito all'arricchimento dell'ICM deve essere compresa tra il 20% e il 40%. È interessante notare che de Plaa et al. (2017) trovano che il rapporto di abbondanza O/Fe non dipende dalla temperatura dell'ICM, suggerendo quindi che l'arricchimento dell'ICM non è correlato alla massa del cluster e che la maggior parte dell'arricchimento è avvenuta prima dell'ICM è stata costituita. Nell'ambito della spettroscopia a raggi X, ricordiamo che sono state eseguite eccellenti mappe ad alta risoluzione angolare dell'arricchimento metallico di alcuni singoli cluster, rivelando sottostrutture molto interessanti. Ad esempio, Sanders et al. (2016a) ha ottenuto una mappa dettagliata dell'arricchimento metallico dell'ammasso di Centaurus, rivelando blob ad alta metallicità su scale di 5-10 kpc, che probabilmente stanno tracciando materiale sollevato dall'AGN ospitato nella galassia centrale. Riassumendo, il rapporto di abbondanza ÿ/Fe è un orologio importante per studiare la storia della formazione stellare nelle galassie. Le galassie massicce sono caratterizzate da un rapporto ÿ/Fe sistematicamente più alto che, insieme alle informazioni sulla loro età stellare, indica che galassie più massicce si sono formate su scale temporali più brevi e in epoche cosmiche precedenti rispetto alle galassie di massa inferiore. La rapida formazione stellare nei sistemi massicci è generalmente modellata in termini di una combinazione di maggiore efficienza di formazione stellare e forte effetto di feedback che estingue rapidamente la formazione stellare. Il mezzo intracluster mostra tipicamente abbondanze solari, senza variazioni radiali significative, riflettendo l'ulteriore e continua espulsione di ferro da parte di SNIa nel tempo anche dalle galassie passive. 7.2.2 N/D Nelle galassie di tipo tardo, l'analisi delle abbondanze chimiche si è spesso concentrata sulla fase gassosa e su quegli elementi la cui abbondanza può essere dedotta attraverso le linee di emissione nebulare (sebbene i DLA siano stati ampiamente utilizzati anche per esplorare in dettaglio il mezzo circumgalattico e parti di dischi galattici, come discusso più avanti). Tra questi, l'azoto è uno degli elementi che è stato oggetto di numerosi studi approfonditi. Anzi, la sua abbondanza Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie + 93 + /O rapporto in funzione dell'abbondanza di ossigeno del metodo diretto (a) e Mÿ (b), da Andrews & Fig. 47 N Martini (2013). I cerchi aperti sono ottenuti da pile SDSS racchiuse in una massa stellare, risultano simboli colorati da camini in massa e SFR. può essere dedotto dal doppietto luminoso relativo di [NII]ÿÿ6548,6584 accanto a Hÿ. L'abbondanza di azoto può essere dedotta 'direttamente' attraverso il metodo Te , attraverso le linee aurorali tracciando la temperatura della zona parzialmente ionizzata (es. Andrews & Martini, 2013; Pi lyugin et al., ´ 2010a; Perez-Montero & Contini, 2009; Berg et al., 2011, 2013, 2015b), cfr. Setta. 3.1. Come notato in precedenza, quest'ultimo metodo richiede il rilevamento di linee molto deboli, quindi può essere applicato solo a campioni limitati di galassie/regioni HII vicine o a spettri impilati di galassie. Tuttavia, almeno nelle galassie a formazione stellare, il rapporto di abbondanza N/O è quasi proporzionale al rapporto di flusso di linee [NII]ÿ6584/[OII]ÿ3727, poiché queste linee sono emesse da quasi la stessa zona nelle regioni HII, quindi il loro rapporto dipende poco da altri fattori come il parametro di ionizzazione e forma del continuum ionizzante. Pertanto, poiché questi sono entrambi linee relativamente luminose nella maggior parte delle galassie che formano stelle, il rapporto [NII]ÿ6584/[OII]ÿ3727 può essere utilizzato per studiare l'abbondanza di N/O in campioni relativamente grandi di galassie e sono state fornite ´ calibrazioni di questa diagnostica (ad es. Perez-Montero & Contini, 2009). Nel assenza di [OII]ÿ3727 (che richiede l'osservazione di un intervallo di lunghezze d'onda relativamente ampio insieme a [NII]ÿ6584), il doppietto [SII]ÿ6717,6730 può essere utilizzato come proxy alternativo ´ di elementi ÿ, così da dedurre N/S da [NII]ÿ6584/[SII]ÿ6717,6730 (Perez-Montero & Contini 2009). L'azoto è un elemento particolarmente interessante da studiare nelle galassie, perché, contrariamente all'ossigeno e ad altri elementi ÿ, è prodotto principalmente da stelle di massa intermedia e solo con un contributo minore di stelle massicce (possibilmente potenziate in presenza di rotazione stellare Vangioni et al., 2018; Vincenzo & Kobayashi, 2018, e riferimenti ivi contenuti) Pertanto, il rapporto N/O fornisce preziose informazioni sulla fase evolutiva del galassia. Inoltre, l'azoto ha anche una componente “secondaria”, la cui produzione aumenta con metallicità (Edmunds & Pagel, 1978); infatti, essendo un prodotto del ciclo CNO, la sua l'abbondanza aumenta a spese delle abbondanze C e O. Di conseguenza, in alto , Machine Translated by Google 94 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 48 Modelli di arricchimento di azoto nelle galassie sovratracciati sui dati SDSS (area colorata), da Vincenzo et al. (2016b). (a) effetto della variazione della massa di caduta Minf; (b) effetto della variazione della scala temporale di caduta ÿinf; (c) effetto della variazione dell'efficienza di formazione stellare ÿ; (d) effetto della variazione del fattore di carico in uscita ÿ. In pannello (d), le linee tratteggiate corrispondono ad un deflusso non differenziale (dove sia N che O sono espulsi con la stessa efficienza) mentre le linee continue si riferiscono all'ipotesi di riferimento di un deflusso differenziale dove N non viene espulso (con ÿN = 0). metallicità si prevede che l'abbondanza di azoto evolva in modo quadratico con la metallicità, N/H ÿ (O/H)2 o, equivalentemente, N/O ÿ O/H. Il rapporto di abbondanza di azoto e ossigeno nelle galassie vicine è stato studiato da studi multipli (ad esempio, Edmunds & Pagel, 1978; Vila-Costas & Edmunds, 1992; Vila Costas ´ & Edmunds, 1993; Thuan et al., 1995; van Zee et al., 1998; Perez-Montero & Contini, 2009; ´ Pilyugin et al., 2010a, 2012; Perez-Montero et al. , 2013; Andrews & Martini, 2013; Berg et al., 2011, 2013, 2015b; Belfiore et al., 2015, 2017a). La Figura 47 in alto mostra l'azoto e abbondanze di ossigeno dedotte dal metodo diretto-Te da spettri di galassie SDSS impilati in bidoni di SFR e massa; i punti cavi sono in contenitori di massa stellare, mentre i punti colorati lo sono ulteriormente suddiviso in contenitori di SFR (Andrews & Martini, 2013). A metallicità basse la danza abun N/O è relativamente costante (se si ignorano le galassie con SFR elevato, di cui si parlerà dopo); questa è la regione in cui si ritiene che l'azoto abbia principalmente un contributo "primario". da stelle massicce. A 12 + log(O/H) > 8,3–8,4, N/O aumenta notevolmente con la metallicità; questa è la regione in cui si pensa che prenda il sopravvento la produzione di azoto secondario e dove le stelle di massa intermedia iniziano a contribuire in modo significativo. Una tendenza simile è stata chiaramente osservata anche per l'abbondanza di azoto di DLA, ´ che popolano principalmente l'altopiano a bassa metallicità (es. Pettini et al., 2002a; Centurion et al. 2003; Zafar et al., 2014). Tuttavia, per DLA ci sono prove di una distribuzione bimodale di , Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 95 questo plateau, con la maggior parte dei sistemi che si raggruppano a [N/ÿ]ÿ -0,85 e una frazione più piccola di essi (ÿ25%) raggruppamento intorno a [N/ÿ]ÿ ÿ1,4. Tale distribuzione bimodale può essere correlata al Diffusione N/O osservata nelle galassie con righe di emissione (soprattutto quelle fortemente formanti stelle) a basse metallicità (Fig. 47). Per le galassie locali la maggior parte degli studi si è concentrata principalmente sull'uso di linee di emissione nebulare nelle galassie a formazione stellare. Avvertiamo che un numero non trascurabile di studi indaga la distribuzione delle galassie sul diagramma N/O rispetto a O/H utilizzando un forte a base di azoto diagnostica di linea come tracciante di O/H, come N2 o O3N2. Questo è un errore fondamentale che dovrebbe essere evitato con ogni mezzo. Infatti, l'uso delle stesse informazioni (il flusso di riga [NII]) su entrambi gli assi introduce inevitabilmente correlazioni artificiali tra N/O e O/H. Inoltre, diagnostica di linea forte basata su modelli teorici di fotoionizzazione (e diversi bayesiani metodi) assumono a priori una relazione tra N/O e O/H, quindi queste linee forti la diagnostica non può essere utilizzata per studiare le tendenze N/O vs O/H. È stato sottolineato da diversi autori che il rapporto di abbondanza N/O è una forte funzione della massa della ´ galassia (Perez-Montero & Contini, 2009; Andrews & Martini, 2013; mostrato Masters nell'analisi et al., 2016). impilata Questo di Andrews è, ad esempio, & Martini (2013) in Fig. 47. Tale andamento con massa stellare è considerato una conseguenza del fatto che le galassie massicce sono più evolute, quindi il contributo all'arricchimento di azoto da parte delle stelle di massa intermedia è stato più importante. Tuttavia, è anche probabilmente un secondario prodotto della relazione massa-metallicità, anzi la maggiore metallicità delle galassie massicce probabilmente aumenta la produzione di azoto secondario. Sono stati proposti modelli evolutivi chimici per interpretare l'evoluzione del N/O abbondanza (es. Matteucci, 1986; Garnett, 1990; Coziol et al., 1999; Henry et al., 2000; ¨ Chiappini et al., 2005; Koppen & Hensler, 2005; Torres-Papaqui et al., 2012). Più recenti sforzi in questo campo sono di Vincenzo et al. (2016b) dove si trovano i dati osservazionali rispetto alle diverse previsioni del modello variando diversi parametri come il gas proprietà di afflusso, efficienza della formazione stellare, fattore di carico in uscita e anche compreso il scenario di portate differenziali, in cui l'ossigeno viene espulso più preferenzialmente dal Venti guidati da SN rispetto all'azoto. Alcuni di questi modelli sono mostrati in Fig. 48, sovrastampati la distribuzione della densità osservata in diverse migliaia di galassie dall'indagine SDSS (color zona ombreggiata). Implica l'ampia distribuzione delle galassie nel diagramma N/O rispetto a O/H che diverse galassie si sono evolute attraverso percorsi diversi. Tuttavia, i modelli lo mostrano, su mediamente, la popolazione mondiale di galassie che formano stelle richiede una fase iniziale in cui stellare la formazione è alimentata da una caduta di gas su un arco temporale di 1 Gyr e iniziano a verificarsi deflussi efficace nell'estinzione dell'ulteriore arricchimento quando la galassia ha raggiunto una chiusura di metallicità al solare. I dati sembrano vincolare l'efficienza media della formazione stellare passata a un valore di circa ÿ ÿ 1,5–2 Gyrÿ1 . È interessante notare che la forma caratteristica del diagramma N/O rispetto a O/H per le galassie di formazione stellare può essere molto utile identificare gli effetti evolutivi secondari a giocare quando le galassie deviano da questa sequenza. In particolare, le osservazioni lo hanno dimostrato una frazione significativa di galassie e regioni di formazione stellare tende a disperdersi verso l'alto ¨ Regione N/O a O/H fisso (es. Koppen & Hensler, 2005; Belfioreet al., 2015). Uno di questi esempi è illustrato in Fig. 49, che mostra il diagramma N/O rispetto a O/H per le regioni di formazione stellare risolte spazialmente di una galassia nel campione SDSS4-MaNGA (Belfiore et al., 2015). Tali deviazioni possono essere spiegate attraverso diversi scenari: 1) un'esplosione di stelle formazione con una maggiore efficienza di formazione stellare che, come mostrato in Fig. 48c, in un secondo momento aumenta l'abbondanza di N/O rispetto alla sequenza; 2) la caduta di gas incontaminato/povero di metalli a volte tardi; un tale evento diluisce la metallicità complessiva lasciando inalterata la danza abun N/O, spostando ¨ quindi la galassia/regione orizzontalmente sul diagramma (Koppen & Hensler , Machine Translated by Google 96 Maiolino R., Mannucci F. P9-127A 1.5 0.0 1.4 Mhigh Z / Mlow Z -0,5 1.00 1.3 DN(4000) 0,50 log(N/ O) ONS P10 1.2 secondario N -1.0 1.1 primario n -1.5 1.0 8.0 8.2 8.4 8.6 8.8 12+log(O/H) ONS P10 Fig. 49 Diagramma N/O vs O/H risolto spazialmente per una galassia nel campione SDSS4-MaNGA, (Belfiore et al., 2015). I punti sono codificati a colori in base al loro parametro Dn(4000) (forza dell'interruzione 4000 Å), che è un tracciante dell'età della popolazione stellare (i punti più rossi sono più vecchi). I contorni mostrano la distribuzione nel campione SDSS (con gli stessi calibratori adottati per la galassia). Le linee continue blu e nere con diamanti mostrano l'effetto di miscelazione della fontana in cui si trovano i gas ricchi di metallo espulsi dalla regione centrale mescolato con gas povero di metalli delle regioni esterne, per due diversi valori della metallicità inferiore. La deviazione dalla sequenza principale N/OO/H osservata in questa galassia può essere riprodotta abbastanza bene tale fontana che mescola un modello semplice. La correlazione della deviazione con il parametro Dn(4000) può essere spiegato con il fatto che le regioni più vecchie sono più povere di gas, quindi l'effetto di diluizione è più efficace. 2005); 3) uno scenario di fontana in cui viene espulso gas ricco di metalli con un'elevata abbondanza di N/O dalla regione centrale e depositati nelle regioni galattiche esterne, che sono più metalliche poveri e hanno un N/O inferiore, risultando in una sequenza di miscelazione. Ciascuno di questi scenari è caratterizzato da uno schema diverso nel diagramma N/O rispetto a O/H. Ad esempio, nel caso della galassia mostrata in Fig. 49 uno scenario fontana/miscelazione sembra descrivere bene le deviazioni dalla sequenza principale N/O in questo sistema. Un altro meccanismo importante che ha stato proposto per spiegare l'aumento dell'abbondanza di azoto locale in alcune regioni di formazione stellare (soprattutto grazie alle tecniche IFU) è l'arricchimento di azoto da parte dei deflussi Wolf-Rayet ´ ´ ´ , 2007; Giacomo et al., 2009; Perez-Montero et al. (Walsh & Roy, 1989; Lopez-S anchez et al. 2011; Monreal-Ibero et al., 2012). Anche il gradiente di abbondanza di N/O è stato studiato di recente (Berg et al., 2013, 2015b; Belfiore et al., 2017a; Esteban & Garc´ÿa-Rojas, 2018; James et al., 2009, 2013; West Carpet et al., 2013; Kumari et al., 2018). Figura. 50 mostra il rapporto di abbondanza radiale N/O gradiente per galassie di formazione stellare dall'indagine SDSS4-MaNGA in contenitori di massa stellare (Belfiore et al., 2017a). L'abbondanza di azoto in aumento sistematico con la massa della galassia, la tendenza del gradiente ad aumentare con la massa della galassia e ad appiattirsi nelle parti esterne lo è tutti andamenti simili a quelli osservati nei gradienti di metallicità (Fig. 31). Tuttavia, uno importante la differenza è che il gradiente N/O non si appiattisce nella regione centrale come invece osservato , Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 97 Fig. 50 Gradiente radiale del rapporto di abbondanza N/O per le galassie che formano stelle dall'indagine SDSS4-MaNGA in contenitori di massa stellare (Belfiore et al., 2017a) per l'abbondanza di O/H. Nel contesto della crescita al rovescio delle galassie di tipo tardivo, questa scoperta indica che le regioni centrali delle galassie massicce si sono evolute localmente in an Metallicità di equilibrio (saturata attorno alla resa), mentre l'abbondanza di azoto continua aumentare come conseguenza sia della produzione nucleosintetica secondaria ritardata che il contributo delle stelle di massa intermedia. Riassumendo, il diagramma N/O vs O/H delle galassie mostra un duplice comportamento, con a plateau a metallicità basse e una tendenza in forte aumento a metallicità elevate, che può essere interpretata in termini di produzione primaria di azoto a metallicità basse, mentre ad alta le metallicità possono essere interpretate come la produzione ritardata di azoto da parte di masse intermedie stelle insieme al canale di produzione "secondario", quindi il diagramma N/O vs O/H può essere interpretato come una sequenza evolutiva. L'abbondanza di azoto è anche correlata in modo significativo con la massa stellare della galassia, che viene interpretata in termini di galassie più massicce essendo più evolute, quindi le stelle di massa intermedia hanno avuto più tempo per arricchire l'ISM con azoto. Le singole galassie o regioni galattiche possono mostrare deviazioni significative da questa tendenza (in particolare mostrando una maggiore abbondanza di azoto), che può essere spiegata dai modelli in termini di effetti diversi (come la diluizione della metallicità per accrescimento quasi incontaminato gas, variazione dell'efficienza di formazione stellare, effetti di deflussi differenziali, arricchimento potenziato dalle stelle Wolf-Rayet). 7.2.3 C/O L'abbondanza di carbonio fornisce ulteriori importanti informazioni sull'evoluzione stadio delle galassie poiché il carbonio viene rilasciato principalmente da stelle di massa intermedia (sebbene le stelle di Wolf Rayet, i cui progenitori dovrebbero essere stelle di massa elevata, siano considerate ulteriori importanti contributori di carbonio, Dray et al., 2003; Dray & Tout, 2003). Pertanto, un significativo arricchimento di carbonio è generalmente ritardato rispetto agli elementi ÿ. Nell'universo locale è stata studiata l'abbondanza di carbonio nelle stelle galattiche indagini a media/alta risoluzione (Gustafsson et al., 1999; Bensby & Feltzing, 2006; Akerman et al., 2004; Spite et al., 2005; Fabbian et al., 2009; Nieva & Przybilla, 2012; Nissen ÿ et al., 2014; Tautvaisien et al. , 2016), anche se si dovrebbe essere consapevoli che quando osservato in Machine Translated by Google 98 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 51 Rapporto di abbondanza di C/O in funzione di O/H per i sistemi galattici ed extragalattici, rispetto a vari modelli (Berg et al., 2016b). I punti blu sono regioni HII nelle galassie nane osservate da Berg et al. (2016b) con HST/COS. I punti viola sono altri oggetti con abbondanze di ossigeno diretto e abbondanze di C/O determinato da UV CEL. I quadrati pieni di verde sono galassie che formano stelle con abbondanze basate su RL. I triangoli sono stelle con alone MW, mentre le stelle a 4 punte sono stelle disco. Infine, i diamanti arancioni sono sistemi DLA, e le linee sono i risultati di tre modelli di arricchimento, vedi Berg et al. (2016b) per i dettagli. evolute stelle giganti e supergiganti creano complessi processi di mescolamento interno e dragaggio è difficile interpretare correttamente le abbondanze osservate e usarle per tracciare le galassie Evoluzione. L'abbondanza di carbonio nella spettroscopia stellare è stata estesa anche ad alcune zone vicine galassie, e recentemente Conroy et al. (2014) hanno esteso l'analisi a migliaia di galassie della SDSS, attraverso il montaggio di spettri impilati (vedi fig. 44). La metallicità della fase gassosa è stata più difficile da determinare in quanto il carbonio non ce l'ha forti transizioni a lunghezze d'onda ottiche. Tuttavia, osservazioni profonde di regioni luminose HII, sia nella nostra galassia che nelle galassie esterne, hanno consentito il rilevamento della ricombinazione CII linee nell'ottica, consentendo la misurazione dell'abbondanza di carbonio per alcuni di essi ´ ´ (Esteban et al., 2002; Peimbert et al., 2005; Lopez-S anchez et al. , 2007; Garc´ÿa-Rojas & Es teban, 2007; Esteban et al., 2009, 2014). L'HST ha consentito la spettroscopia sensibile nell'UV, dove sono presenti righe di carbonio eccitate in modo collisione, in particolare CIII]ÿÿ1907, 1909 (ma anche CIV1459, per galassie con spettro ionizzante più duro, come le AGN), che sono state utilizzato per stimare l'abbondanza di carbonio nelle regioni HII, sebbene richieda spesso la modellazione della fotoionizzazione (Garnett et al., 1997; Kobulnicky et al., 1997; Kobulnicky & Skillman, 1998; ´ Garnett et al., 1999; Izotov e Thuan, 1999; Berg et al., 2016b; Perez-Montero & Amor ´in, ˜ 2017; Pena-Guerrero et al. , 2017). Come accennato al par.3.5.2, se le informazioni sul gas temperatura è disponibile, quindi l'abbondanza di carbonio può essere dedotta con maggiore precisione (Garnett et al., 1995, 1999). La gamma spettrale UV contiene anche caratteristiche di assorbimento da Linee risonanti UV che possono essere ulteriormente utilizzate, attraverso i dati HST, per vincolare il carbonio Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 99 Fig. 52 Rapporto di abbondanza C/N in funzione di O/H per gli stessi sistemi di Fig. 51, da Berg et al. (2016b). La linea tratteggiata è la media ponderata dei rilevamenti significativi basati su CEL. abbondanza dell'ISM (utilizzando principalmente l'assorbimento ISM CII1334, James et al., 2014b) e della giovane popolazione stellare (Leitherer et al., 2011; Leitherer, 2011). Figura 51, da Berg et al. (2016b), riassume alcune delle principali scoperte sul diagramma C/O rispetto a O/H per diversi sistemi e componenti galattici, in particolare stelle alone e disco MW, regioni HII misurate tramite linee di ricombinazione o linee UV eccitate in modo collisione (anche come DLA high-z, che sarà discusso nella prossima sezione). La trama mostra una grande dispersione. Tuttavia, almeno a metallicità superiori a 12+log(O/H)=7, assomiglia alla tendenza osservata nel diagramma N/O rispetto a O/H, con una relazione piatta a metallicità basse e un'abbondanza in forte aumento a metallicità elevate . Quest'ultima tendenza ha portato alcuni autori a suggerire che il carbonio possa avere anche una produzione secondaria, cioè rese fortemente dipendenti dalla metallicità; in alternativa, o in aggiunta, il rilascio ritardato di C può anche simulare un effetto di produzione secondario (Garnett et al., 1999; Henry et al., 2000; Carigi, 2000; Chiappini et al., 2003). Il comportamento simile del carbonio e dell'azoto è ulteriormente supportato dall'andamento C/N osservato (Fig. 52), che è costante con la metallicità (Berg et al., 2016b) e che ha rafforzato l'idea che il carbonio segua un modello di arricchimento simile a azoto. L'analisi dello stacking di Conroy et al. (2014) ha rivelato che il carbonio è potenziato rispetto al ferro nelle galassie più massicce (cioè, con una maggiore dispersione della velocità, Fig. 44), un effetto simile all'aumento ÿ nelle galassie massicce, sebbene leggermente meno estremo, indicando che il carbonio è catturare la formazione stellare su scale temporali intermedie. Riassumendo, il diagramma C/O vs O/H delle galassie mostra un doppio comportamento simile a quello dell'azoto, con un plateau a basse metallicità e una tendenza crescente a metallicità elevate. Machine Translated by Google 100 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 53 Abbondanza di [Mg/Fe] per una galassia massiccia a z = 2.1 in funzione della massa (a sinistra) e in funzione di [Fe/H] (a destra), rispetto alle galassie con spostamento verso il rosso inferiore (vedi legenda). La linea tratteggiata nera e le frecce rosse sono il risultato di due modelli evolutivi. Da Kriek et al. (2016). Queste somiglianze con il diagramma N/O suggeriscono che il carbonio condivide un'origine comune con l'azoto (come confermato dal rapporto C/N costante). In particolare, ad alte metallicità il carbonio si arricchisce con ritardo di stelle di massa intermedia e può avere anche una componente “secondaria”. Pertanto, il diagramma C/O vs O/H descrive una sequenza temporale. Nella prossima sezione discuteremo la particolarità del rapporto di abbondanza C/O a metallicità molto basse. 7.3 Elevato redshift e regime di metallicità molto bassa Ad alto redshift, la misurazione delle abbondanze chimiche relative è ovviamente molto più difficile da ottenere poiché il S/N limitato di galassie lontane spesso impedisce di rilevare le caratteristiche diagnostiche multiple spettrali richieste. Ciò è particolarmente vero per quanto riguarda la misurazione del rapporto [ÿ/Fe] negli spettri di popolazioni stellari di galassie ad alto z, poiché ciò richiede un eccellente S/N sul continuum. Infatti, attualmente, il rapporto [ÿ/Fe] è stato misurato solo in pochi casi sfruttando spettri individuali (Lonoce et al., 2015; Kriek et al., 2016) o utilizzando lo stacking di galassie formanti stelle o quiescenti (Onodera et al., 2015; Steidel et al., 2016). Il risultato generale è che queste galassie lontane sono tutte ÿ-potenziate, in alcuni casi anche rispetto alle galassie passive con spostamento verso il rosso inferiore della stessa massa (es. Fig. 53), indicando che queste galassie si sono formate rapidamente, con poco inquinamento di ferro da SNIa, generalmente deducendo scale temporali di formazione stellare di soli 0,5–1 Gyr. Il rapporto di abbondanza N/O nelle galassie di formazione stellare ad alta z è stato finora studiato poco, a causa della necessità di campionare un'ampia gamma di diagnostica nebulare (quindi sono necessarie osservazioni multibanda vicino IR/ottica, che possono essere soggette alle perdite differenziali della fenditura se non eseguite con IFU), sia per misurare N/O (che richiede la misurazione [NII] e [OII]) sia per misurare la metallicità O/H con diagnostiche che non utilizzano azoto. Uno di questi tentativi è mostrato in Fig. 54 sulla base di un'indagine spettroscopica nel vicino IR di galassie a z ÿ 2,3 (Steidel et al., 2016; Strom et al., 2017a). Seguono generalmente galassie (simboli) che formano stelle la stessa relazione delle galassie locali (contorni), sebbene con una dispersione leggermente maggiore, Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 101 Fig. 54 N/O contro O/H per un campione di galassie di formazione stellare a z ÿ 2,3 (simboli) confrontate con galassie di formazione stellare locali (contorni), da Strom et al. (2017a). qualche tendenza ad essere più ricchi di azoto a un dato O/H. Ciò sembra confermato (soprattutto in termini di maggiore dispersione) da un campione più piccolo, ma basato su misurazioni Te , a metallicità inferiori, nel lavoro di Kojima et al. (2017). La maggiore dispersione, se confermata con statistiche più elevate in indagini future, potrebbe essere una conseguenza di una maggiore efficienza della formazione stellare in epoche così precoci (Vincenzo e Kobayashi, 2018), o potrebbe riflettere afflussi frequenti e prominenti di gas quasi incontaminato in alta z galassie (che diluiscono la metallicità, quindi O/H, ma influiscono poco su N/O), come previsto da molti modelli teorici (si veda la discussione nella Sez. 7.2.2). Il rapporto C/O è stato studiato da Steidel et al. (2016) nello spettro impilato di ÿ 20 galassie a z ÿ 2,4 e da Amor´ÿn et al. (2017) in singole galassie a z ÿ 3. Hanno trovato valori in accordo con i valori nelle stelle locali e nelle regioni HII, sebbene con ampia dispersione. Come discusso nella Sez. 3.6, i sistemi di assorbimento ad alta densità di colonna (DLA) generalmente forniscono la determinazione più accurata delle abun dance chimiche relative (e spesso assolute) (es. Prochaska & Wolfe, 1999; Berg et al., 2015a; Fumagalli, 2014; Pettini et al. ., 2008; Henry & Prochaska, 2007; Dessauges-Zavadsky et al., 2006; Wolfe et al., 2005; Prochaska et al., 2003a; Rafelski et al., 2012; Neeleman et al., 2013; Jorgenson et al. ., 2013; Berg et al., 2016a), sebbene sondano un'ampia gamma di ambienti, la cui connessione con le galassie generalmente non è del tutto chiara (probabilmente vanno dalla periferia dei dischi galattici ai grumi nel mezzo intergalattico). Contrariamente alle prime affermazioni secondo cui le abbondanze di DLA potrebbero assomigliare al modello chimico delle stelle nell'alone MW, quindi che il DLA potrebbe sondare la formazione di aloni galattici, studi più recenti hanno dimostrato che le proprietà chimiche e cinematiche del DLA sono più simili di quelle visto nelle galassie nane del Gruppo Locale (Fig. 55; Cooke et al. 2015; Berg et al. 2015a; De Cia et al. 2016), quindi DLA potrebbe essere Machine Translated by Google 102 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 55 [ÿ/Fe] rispetto a [Fe/H] per DLA (simboli neri) con spostamento verso il rosso elevato rispetto a nana locale sferoidi (adattato da Cooke et al., 2015). tracciando la prima formazione di galassie satelliti nane (basate anche sulla loro velocità simile dispersione). In molti DLA è possibile tracciare il modello dettagliato di arricchimento chimico di molti (Fig. 56), confermando nella maggior parte dei casi che questi risultano dall'arricchimento di supernove da collasso del nucleo da stelle massicce (Prochaska et al., 2003a; Dessauges-Zavadsky et al., 2006). È interessante notare che, sia per i DLA ad alta z che per le stelle alone, l'abbondanza di carbonio relativa agli elementi ÿ aumenta sistematicamente a metallicità molto basse (12+log(O/H)<7, es. Fig. 51 e Fig. 57 Cooke et al., 2012; Berg et al., 2016a; Lehner et al., 2016) che è stata interpretata come possibile firma di arricchimento dalle star di PopIII (Cari & Peimbert, 2011), sebbene valori così elevati di C/O a basse metallicità possano anche stato spiegato da altri modelli senza invocare il contributo di rendimenti simili a Pop III, ´ ma semplicemente differenti rese di carbonio nel regime dei metalli poveri (Pop II) (Molla et al. , 2015). UN un arricchimento simile è stato osservato collettivamente in una popolazione di stelle con alone povere di metallo note come stelle a basso tenore di carbonio [CEMP] (Beers & Christlieb, 2005). I Lyman Limit Systems (LLS), caratterizzati da una densità della colonna di assorbimento inferiore rispetto al DLA, sembrano deviare dalla tendenza osservata nelle stelle MW e nel DLA, di Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 103 Fig. 56 Abbondanza chimiche dettagliate dedotte per il campione di 11 DLA a zÿ2 in da Dessauges Zavadsky et al. (2006). Fig. 57 [C/ÿ] vs [ÿ/H] per DLA ad alto spostamento verso il rosso e sistemi Lyman Limit, rispetto alle stelle galattiche. La regione arancione tratteggiata identifica l'area all'interno della quale il gas potrebbe essere stato principalmente inquinato da Pop III stelle (Frebel et al., 2007). Da Lehner et al. (2016). Machine Translated by Google 104 Maiolino R., Mannucci F. Fig. 58 A sinistra: modello di abbondanza osservato nella stella con alone più povero di metallo (punti neri, Caffau et al., 2011) confrontato con i rendimenti attesi da stelle Pop III di massa diversa. A destra: differenza tra le rese e le osservazioni di Pop III. Da Schneider et al. (2012b). essendo carbonio potenziato alle metallicità ÿ2 < [ÿ/H] < ÿ1. Lehner et al. (2016) suggeriscono che ciò indica che LLS traccia nubi di gas arricchite dall'espulsione preferenziale di carbonio da galassie a bassa metallicità. Ancora più interessante è la scoperta di sistemi DLA e LLS a metallicità estremamente bassa ([ÿ/H] <-3) che sono anche poveri di carbonio (Fig. 57) (Lehner et al., 2016; Crighton et al., 2016; Cooke et al., 2017). Questi sono considerati i migliori candidati come traccianti di gas inquinati dalle stelle Pop III. Nel complesso, il loro schema di arricchimento chimico è ben riprodotto dall'inquinamento da supernove provenienti dalle stelle . delle PopIII, con masse progenitrici di circa 20 M. Il modello di abbondanza di questi sistemi ricorda in parte alcune stelle con alone più povere di metallo. La più povera di metalli di queste stelle ha una metallicità di 4,5 × 10-5 M (Caffau et al., 2011) e il suo schema di abbondanza chimica è ben riprodotto da un progenitore privo di metalli con massa di circa 20–30 M (Fig. 58) ( Schneider et al., 2012b). È interessante notare che sia nel caso di DLA/LLS che di stelle alone il pattern di abbondanza esclude lo scenario di inquinamento da progenitori Pop III molto massicci, che risulterebbe in ipernove. È anche molto interessante che le stelle con alone estremamente metallico abbiano masse stellari sub-solari, a metallicità ben al di sotto del valore critico che, secondo il modello standard, consentirebbe il raffreddamento e la frammentazione del gas che consentirebbe la formazione di massa ridotta stelle (regione ombreggiata in Fig. 57, Frebel et al., 2007). Sebbene inizialmente molto sconcertante, Schneider et al. (2012a) e Schneider et al. (2012b) hanno sottolineato che una piccola quantità di polvere formata nell'ejecta di Pop III SNe sarebbe sufficiente per consentire il raffreddamento e la frammentazione del gas che risulterebbe nella formazione della prima generazione di stelle di bassa massa estremamente povere di metallo. Concludiamo questa sezione evidenziando che le osservazioni millimetriche/submillimetriche delle transizioni molecolari ad alto spostamento verso il rosso sono ora abbastanza sensibili da fornire informazioni preziose Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 105 tensioni non solo sulla composizione delle specie molecolari nell'ISM delle galassie primordiali, ma anche sull'abbondanza relativa di diversi isotopi atomici, che possono fornire preziose informazioni sulle proprietà delle popolazioni stellari responsabili del primo arricchimento chimico. Zhang et al. (2018a) hanno misurato il rapporto di abbondanza 13C/ 18O in un campione di galassie stellari lontane con lenti (z ÿ 2 ÿ 3), misurando transizioni multiple degli isotopologhi 13CO e C18O del monossido di carbonio. Poiché 13C è prodotto principalmente da stelle di massa bassa/intermedia (Mÿ < 8M) mentre 18O è prodotto principalmente da stelle massicce (Mÿ > 8M), il rapporto 13C/ 18O è sensibile alla forma dell'IMF. Dalle loro misurazioni Zhang et al. (2018a) scoprono che questi primi sistemi sono probabilmente caratterizzati da un FMI pesante ai massimi livelli. Riassumendo, le galassie con popolazioni stellari potenziate con ÿ sono già viste con un elevato spostamento verso il rosso (z ÿ 1 - 2), indicando che questi sistemi si sono formati rapidamente, probabilmente entro 0,5– 1 Gyr. Il rapporto di abbondanza N/O di galassie lontane generalmente segue la relazione locale, ma con una maggiore dispersione e con una frazione maggiore di galassie arricchite di azoto (rispetto all'ossigeno), il che potrebbe indicare che queste galassie hanno sperimentato una maggiore efficienza di formazione stellare o metallicità assoluta diluizione mediante caduta di gas quasi incontaminato. Le proprietà ÿ/Fe di DLA (insieme alla loro dispersione di velocità) suggeriscono che possono tracciare la formazione iniziale di galassie nane e generalmente essere principalmente arricchite da stelle massicce (basate anche più in generale su un insieme più ampio di abbondanze chimiche). Le proprietà dei DLA molto poveri di metalli con abbondanze di carbonio subsolare suggeriscono che questi possano tracciare il precoce arricchimento da parte della prima generazione di stelle (PopIII). 8 Metallicità e abbondanze chimiche in AGN I nuclei galattici attivi (AGN), alimentati da buchi neri supermassicci in accrescimento, nelle loro varie manifestazioni, sono stati ampiamente studiati per sondare la metallicità nei nuclei galattici, nelle loro galassie ospiti e persino nel CGM. Dato che possono raggiungere luminosità molto elevate (fase quasar), sono stati efficacemente utilizzati per sondare la metallicità della loro regione circumnucleare e delle loro galassie ospiti fino a spostamenti verso il rosso molto elevati. Le linee di emissione nebulare in AGN sono principalmente divise in due classi, linee "larghe" e linee "strette". Le grandi linee di emissione, con larghezze di linea da poche a diverse migliaia di km/s, sono emesse da una regione nucleare tipicamente più piccola di una frazione di parsec (la cosiddetta Broad Line Region, BLR). La densità delle nuvole nel BLR è così alta (ÿ 1011 cmÿ3 ) che le transizioni "for bidden" (es. [OIII]5007, [OII]3727, [SII]6730, ecc. . ) non vengono rilevate ; infatti le densità critiche di tutte queste transizioni eccitate in modo collisionale sono ben al di sotto della densità tipica del BLR, il che implica che in questo regime la loro emissività aumenta solo linearmente con la densità del gas, in contrasto con le linee consentite (come le linee di ricombinazione di Balmer all'idrogeno) la cui emissività aumenta quadraticamente con la densità anche nelle condizioni estreme del BLR. Le linee strette hanno larghezze più paragonabili a quelle tipicamente osservate nelle galassie ospiti (pochi 100 km/s), anche se tipicamente più larghe perché spesso associate a flussi in uscita, e si estendono su scale che vanno da pochi 100 pc a diversi kpc (il così -denominata Narrow Line Region, NLR). Le determinazioni della metallicità di BLR e NLR si sono basate principalmente su modelli di fotoionizzazione (ad es. Hamann & Ferland, 1999; Nagao et al., 2006a), sebbene siano stati fatti tentativi per utilizzare il metodo del Te diretto (Dors et al., 2015) ma che ne hanno rivelato l'inadeguatezza Machine Translated by Google 106 Maiolino R., Mannucci F. 1 1.2 Lunghezza d'onda osservata (µm) 1.6 1.8 1.4 2 2.2 2.4 un 12 Lyÿ J1342 + 0928 9 Composito abbinato SDSS C IV 6 C III] Mg II f 3 0 1200 1400 1600 1800 2000 2200 2400 2600 2800 ÿ Lunghezza d'onda del frame di riposo (A) 1.02 Lunghezza d'onda osservata (µm) 1.04 1.06 b 59 In alto: metallicità media del BLR in quasar (da spettri impilati) in funzionec del redshift, da Fig. 2.0 Nagao con 12 et al. (2006a). In basso: spettro del quasar più distante attualmente noto (z = 7,5) confrontato 2 1 2 lo spettro medio dei quasar di spostamento verso il rosso intermedi da SDSS, illustrando che i due sono quasi identici ˜ 1.5 suggerendo simili arricchimenti chimici del BLR (Banados et al., 2018). 9 6 1.0 PDF f di questo metodo per gli AGN (l'origine di tale "problema di temperatura" negli AGN non è ancora chiaro). 3 0,5 0,94 0,77 0,38 0,27 Alcuni dei rapporti di linea ampia dalle transizioni metalliche nell'UV sono stati proposti come 0 tracciante di metallicità sensibile del BLR. Il rapporto di emissione nebulare (SiIVÿ1397+OIVÿ1402)/CIVÿ1549) 1190 1200 1210 1230 1250 1260 0,5 in quanto è stato proposto come il1220 più stabile contro 1240 la distribuzione di densità di 0.0 gas e parametro di 1.0 ÿ xCiao Lunghezza d'onda del frame di riposo (A) ionizzazione nelle nuvole BLR, e anche in termini di durezza del continuum ionizzante (Nagao et al., 2006c). Anche i rapporti NVÿ1240/CIVÿ1549 e NVÿ1240/HeIIÿ1640 sono stati proposti (es. Hamann & Ferland, 1999; Dietrich et al., 2003a; Nagao et al., 2006a; Mat suoka et al., 2011a; Wang et al., 2012), ma sono più sensibili al parametro di ionizzazione, 2012 ; forma del continuum ionizzante e sono piuttosto sensibili principalmente all'abbondanza di azoto rispetto alla metallicità. La scoperta generale è che la metallicità del BLR nei quasar è molto alta, quasi sempre supersolare e fino a diverse volte solare (Hamann & Ferland, 1999; Dietrich et al., 2003a; Nagao et al., 2006c; Jiang et al., 2007; Juárez et al., 2009; Simon & Hamann, 2010; Matsuoka et al., 2011a; Wang et al., 2012; Shin et al., 2013; Xu et al., 2018). Così alto valori della metallicità hanno posto interrogativi sulla modellizzazione della fotoionizzazione l'ambiente estremo che caratterizza il BLR è appropriato. Tuttavia, metallicità nucleari molto elevate (poche/ più volte solari) sono confermate anche dall'emissione di ferro e caratteristiche di assorbimento osservate nell'emissione di raggi X provenienti dalla regione nucleare (es. Jiang et al., 2018). Tuttavia, metallicità così elevate nella regione nucleare di AGN non lo sono davvero inaspettato. Infatti le densità molto elevate e la grande quantità di gas nella regione centrale del L'AGN probabilmente favorirà una rapida formazione stellare e un rapido arricchimento sull'ISM. Inoltre, lo è importante tenere presente che la massa di gas nel BLR è molto piccola, alcune volte 104 MA indicate da Juarez et al. (2009), una massa così piccola può essere rapidamente arricchita con meno di un'esplosione di SN ogni 104 anni. . Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 107 Il risultato alquanto sconcertante è che la metallicità del BLR non sembra evolvere con il redshift (Fig. 59 in alto) e tale mancanza di evoluzione sembra persistere fino ai quasar più lontani conosciuti, a z = 7,5 (Fig. 59 -in basso) (Nagao et al., 2006a; Juarez et al., 2009; Mortlock et al., 2011; Banados et al. ˜ , 2018; Xu et al., 2018). La mancanza di evoluzione redshift della metallicità (che è in contrasto con quanto osservato per le galassie), che sembrano rimanere elevate a tutti i redshift, è probabilmente una conseguenza della relazione massa-metallicità combinata con effetti di selezione. Infatti, per essere selezionato in rilievi su larga scala, il quasar deve essere sufficientemente luminoso da superare la soglia di sensibilità del rilievo; questo generalmente implica che (anche se in accrescimento al limite di Eddington) il buco nero deve essere già diventato abbastanza massiccio. Se una qualche forma di relazione buco nero/galassia è già in atto con un elevato spostamento verso il rosso, ciò implica che, a qualsiasi spostamento verso il rosso, la galassia ospite deve già essere massiccia, quindi in genere mostra un'elevata metallicità quando il quasar entra nell'indagine (in qualsiasi epoca). Questa combinazione di effetti, che spiega la mancanza di evoluzione del redshift delle metallicità BLR, è stata discussa in modo più quantitativo in Juarez et al. (2009). Il fatto che la metallicità in AGN sia legata alla relazione massa-metallicità della galassia ospite è stato inizialmente suggerito dal fatto che la metallicità delle scale BLR con la luminosità dell'AGN (Hamann & Ferland, 1999; Nagao et al., 2006a; Xu et al., 2018). Infatti, se la luminosità dell'AGN è funzione della massa del buco nero (assumendo un rapporto L/LEdd medio ) e la massa del buco nero è legata alla massa della galassia ospite attraverso la relazione BH-sferoide, allora ci si aspetterebbe che la metallicità nucleare dell'AGN scala con la luminosità dell'AGN come conseguenza della relazione massa-metallicità della galassia ospite (Juarez et al., 2009). Una prova più chiara di ciò, che bypassa l'uso della luminosità AGN, è la relazione più diretta tra metallicità BLR e massa del buco nero ottenuta da Matsuoka et al. (2011a) e Xu et al. (2018), come illustrato in Fig. 60 (vedi anche Ludwig et al., 2012, per una potenziale estensione della relazione alle masse basse.) Matsuoka et al. (2011a) riportano la mancanza di correlazione tra metallicità e rapporto di Eddington L/LEdd. Una correlazione con il rapporto di Eddington si vede solo quando si utilizzano i rapporti NV/CIV e NV/HeII, che tracciano principalmente l'arricchimento di azoto. Poiché l'arricchimento di azoto è ritardato rispetto agli elementi ÿ, quest'ultima correlazione è stata interpretata come un'indicazione che l'accrescimento di buchi neri è innescato con un ritardo di alcuni 100 Myr rispetto all'inizio della formazione stellare. Questo è un ritardo che è stato suggerito anche negli AGN locali (Davies et al., 2007) ed è stato interpretato come conseguenza della forte turbolenza iniziale indotta da SNe, che potrebbe impedire un effettivo accrescimento sul BH, mentre in epoche successive il venti stellari più dolci possono essere efficaci nel rimuovere il momento angolare dal gas (quindi consentendogli di muoversi verso il centro) senza introdurre turbolenze eccessive o rimozione del gas attraverso i venti guidati da SN. Molti autori hanno utilizzato il rapporto di flusso del doppietto MgII 2798Å rispetto al "bump" UV FeII (dovuto a una fusione di multipletti a 2200–3090 Å), con l'obiettivo di limitare l'evoluzione del redshift del rapporto ÿ/Fe nel Broad Liner Region (ad es. Dietrich et al., 2003b; Maiolino et al., 2003; Freudling et al., 2003; Iwamuro et al., 2004; Jiang et al., 2007; De Rosa et al., 2011, 2014; Calderone et al., 2017; Mazzucchelli et al., 2017). Questi vari studi non trovano prove di un'evoluzione di spostamento verso il rosso del rapporto di flusso MgII/FeII verso quasar più distanti a zÿ6,5. Se si presume che il rapporto di flusso sia, in un primo ordine, un proxy del rapporto di abbondanza ÿ/Fe, la mancanza di evoluzione implicherebbe che il contributo relativo di SNIa e core-collasso non cambia. Tuttavia, bisogna tenere conto del fatto che entrambe le caratteristiche di emissione, e in particolare il "bump" FeII, sono refrigeranti primari del BLR e, quindi, il loro flusso non si ridimensiona linearmente con abbondanza, ma tende piuttosto a regolarsi per mantenere l'equilibrio termico delle nubi BLR (Verner & Peterson, 2004; Verner et al., 2004), quindi la mancata evoluzione del rapporto MgII/FeII potrebbe semplicemente riflettere Machine Translated by Google 108 Maiolino R., Mannucci F. 1.5 dalle 2:25 alle 2:75 dalle 2:75 alle 3:25 dalle 3.25 - 3.75 dalle 3:75 alle 4:25 dalle 4.25 - 4.75 dalle 4.75 - 5.25 1.0 0,5 0.0 7,0 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5 10.0 Registro (MBH / MO • ) Fig. 60 Metallicità del BLR in funzione della massa del buco nero per quasar suddivisi in bin di redshift (vedi leggenda). Da Xu et al. (2018) il ruolo “termostatico” delle relative transizioni. Studi simili sono stati condotti per indagare la metallicità dell'NLR, cioè su scale galattiche molto più grandi negli ospiti AGN. In questo caso gli studi si sono generalmente concentrati sul tipo 2 AGN, in cui il BLR (le cui linee forti e larghe impedirebbero altrimenti un vero e proprio districamento del flusso delle linee strette) è oscurato lungo la linea di vista. Studi hanno entrambi sfruttato rapporti di linee nebulari strette ottiche (soprattutto nelle galassie locali) e UV linee nebulari (soprattutto nelle galassie lontane, le cui linee UV sono spostate verso il rosso nell'ottica bande) e utilizzando modelli di fotoionizzazione per dedurre la metallicità da una combinazione di rapporti di linea. Affermazioni iniziali su metallicità altamente supersolari nell'NLR (Groves et al., 2006) sono stati rivisti al ribasso, tuttavia è ancora vero che la maggior parte dei NLR sembra esserlo ricco di metalli, con metallicità intorno al solare o super-solare (Nagao et al., 2006b; Matsuoka et al., 2009; Stern e Laor, 2013; Matsuoka et al., 2011b; Bobina et al., 2015; Dors et al., 2015; Castro et al., 2017; Dors et al., 2017). Matsuoka et al. (2009) suggeriscono che nel redshift range 1–4 c'è poca evoluzione cosmica della metallicità NLR, anche se è vero che la le statistiche sono molto più scarse che per le metallicità BLR; tuttavia, Coil et al. (2015) hanno ha sottolineato che, nel loro campione di AGN di tipo 2 a z ÿ 2,3, la metallicità NLR (dedotta dalla diagnostica ottica rest-frame) è inferiore alla metallicità nell'NLR dell'AGN locale. Sottolineano inoltre che la metallicità dell'NLR nel loro campione di AGN di tipo 2 è maggiore che in un campione abbinato di galassie a formazione stellare. Le metallicità solari/super-solari nell'NLR degli AGN già ad alto spostamento verso il rosso possono essere in parte spiegato in termini di distruzione della polvere nell'NLR, che rilascia metalli nell'ISM (Nagao et al., 2006b; Matsuoka et al., 2009; Dors et al., 2014), ma probabilmente è anche in parte dovuto al fatto che l'NLR è spesso associato anche a deflussi galattici (guidati da AGN) originari della regione centrale della galassia, ricca di metalli. In effetti, diversi studi hanno anche ha studiato direttamente il gas in uscita nei quasar e negli AGN, in particolare attraverso le linee di assorbimento (e soprattutto nei quasar con linee di assorbimento ad ampio raggio, dove le depressioni di assorbimento sondano i venti potenti), rivelando l'espulsione di gas ad alta metallicità su scale kpc (Hamann & Ferland, 1999; Simon & Hamann, 2010; Ganguly et al., 2003; D'Odorico et al., 2004; Ganguly et al., 2006; Gabel et al., 2006; Arav et al., 2007; Borguet et al., 2012; Shin et al., 2017). Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 109 Tuttavia, è stato suggerito che l'NLR segua anche la relazione di metallicità della massa (galassia ospite) (sebbene spostata verso valori più alti), direttamente (Matsuoka et al., 2018) o indirettamente attraverso la luminosità dell'AGN o la massa del buco nero come traccianti indiretti della massa della galassia ospite (Matsuoka et al., 2009; Ludwig et al., 2012). Menzioniamo infine che, mentre l'NLR tende ad essere generalmente ricco di metalli, l'indagine sulla regione più estesa dell'NLR (a volte indicata come Extended Narrow Line Region, ELR) rivela regioni a bassa metallicità (ad es. Fu e Stockton , 2009; Huse mann et al., 2011) indicando che le parti esterne del gas della sonda NLR nella galassia esterna sono ancora scarsamente arricchite. Di crescente interesse sta diventando la tecnica per sondare la metallicità dell'alone dei quasar attraverso l'analisi dei sistemi di assorbimento associati rilevati nello spettro di un quasar di fondo vicino (in proiezione) (Prochaska et al., 2013, 2014). Questa tecnica ha rivelato che il mezzo circumgalattico dei quasar a z ÿ 2 ospita quantità significative di gas freddo (> 1010 M) significativamente arricchito di metalli (Z > 0,1 Zout al raggio viriale (rvir ÿ 160 kpc), il che implica che per z ÿ Il feedback 2 è già stato abbastanza efficace nell'arricchire il CGM di galassie massicce e implica anche che l'ipotesi di un accrescimento di gas incontaminato in molti modelli potrebbe essere inappropriata. In sintesi, i BLR mostrano metallicità molto elevate a qualsiasi spostamento verso il rosso, senza alcuna indicazione dell'evoluzione nel tempo. Gli effetti della selezione stanno probabilmente contribuendo a nascondere i segni dell'evoluzione del redshift, tuttavia ciò indica un arricchimento molto precoce delle regioni centrali delle galassie massicce. La metallicità del BLR è fortemente correlata alla massa del buco nero, che è probabilmente il risultato della relazione massa-metallicità della galassia ospite combinata con la relazione di scala di massa della galassia ospite-buco nero. L'NLR mostra anche metallicità elevate, sebbene molto inferiori a quelle osservate nel BLR. Anche la metallicità dell'NLR non mostra prove per l'evoluzione del redshift. L'interpretazione è complessa perché ci si aspetta che i contributi alla metallicità dell'NLR provengano dai deflussi guidati dall'AGN, dagli effetti della distruzione della polvere e siano anche collegati alla relazione massa-metallicità della galassia ospite. L'indagine sui sistemi di assorbimento in prossimità dei quasar (sfruttando coppie di quasar vicini in proiezione) ha rivelato grandi quantità di gas freddo arricchito di metalli nei loro aloni, suggerendo che l'attività dei quasar ha inquinato in modo significativo il loro mezzo circumgalattico attraverso deflussi, già a primi tempi cosmici. 9 Bilancio del metallo Poiché i metalli sono prodotti dall'attività di formazione stellare attraverso le epoche cosmiche, confrontare la quantità totale di metalli osservati nelle varie fasi con l'evoluzione cosmica della massa stellare e SFR è utile per indagare la coerenza dell'interpretazione di questi vari risultati osservazionali indipendenti, ed in particolare la validità delle ipotesi e dei modelli sottostanti circa la produzione di elementi chimici e il loro trasferimento tra le varie fasi galattiche ed intergalattiche. In altre parole, il bilancio metallico è fondamentale nella formazione la cui evoluzione dovrebbe essere in accordo con le altre osservazioni indipendenti dell'evoluzione delle galassie e dovrebbe essere abbinata a modelli. Per questo motivo è stato oggetto di notevole lavoro (Pei & Fall, 1995; Edmunds & Phillipps, 1997; Pettini, 2004, 2006; Ferrara et al., 2005; Bouche et al. ´ , 2007; Gallazzi et al., 2008; Zahid et al., 2012; Peeples et al., 2014; Madau e Dickinson, 2014). Determinare la massa totale dei metalli è un obiettivo impegnativo, poiché gli elementi pesanti vengono prodotti nelle galassie e quindi dispersi nell'universo in forme diverse, spesso in stati che, come abbiamo discusso in questa recensione, sono difficili da osservare. Inoltre, in generale osservazionale Machine Translated by Google 110 Maiolino R., Mannucci F. gli studi misurano la metallicità delle varie fasi, ovvero l'abbondanza di metalli rispetto al contenuto totale di barioni. Pertanto, anche nei casi in cui la metallicità è ben vincolata, dedurre il contenuto totale assoluto di metalli implica avere una buona conoscenza della massa totale associata alla stessa fase (stelle, ISM, CGM, ICM, WHIM, IGM), che sono il tutto distribuito su scale e forme diverse, aggiungendo quindi al problema un ulteriore livello di complessità e incertezza. I tentativi di dedurre la massa totale dei metalli nell'universo locale hanno implicato la combinazione il contributo al bilancio metallurgico di tutte queste componenti. Più specificamente: – Stelle e ISM. Le galassie contengono grandi quantità di metalli racchiusi in stelle e resti di stelle e dispersi nell'ISM. La massa dei metalli contenuti nelle galassie può essere ottenuta integrando la funzione di massa delle galassie convolte dalla metallicità e la frazione gassosa in funzione della massa. Come i rapporti di abbondanza chimica e il metallico complessivo ità dipendono dai tipi di galassie, è necessario fare il calcolo dividendo le galassie in contenitori di morfologia o storie di fantascienza. Per questo componente si ottengono metallicità solari approssimativamente ponderate in massa quando si assume un Salpeter IMF (Calura & Matteucci, 2004; Gallazzi et al., 2008). – CGM e IGM. Il CGM è arricchito dai venti galattici e gioca un ruolo critico negli attuali “modelli di equilibrio” (vedi par. 4) perché costituisce una riserva di metalli estratti dalla galassia dai venti e che potrebbero piovere nuovamente sulla galassia. Allo stesso modo, si pensa che l'IGM sia arricchito dai venti galattici, specialmente quelli che sfuggono alle galassie di piccola massa. Come discusso nelle sezioni precedenti, l'abbondanza chimica di CGM e IGM è ottenuta dalle caratteristiche di assorbimento di diverse specie di ionizzazione di vari elementi e mostra un'evoluzione significativa con il redshift, che sale a circa 0,1 solare nell'universo locale e contiene circa il 10% di i metalli prodotti (Meiksin, 2009; D'Odorico et al., 2010; Simcoe et al., 2011; Shull et al., 2014; D'Odorico et al., 2016). Mentre la quantità di metalli nelle galassie diminuisce costantemente con il redshift, la quantità di metalli nel CGM/ISM tracciata dai DLA sembra rimanere all'incirca costante fino a z ÿ 4 (Prochaska et al., 2013; Rafelski et al., 2014) , il che implica che la frazione di metalli nel CGM/IGM è molto più grande ad alto spostamento verso il rosso che a livello locale. È stato affermato che la quantità di metalli nei DLA mostra un calo a z > 4 (Rafelski et al., 2014), tuttavia ciò non è stato confermato da studi più recenti De Cia et al. (2018); Poudel et al. (2018). – Il mezzo intra-cluster (ICM). Come già accennato, le osservazioni ai raggi X hanno rivelato che il mezzo intracluster è altamente arricchito con tutti i metalli (generalmente con abbondanze relative simili al solare, sez.7.2.1). I metalli negli ammassi sono prodotti principalmente nelle popolazioni evolute di galassie di tipo primitivo (Matteucci, 2012), che sono arricchite in Fe dalla produzione in corso di tipo Ia SNe, anche molto tempo dopo la fine della formazione stellare (Maoz & Mannucci, 2012). Il trasferimento di metallo verso l'ICM è dovuto agli AGN, all'esplosione di SN o allo stripping dell'ariete e il sistema nel suo insieme si evolve quasi come una scatola chiusa. Come già accennato, sono stati intrapresi ampi lavori per stimare il contenuto di metalli nell'ICM, in particolare con l'avvento della spettroscopia ad alta risoluzione (Mushotzky & Loewenstein, 1997; Balestra et al., 2007; Blanc & Greggio, 2008; de Plaa , 2013; Molendi et al., 2016; Mernier et al., 2016, 2018; Hitomi Collaboration, 2017; Simionescu et al., 2018). La metallicità dell'ICM è generalmente molto alta (supersolare) e quindi, nonostante il piccolo contributo alla massa barionica totale (ÿ 4%), si prevede che contribuisca in modo significativo al budget totale del metallo (si veda la discussione più avanti in questa sezione ). Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 111 – Il mezzo intergalattico caldo-caldo (WHIM). Il WHIM è la fase più calda/calda dell'IGM, che si pensa derivi dallo shock-riscaldamento gravitazionale del mezzo intergalattico nell'universo locale a temperature di ~ 105–107 K, dove si pensa che la maggior parte dei barioni nell'universo locale risiedere (Nicastro et al., 2017). Si pensa che sia la controparte locale (più calda) dell'IGM (più freddo) ad alta z osservato attraverso la foresta di Lyÿ. Il suo contenuto di metalli è stato dedotto attraverso la spettroscopia di assorbimento di raggi UV e raggi X (es. Tripp & Savage, 2000; Fang & Bryan, 2001; Prochaska et al., 2004; Cooksey et al., 2008; Fang et al., 2010 ; Zappacosta et al., 2010, 2012). Tipicamente la metallicità dedotta è dell'ordine di 0,1 Z e il suo contributo al budget metallico totale locale è inferiore al 5%. Tra questi problemi e incertezze, i valori pubblicati per la quantità totale di metalli mostrano una dispersione significativa, con valori intorno a ÿZ ÿ 10ÿ4 (Pei & Fall, 1995; Madau & Shull, 1996; Zepf & Silk, 1996; Mushotzky & Loewenstein , 1997; Madau et al., 1998; Pagel, 2002; Dunne et al., 2003; Calura & Matteucci, 2004; Gallazzi et al., 2008) dove ÿZ è la densità dei metalli normalizzata alla densità critica dell'Universo per h = 0,7, ÿc = 1,36 × 1011M M pcÿ3 . La distribuzione relativa della distribuzione dei metalli tra queste diverse componenti è chiaramente ancora soggetta a notevoli incertezze. Le aspettative dalla produzione cosmica integrata di stelle possono essere raggiunte integrando la densità del tasso di formazione stellare in funzione del redshift e convogliandola con i rendimenti ´ per generazione stellare (Molla et al. , 2015; Vincenzo et al., 2016a). Ciò è ovviamente soggetto ad ulteriori incertezze, non solo associate alla misurazione dell'evoluzione della storia della formazione stellare (Madau & Dickinson, 2014), ma anche alle nostre conoscenze sulla frazione di ritorno dei metalli alla fase gassosa e con le nostre ancora limitate conoscenza del FMI e delle sue potenziali variazioni. Tenendo presente tutte queste incertezze, si deduce che la metallicità media attesa dell'universo locale è Z ÿ 0,09 solare per un FMI Salpeter e diminuisce di un ordine di grandezza di z = 2,5 (Madau et al., 1998; Pettini, 2006 ; Madau e Dickinson, 2014). C'è un ragionevole accordo tra il budget di metallo previsto e quello misurato nell'universo locale. Tuttavia, date le grandi incertezze sia nel contenuto misurato che in quello atteso dei metalli, l'accordo non è troppo sorprendente e in realtà non è molto vincolante per nessuna delle ipotesi sottostanti. È stato forse più istruttivo studiare il bilancio dei metalli nei singoli sistemi, poiché questo esercizio può fornire informazioni sui processi che determinano la perdita di metalli o persino fornire vincoli sulla resa dei metalli. Ad esempio, Renzini & Andreon (2014) confrontano la quantità di ferro nell'ICM (come dedotto dalle osservazioni ai raggi X) con la quantità di ferro che dovrebbe essere prodotta dalle popolazioni stellari di galassie all'interno dell'ammasso, sulla base di rese empiriche di ferro da stiro. Mentre trovano un buon accordo per ammassi di massa intermedia (M500 ÿ 1014 M), in ammassi più massicci rivelano una chiara tensione, nel senso che l'ICM contiene molta più massa di ferro (fino a un fattore ÿ 6) di quella prodotta da stelle nelle galassie, che rivelano tassi più elevati di tipo Ia SNe negli ammassi (es. Mannucci et al., 2008; Friedmann & Maoz, 2018, e riferimenti ivi contenuti), o problemi nelle misurazioni della metallicità o con la nostra conoscenza dei rendimenti. ´ Calura & Matteucci (2004), Bouche et al. (2007), Peeples et al. (2014) e Tumlinson et al. (2017) presentano un'analisi approfondita del budget metallico nelle galassie e del loro CGM, sfruttando gli ampi risultati del progetto COS-Halos (Tumlinson et al., 2011; Prochaska et al., 2017). Essi mostrano che, quasi indipendentemente dalla massa, solo circa Machine Translated by Google 112 Maiolino R., Mannucci F. Il 20%–25% dei metalli prodotti nelle stelle rimane nelle galassie (nelle stelle o nell'ISM). Ne deducono che, per le galassie Lÿ , fino al 40% dei metalli prodotti dalle stelle si depositano nell'alone (CGM, entro un raggio di ÿ150 kpc), mentre il restante deve essere perso nel mezzo intergalattico. Infine, è interessante notare che la qualità dei dati sta diventando abbastanza buona da consentire un budget metallico risolto spazialmente nelle galassie. Ad esempio, Belfiore et al. (2016a) utilizzano metallicità risolte spazialmente per stelle e gas combinate con mappe risolte spazialmente del contenuto di gas e della luminosità della superficie per illustrare che all'interno dei 7 kpc centrali (ÿ 3 Re) della galassia ben studiata NGC628 circa il 50% dei metalli è stato perso (un po' in tensione con il risultato ottenuto da Peeples et al. (2014), a meno che molti più metalli non vengano persi a raggi maggiori). È interessante notare che Belfiore et al. (2016a) trovano anche che la frazione di metalli persi aumenta di circa il 70% nel kpc centrale della galassia (un risultato simile è stato trovato da Greggio & Renzini, 2011), suggerendo che tali metalli sono stati espulsi o dal SNe associato al esplosione centrale iniziale della formazione stellare, associata alla formazione del rigonfiamento, o da venti guidati da AGN/quasar, durante l'evoluzione passata della regione centrale della galassia. Molto recentemente, Telford et al. (2018) hanno eseguito un'analisi molto simile, ampia e dettagliata del budget metallico risolto spazialmente in M31, trovando risultati molto simili, ovvero una maggiore perdita di metalli dalla regione centrale di M31. In modo molto interessante, scoprono anche che negli ultimi 1,5 Gyr parte del metallo perso dalla regione centrale è stato ridistribuito nella periferia del disco galattico. 10 Conclusioni In questo articolo, abbiamo cercato di rivedere i metodi di misurazione, i risultati osservativi e le implicazioni per i modelli di evoluzione della metallicità delle galassie. È il risultato di molti anni di sforzi da parte di molti ricercatori, a volte utilizzando strumenti dedicati, solo una parte di questo sforzo è qui riprodotta. 10.1 Riepilogo Lo studio delle abbondanze chimiche nelle galassie è un campo complesso ed esteso con molti problemi aperti e risultati contrastanti. Tuttavia emergono alcuni punti chiari su metodi, osservazioni e modelli: – Le metallicità stellari vengono ora misurate di routine utilizzando spettri UV e ottici. I modelli spettrofotometrici di crescente precisione, complessità e risoluzione spettrale utilizzano l'intera informazione contenuta negli spettri per ricavare la metallicità insieme ad altri parametri della popolazione stellare. Esistono metodi semplificati che utilizzano caratteristiche particolari per derivare metallicità e questi metodi sono più adatti a studiare grandi campioni di galassie con spettri a risoluzione inferiore. – La scala assoluta della metallicità in fase gassosa è ancora incerta a causa della differenza tra i tre metodi principali per misurarla (linee di ricombinazione, metodo Te e modelli di fotoionizzazione). Le discrepanze sono state ridotte, ma persistono ancora. Il metodo “diretto” basato sulla misurazione di Te è attualmente il più affidabile e sembra essere in accordo con la metallicità delle giovani stelle. – Questi metodi sono stati utilizzati per calibrare un'ampia gamma di diagnostica dei rapporti di linea forte, che può essere applicata a galassie deboli e lontane. La differenza tra questi secondari Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 113 le calibrazioni sono dominate dal diverso metodo utilizzato per la calibrazione primaria, dal modello di fotoionizzazione rispetto al metodo "Te" diretto . – La maggior parte degli elementi pesanti è generalmente in gran parte impoverita nei granelli di polvere, quindi le evoluzioni della metallicità in fase gassosa e della polvere sono collegate tra loro. L'esaurimento delle polveri è una fonte di incertezza molto importante, spesso trascurata nello studio delle abbondanze in fase gassosa. – Sia la metallicità stellare che quella in fase gassosa seguono una relazione massa-metallicità (MZR) ben definita in cui la metallicità delle galassie aumenta con la massa stellare. L'MZR osservato evolve con spostamento verso il rosso, con metallicità in diminuzione a qualsiasi massa, sebbene più rapidamente a masse inferiori. – La metallicità del gas delle galassie ha anche altre dipendenze secondarie. La più importante delle quali è l'anticorrelazione tra metallicità del gas e SFR (o contenuto di gas, che è correlato all'SFR), che è chiamata (insieme alla dipendenza dalla massa) Relazione di Metallicità Fondamentale (FMR). Questa relazione ha un'evoluzione nulla o molto limitata con spostamento verso il rosso fino a z ÿ 2,5 e una possibile forte evoluzione a z ÿ 3,5. La maggior parte degli autori descrive l'FMR come un effetto della caduta di gas, fornendo ulteriori prove dell'ubiquità e dell'importanza dell'accrescimento di gas freddo nel plasmare l'evoluzione della galassia, e spiega l'assenza di evoluzione come effetto degli stessi processi fisici dominanti a z < 2,5. – L'ambiente ha anche un effetto secondario sulla metallicità delle galassie, ma solo per i satelliti, per cui le galassie satelliti in ambienti più densi (ad esempio gruppi e ammassi) tendono ad essere più ricche di metalli rispetto alle galassie in ambienti a bassa densità. Questa è probabilmente una conseguenza di molteplici effetti diversi (come lo "strangolamento" e l'accumulo di gas arricchito di metalli). – La comprensione dell'evoluzione del redshift dell'MZR e dell'FMR è resa difficile e incerta dall'evidente evoluzione delle proprietà ISM viste nei diagrammi diagnostici di eccitazione BPT. La causa dominante di questa evoluzione non è chiara, e molto probabilmente una combinazione di effetti diversi (pressione maggiore, ionizion continua più dura, parametro di ionizzazione più elevato e variazione del rapporto di abbondanza N/O rispetto alle galassie locali). Non è ancora chiaro come questa evoluzione influisca sulla determinazione delle metallicità. – L'evoluzione della metallicità dei sistemi DLA fornisce informazioni indipendenti sull'evoluzione delle galassie e del loro CGM. Se la loro dispersione di velocità è presa come proxy della loro massa, anche la metallicità dei sistemi DLA segue una relazione massa-metallicità. Sebbene non sia semplice collegare i sistemi selezionati per assorbimento alle galassie selezionate per l'emissione, entrambe le classi di oggetti identificano l'intervallo di spostamento verso il rosso 2 < z < 3 (coincidente con il picco della densità di formazione stellare) come un punto di svolta nell'evoluzione delle galassie, poiché questo è il intervallo di spostamento verso il rosso in cui l'evoluzione della maggior parte delle relazioni di ridimensionamento cambia in modo significativo. – La distribuzione della metallicità all'interno delle galassie contiene una grande quantità di informazioni sui processi risolti nello spazio di formazione delle galassie. I gradienti di metallicità radiale delle galassie locali aumentano in funzione della massa stellare della galassia (almeno all'interno del ÿ 2Re centrale). Tuttavia, la periferia delle galassie mostra gradienti di metallicità molto piatti, che implicano l'accrescimento di gas prearricchito dall'alone. – Le relazioni di scala tra metallicità della galassia, massa stellare, velocità di formazione stellare e contenuto di gas si trovano anche localmente, su scale risolte spazialmente, sotto forma di correlazioni tra metallicità e densità superficiale della massa stellare, densità superficiale dell'SFR e densità superficiale del gas . Tuttavia, non è ancora chiaro se le relazioni di scala locale stiano guidando totalmente quelle globali, a livello di galassia. – Basandosi sia sulla diagnostica che traccia la metallicità in diversi tempi di ricerca nelle galassie locali, sia sull'osservazione diretta dei gradienti di metallicità ad alto redshift, vi è una chiara indicazione che i gradienti di metallicità radiale delle galassie sono diventati più ripidi con il tempo cosmico. Questo risultato è difficile da spiegare nel contesto della formazione inside-out Machine Translated by Google 114 Maiolino R., Mannucci F. di galassie e richiede la migrazione radiale delle stelle, l'afflusso radiale di gas a bassa metallicità o la ridistribuzione radiale dei metalli nelle prime fasi della formazione della galassia. – Vi sono prove crescenti dell'esistenza di gradienti di metallicità invertiti (cioè positivi) in galassie lontane. Questi possono tracciare l'accrescimento di gas quasi incontaminato o l'afflusso radiale di gas povero di metalli indotto da fusioni o interazioni di galassie. – Elementi diversi forniscono informazioni diverse sullo stadio evolutivo e sulla storia della formazione stellare delle galassie. L'ossigeno, l'azoto, il carbonio e gli elementi ÿ sono particolarmente utili e vengono studiati in dettaglio per comprendere la formazione e l'evoluzione delle galassie poiché campionano scale temporali diverse. – Il rapporto di abbondanza ÿ/Fe mostra che le diverse componenti del MW (alone, rigonfiamento, disco spesso e sottile) si sono formate non solo in epoche diverse, ma anche su scale temporali diverse e con diverse efficienze di formazione stellare. – Allo stesso modo, il rapporto di abbondanza ÿ/Fe nelle galassie locali indica che le galassie più massicce si sono formate più velocemente (probabilmente con una maggiore efficienza di formazione stellare) e in tempi precedenti rispetto alle galassie di massa inferiore, un fenomeno noto come "ridimensionamento delle galassie". – I rapporti di abbondanza N/O e C/O, insieme a O/H, vengono utilizzati per ottenere ulteriori informazioni sull'evoluzione delle galassie poiché azoto e carbonio sono caratterizzati da tempi di produzione più lunghi rispetto agli elementi ÿ e quindi forniscono importanti informazioni sull'evoluzione delle galassie. lo stadio evolutivo delle galassie e su altri processi evolutivi delle galassie (come l'accrescimento di gas e l'efficienza della formazione stellare). – Le osservazioni a raggi X hanno dimostrato che il mezzo intracluster è altamente arricchito e con abbondanze chimiche simili al solare. Il contenuto globale stimato di metalli negli ammassi massicci supera significativamente la quantità di metalli che dovrebbe essere prodotta dalle galassie degli ammassi. Questo è ancora un problema irrisolto e aperto. – Gli AGN sono attualmente uno dei pochi modi per studiare la metallicità nelle galassie con spostamenti verso il rosso molto elevati (z > 7). Le informazioni sulla metallicità possono essere generalmente estratte solo per il gas nella cosiddetta Broad Liner Region (BLR, su scale nucleari sub-parsec) e per la Narrow Line Region (NLR, su scala galattica). – La metallicità del BLR scala con la massa del buco nero a tutti gli spostamenti verso il rosso, che sta probabilmente tracciando una combinazione di relazione massa-metallicità nella galassia ospite e relazione MBH ÿ Mgal , entrambe già in atto alle prime epoche cosmiche. – La metallicità del BLR è generalmente molto elevata (spesso alcune/più volte super-solare) e non evolve con il redshift. Quest'ultima è probabilmente una conseguenza di effetti di selezione osservativa (i quasar vengono rilevati solo quando i loro buchi neri, e quindi le loro galassie, sono sufficientemente massicci, e quindi già altamente arricchiti). – La metallicità della NLR è inferiore a quella della BLR, ma comunque superiore a quella delle galassie normali, probabilmente come conseguenza della distruzione della polvere e dell'arricchimento da parte dei quasar in uscita. Anche l'NLR mostra poca evoluzione con il redshift. – Sono stati sviluppati diversi tipi di modelli per riprodurre e spiegare tutte queste e altre osservazioni. Il contributo principale dell'analisi della metallicità e dell'abbondanza chimica è di porre forti vincoli al ruolo e alle proprietà della caduta del gas, dei venti galattici, del feedback stellare e AGN, dei rendimenti stellari, della quantità di riaccrescimento del gas e dell'IMF. Sia i modelli analitici che quelli numerici possono ora spiegare la maggior parte dei risultati osservativi, ma spesso non sono d'accordo sugli effetti dominanti. – La distribuzione della massa metallica nelle varie componenti dell'universo non è ancora ben vincolata, tuttavia sembra che la maggior parte dei metalli abbia lasciato le galassie madri. Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 115 10.2 Questioni aperte Sebbene negli ultimi anni siano stati compiuti notevoli progressi, è chiaro che numerosi problemi e incertezze in sospeso devono ancora essere affrontati da osservazioni e teorie. La difficoltà di accedere ai traccianti di metallicità diretta della fase gassosa della fase gassosa per la stragrande maggioranza delle galassie, specialmente ad alto spostamento verso il rosso, dovendo quindi fare affidamento su modelli diagnostici o di fotoionizzazione a linee forti, rimane uno dei problemi principali. In effetti, questi ultimi metodi sono ancora soggetti a degenerazioni con altri parametri delle galassie come il parametro di ionizzazione, la forma del continuum ionizzante, le abbondanze chimiche relative, la geometria, la pressione e la densità delle nubi ionizzate e l'ampia distribuzione di tutti questi parametri all'interno delle galassie ; questi problemi rendono ancora difficile il confronto tra diverse classi di galassie e con modelli. In questo contesto, non è ancora chiaro quanto l'evoluzione delle condizioni medie di eccitazione delle regioni di formazione stellare ad alto redshift (ovvero l'evoluzione dei diagrammi BPT) influisca sulla determinazione della metallicità della fase gas attraverso modelli o diagnostiche di linee forti calibrate localmente . Allo stesso modo, non è ancora chiaro se e quanto l'FMR si evolva ad alto redshift e, in tal caso, perché. Come discusso, le galassie fino a z ÿ 2,5 seguono la stessa FMR osservata localmente una volta adottate calibrazioni coerenti e un formalismo coerente. Tuttavia, la dispersione è maggiore ad alto redshift che a livello locale e non è chiaro il motivo, cioè se questa sia una conseguenza di incertezze osservative o rifletta veramente un'evoluzione dei meccanismi evolutivi della galassia. Ancora più intrigante è l'evoluzione dell'FMR oltre z ÿ 2,5, che è accompagnata da un cambio di regime simile in altre proprietà delle proprietà galattiche e intergalattiche attorno allo stesso spostamento verso il rosso (come l'evoluzione del contenuto di gas atomico neutro nelle galassie e l'evoluzione del rapporto massa-metallicità del DLA); questo cambiamento di regime a zÿ2,5 deve essere completamente spiegato dai modelli. L'evoluzione del redshift di altre relazioni di scala ad alto redshift, come con il contenuto di gas (molecolare o atomico) o con l'ambiente, non può ancora essere studiata, a causa della mancanza di dati su queste altre proprietà, insieme alle determinazioni di metallicità. Principalmente a causa dei limiti di sensibilità, la misura delle metallicità stellari ad alto redshift è ancora limitata a campioni molto piccoli, impedendoci di indagare l'evoluzione delle relazioni di scaling e il confronto con modelli ad alto redshift. Lo studio dei gradienti di metallicità ad alto redshift è ancora in gran parte ostacolato dalla mancanza di risoluzione spaziale. Le lenti gravitazionali, l'uso dell'ottica adattiva e l'HST hanno fornito mappe di metallicità ben risolte per piccoli campioni, ma siamo ancora lontani dal raggiungere le statistiche ottenute localmente, che hanno permesso di studiare i gradienti di metallicità in funzione delle proprietà delle galassie. Inoltre, sta diventando chiaro che ad alti spostamenti verso il rosso le variazioni di metallicità all'interno delle galassie non seguono lo stesso semplice comportamento radiale delle galassie locali, ma variazioni non radiali più complesse, il che implica che è necessario un ripensamento della caratterizzazione dei gradienti di metallicità. I modelli e le simulazioni numeriche hanno compiuto eccellenti progressi negli ultimi anni e possono riprodurre bene molte delle proprietà di metallicità osservate nelle galassie, localmente e ad alto redshift. Tuttavia, tutti i modelli soffrono ancora di una serie di degenerazioni e ipotesi a priori difficili da controllare o verificare. Il FMI (sia in termini di forma che di cut-off) è uno dei parametri di input critici dei modelli, che ne influenza drasticamente i risultati. I modelli ovviamente dipendono ancora più criticamente dalla loro particolare scelta di rese e tempi di ritardo di arricchimento di stelle con masse diverse. Il risultato dei modelli dipende anche dalla presunta dipendenza del fattore di carico in uscita e dell'efficienza della formazione stellare in funzione della massa della galassia, del tasso di formazione stellare e dell'attività dell'AGN. Machine Translated by Google 116 Maiolino R., Mannucci F. Le simulazioni numeriche sono ancora limitate dalla mancanza di una risoluzione sufficientemente alta per modellare correttamente la fisica della sottogriglia associata alla formazione stellare e al feedback di SNe e AGN. Si osserva che la forma di alcune delle relazioni di ridimensionamento della metallicità dipende dalla risoluzione adottata. Simulazioni a risoluzione più elevata possono catturare meglio la fisica barionica, ma i volumi inevitabilmente più piccoli campionati da queste simulazioni risultano sia in una potenziale distorsione verso ambienti a densità inferiore sia in una carenza di sistemi massicci, che possono influenzare il confronto con le osservazioni, soprattutto in termini di dipendenza da ambiente. Un altro problema in sospeso consiste nel modo in cui i modelli e le osservazioni vengono confrontati. Poiché la forma effettiva di MZR e FMR dipende da come vengono selezionate le galassie, è necessario selezionare le galassie modello per il confronto allo stesso modo. Questo viene fatto solo raramente e di solito i campioni osservati distorti vengono confrontati con campioni del modello a volume limitato. Tuttavia, nel prossimo futuro sono attesi importanti progressi su questi diversi fronti, grazie allo sviluppo di nuove strutture di osservazione e di nuova generazione di modelli, come discusso nella prossima sezione. 10.3 Prospettive future Per vincolare adeguatamente i modelli e far progredire la nostra comprensione dei meccanismi che guidano l'evoluzione delle galassie, sono necessari dati osservativi aggiuntivi e più accurati. La prossima generazione di strutture di osservazione e rilievi consentirà sicuramente un importante passo avanti in quest'area di ricerca nel prossimo decennio. Il James Webb Space Telescope (JWST) ha alcune delle maggiori aspettative. La sua sensibilità senza precedenti nelle bande del vicino/medio IR, unita all'elevata risoluzione angolare e alle modalità spettroscopiche multiple (tra cui una modalità spettroscopica multi-oggetto, unità di campo integrali e spettroscopia senza fenditura) consentiranno agli astronomi di sondare linee di emissione nebulare che sono metallicità diagnostica ad alto spostamento verso il rosso, fino all'epoca della reionizzazione e oltre, per diverse migliaia di galassie, inclusi sistemi di massa molto bassa. Ancora più importante, JWST consentirà agli astronomi di rilevare direttamente le linee aurorali in centinaia di singole galassie, quindi misurare direttamente la metallicità e ricalibrare la diagnostica delle linee forti in epoche diverse. JWST fornirà anche mappe ad alta fedeltà della distribuzione dei metalli in centinaia di galassie. L'aspettativa di JWST è di far risalire l'evoluzione della metallicità dei metalli alla prima generazione di stelle, cioè le cosiddette stelle Pop III, formate da primordiali incontaminate gas. In un arco di tempo simile, i telescopi estremamente grandi (come il Giant Magellan Telescope, GMT, il Thirty Meters Telescope, TMT e l'European Extremely Large Telescope, E-ELT), con le loro enormi aree di raccolta forniranno un segnale molto alto- spettri di rumore a risoluzione spettrale intermedia del continuum stellare in ampi campioni di galassie lontane, consentendo quindi un grande balzo in avanti nella caratterizzazione delle metallicità stellari, delle abbondanze chimiche relative (soprattutto ÿ/Fe) e delle relative relazioni di scala a alto redshift. Anche la determinazione dei gradienti di metallicità beneficerà notevolmente del salto di risoluzione angolare offerto da questi telescopi, insieme ai loro sistemi di ottica adattiva. La spettroscopia ad alta risoluzione, la tecnica più gravemente colpita dalla fame di fotoni, sarà probabilmente l'area che trarrà maggiori benefici dall'enorme area di raccolta di questi telescopi. Il numero di nuovi sistemi che saranno osservabili ad alta risoluzione spettrale aumenterà di ordini di grandezza (grazie alla funzione di luminosità ripida dei quasar), consentendo così una mappatura senza precedenti di elementi chimici attraverso l'uni- Machine Translated by Google Evoluzione chimica cosmica delle galassie 117 verso attraverso sistemi di assorbimento, con l'obiettivo finale di trovare le firme chimiche della prima generazione di stelle. Su scale temporali più brevi, l'avvento della prossima generazione di spettrografi ottici multi-oggetto ad alto multiplexing su telescopi di classe 4m, come WEAVE su WHT e 4MOST su ESO/VISTA, consentirà di espandere il numero di galassie osservate a diversi milioni , ottenere spettri a una risoluzione più elevata e aumentare l'intervallo di spostamento verso il rosso campionato. Ancora più interessante, i nuovi spettrografi multi-oggetto nel vicino infrarosso su telescopi di classe 8m, come PFS a Subaru e MOONS al VLT, forniranno sondaggi simili a Sloan ad alto redshift fornendo spettri nel vicino infrarosso per milioni di galassie fino a z ÿ 2 e metallicità del gas per centinaia di migliaia di essi. Ciò consentirà agli astronomi di esplorare l'evoluzione del redshift delle relazioni di ridimensionamento della metallicità con statistiche senza precedenti. L'atteso salto di statistica, volume e completezza per le galassie lontane consentirà di indagare, per la prima volta, gli effetti ambientali sulle relazioni di scaling della metallicità ad alto redshift. Si prevede inoltre che l'impilamento di centinaia/migliaia di spettri consenta l'indagine delle metallicità stellari e anche il rilevamento delle linee aurorali per ricalibrare la diagnostica delle linee forti ad alto spostamento verso il rosso. L'attuale generazione di telescopi di classe 8m con la prossima generazione di spettrografi assistiti da ottica adattiva (come ERIS su VLT) sarà utilizzata per ottenere la metallicità risolta spazialmente per un gran numero di galassie e con un livello di precisione più elevato. Per la fase gas caldo/caldo, la missione Hitomi di breve durata ha dato solo un assaggio della ricchezza di informazioni che possono essere ottenute attraverso la spettroscopia di raggi X ad alta risoluzione e alta sensibilità. La missione di imaging e spettroscopia a raggi X (XRISM), che sarà lanciata nel 2021 da JAXA e NASA con la partecipazione dell'Agenzia spaziale europea (ESA), fornirà capacità di osservazione simili al satellite Hitomi e ci consentirà quindi di ottenere informazioni dettagliate e misurazioni accurate del plasma caldo negli ammassi di galassie, negli aloni galattici e nei venti galattici. Ciò consentirà infine agli astronomi sia di ricavare un bilancio molto più accurato dei metalli sia di assistere direttamente all'arricchimento metallico del CGM in diverse classi di galassie. XRISM aprirà la strada ad Athena, il grande osservatorio a raggi X che verrà lanciato intorno al 2028, che traccerà la metallicità e l'abbondanza chimica del gas caldo anche in sistemi distanti, grazie alla sua sensibilità senza precedenti. L'Atacama Large Millimeter Array (ALMA), recentemente entrato in piena attività, sta già fornendo risultati eccezionali. Nei prossimi anni si prevede di fornire un censimento dettagliato del gas molecolare nelle galassie attraverso le epoche cosmiche. La capacità di tracciare le transizioni di più specie molecolari, che coinvolgono diversi elementi e associati a diversi isotopi, fornirà vincoli unici sulla storia della formazione stellare e sull'IMF, sia localmente che ad alto redshift. Lo Square Kilometer Array (SKA), tra i molti risultati rivoluzionari attesi, fornirà finalmente un censimento del contenuto e della distribuzione del gas atomico neutro nelle galassie ad alto spostamento verso il rosso, che è l'ingrediente chiave, ancora in gran parte non vincolato, per comprendere l'evoluzione delle galassie ad alto spostamento verso il rosso e il ruolo svolto dal giacimento di gas HI nelle galassie lontane. Su scale temporali più lunghe, la missione spaziale SPICA, se selezionata dall'ESA, offrirà un miglioramento della sensibilità di ordini di grandezza nelle gamme spettroscopiche del medio e lontano infrarosso. Misurando le transizioni strutturali fini di diversi elementi chimici, SPICA consentirà agli astronomi di tracciare l'arricchimento del metallo in diverse centinaia o addirittura migliaia di galassie ad alta z, senza essere influenzate dall'estinzione della polvere, quindi sondando, in modo imparziale, anche le galassie fortemente oscurate popolazione di galassie. Ringraziamenti È un piacere ringraziare l'arbitro per l'attenta lettura del manoscritto e per i tanti commenti e approfondimenti. Ringraziamo anche molti colleghi per utili discussioni e commenti sui primi Machine Translated by Google 118 Maiolino R., Mannucci F. manoscritto, e suggerimenti per individuare i risultati rilevanti e i problemi aperti più importanti: F. Belfiore, G. Cresci, M. Curti., P. Dayal, A. De Cia, G. De Lucia, ME De Rossi, V. D 'Odorico, S. Ellison, A. Fabian, F. Fontanot, A. Gallazzi, B. James, R. Kennicutt, N. Kumari, A. Marconi, F. Matteucci, L. Origlia, Y. Peng, E. Perez -Montero, M. Pettini, J. Shaye, E. Spitoni, P. Torrey, F. Vincenzo, e s. Wuyts. Si ringrazia anche F. Vincenzo per i dati utilizzati per la fig. 1, e M. Heyden e A. Motta per aver fornito versioni modificate delle loro figure. FM riconosce il supporto di PRIN INAF "ESKAPE-HI" e RM riconosce ERC Advanced Grant 695671 "QUENCH" e il supporto del Science and Technology Facilities Council (STFC). Machine Translated by Google 119 Evoluzione chimica cosmica delle galassie Un elenco di acronimi 4MOST: telescopio spettroscopico multioggetto da 4 metri (ESO, de Jong et al., 2016) AAS: American Astronomical Society AD: MZR: Relazione massa-metallicità NASA: National Aeronautics and Space Administration zione Abundance Discrepancy AGB: Asintotic Giant NLR: Narrow-Line Region NOEMA: Branch AGN: Active Galactic Nucleus ALMA: Atacama Large Millimeter Array APOGEE: APO Northern Extended Millimeter Array (IRAM) Galactic Evolution Experiment (SDSS, Majewski et Photo-Dissociation Regions PFS: Prime-Focus al., 2017) Spectrograph (Subaru, Tamura et al., BLR: Broad-Line Region BH: Black Hole BPT: Baldwin–Phillips– PN: Planetary Nebula QSO: Terlevich BSG: Blue Supergiant Stars Velocity Experiment (Australian Astronomical Obs., Steinmetz et CALIFA: Calar Alto Legacy Integral Field al., 2006) RL: Linee di ricombinazione PCA: analisi delle componenti principali PDR: 2016) spectroscopy Area survey (Sanchez et al., 2012) ´ Quasi-Stellar Object RAVE: Radial RSG: Stelle supergiganti rosse CC: collasso del nucleo (supernovae) SAM: Modello semianalitico SAMI: CCD: dispositivo ad accoppiamento Spettrografo a campo integrale multioggetto Sydney-AAO (Galaxy di carica CEL: Linee eccitate in collisione CEMP: Stelle povere di metalli rinforzate con carbonio SDSS: Sloan Digital Sky Survey SEGUE: CGM: Mezzo circumgalattico DIG: Gas ionizzato diffuso DLA: Sistema Lyman-ÿ smorzato E-ELT: European Extremely Large Telescope ELR: Extended Narrow Line Survey) (Bryant et al., 2015) Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration (Yanny et al., 2009) SFR: tasso di formazione stellare Regione ESA: Agenzia spaziale europea ESO: European sSFR: tasso di formazione stellare specifico Southern Observatory ETG: Early-Type Galaxy EW: SKA: array di chilometri quadrati SN: Equivalent Width FMR: Fundamental Metallicity Relation supernovae S/N: rapporto segnale-rumore GP: Green Peas GMT: Giant Magellan Telescope GRB: SNR: residuo di supernova SPICA: telescopio Gamma-Ray Burst GALAH: Galactic Archaeology with spaziale a infrarossi per la cosmologia e HERMES (Anglo Australian Telescopio, De Silva et al., l'astrofisica (Roelfsema et al., 2018 ) 2015) SSP: Popolazione stellare singola ULIRG: Galassia a infrarossi ultraluminosi UV: ultravioletto VISTA: Telescopio per rilievi nel visibile e nell'infrarosso per Astronomia (ESO) ICM: intracluster Medium VLT: Very Large Telescope (ESO) IFU: Unità di campo integrale TMT: telescopio di trenta metri IGM: mezzo intergalattico FMI: funzione di massa iniziale WEAVE: spettrografo multioggetto ad ampio campo per WHT IR: Infrarossi WHIM: mezzo intergalattico caldo-caldo (Dalton, 2016) ISM: mezzo interstellare WHT: telescopio William Herschel JAXA: Agenzia di esplorazione aerospaziale giapponese XRISM: Missione di imaging a raggi X e spettroscopia JWST: telescopio spaziale James Webb XMP: galassie estremamente povere di metalli LAG: Galassie Lyman-ÿ LIER: regione della linea a basse emissioni di ionizzazione LINER: Linea di emissioni nucleari a bassa ionizzazione Re gion LLS: Lyman-Limit Systems LMC: Large Magellanic Cloud MaNGA: Mapping Nearby Galaxies at APO (Bundy et al., 2015) LUNA: spettrografo ottico multioggetto e nel vicino infrarosso (ESOVLT, Cirasuolo et al., 2012) MSSF: sequenza principale di formazione stellare MUSE: Esploratore spettroscopico multiunità (ESO-VLT, Bacone et al., 2010) PM: Via Lattea Machine Translated by Google 120 Maiolino R., Mannucci F. Riferimenti Agricola G., 1556, De Re Metallica Girolamo Froben e Nicolaus Vescovo di Basilea Akerman CJ, Carigi L., Nissen PE, Pettini M., Asplund M., 2004, A&A, 414, 931 Allen MG, Groves BA, Dopita MA, Sutherland RS, Kewley LJ, 2008, ApJSupp., 178, 20 Aller LH, 1942, ApJ, 95, 52 Aller LH, 1954, ApJ, 120, 401 Aller LH, ed. 1984 Fisica delle nebulose gassose termiche Astrofisica e Biblioteca di scienze spaziali vol. 112, doi:10.1007/978-94-010-9639-3. ´ Amor´in RO, Perez-Montero E., V´ÿlchez JM, 2010, ApJLett, 715, L128 ´ Amor´in R., Perez-Montero E., V´ÿlchez JM, Papaderos P., 2012, ApJ, 749, 185 Amor´in R., et al., 2015, A&A, 578, A105 Amor´ÿn R., et al., 2017, Nature Astronomy, 1, 0052 Andrews BH, Martini P., 2013, ApJ, 765, 140´ Andrievsky SM, Luck RE, Martin P., Lepine JRD, 2004, A&A, 413, 159 Arabsalmani M., Møller P., Fynbo JPU, Christensen L., Freudling W., Savaglio S., Zafar T., 2015a, MN RAS, 446, 990 Arabsalmani M., Møller P., Fynbo JPU, Christensen L., Freudling W., Savaglio S., Zafar T., 2015b, MN RAS, 446, 990 Arabsalmani M., et al. 473, 3312 Arav N., et al., 2007,´ ApJ, 658, 829 Ascasibar Y., Gavilan M., Pinto N., Casado J., Rosales-Ortega F., D´ÿaz AI, 2015, MNRAS, 448, 2126 Asplund M., Grevesse N., Sauval AJ, Scott P., 2009, ARA&A, 47, 481 ˜ Banados E., et al., 2018, Natura, 553, 473 Bacon R., et al., 2010, in Strumentazione terrestre e aerea per l'astronomia III. p. 773508, doi:10.1117/12.856027 ´ Bahe YM, Schaye J., Crain RA, McCarthy IG, Bower RG, Theuns T., McGee SL, Trayford JW, 2017, MNRAS, 464, 508 Bailin J., Stinson G., Couchman H., Harris WE, Wadsley J., Shen S., 2010, ApJ, 715, 194 Baldry IK, Glazebrook K., Driver SP, 2008, MNRAS, 388, 945 Baldwin JA, Phillips MM, Terlevich R., 1981, PASP, 93, 5 Balestra I., Tozzi P., Ettori S., Rosati P., Borgani S., Mainieri V., Norman C., Viola M., 2007, A&A, 462, 429 Balogh ML, Morris SL, Yee HKC, Carlberg RG, Ellingson E., 1999, ApJ, 527, 54 Balogh ML, Navarro JF, Morris SL, 2000, ApJ, 540, 113 Balser 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Carigi L., 2000, Rev. Mex. Astron. Astrof., 36, 171 Carigi L., Peimbert M., 2011, Rev. Mex. Astron. Astrof., 47, 139 Carniani S., et al., 2017, A&A, 605, A42 Carniani S., et al., 2018, MNRAS, 478, 1170 Carollo D., et al., 2007, Natura, 450, 1020 ´ ´ Carter C., Vazdekis A., Beckman JE, Sanchez-Bl azquezP., Gorgas J., 2004, ApJLett, 609, L45 Carretero C., Vazdekis A., Beckman JE, 2007, MNRAS, 375, 1025 Cartone D., et al., 2018, MNRAS, 478, 4293 Caselli P., Benson P. J., Myers P. 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