Galaxies on the road to quenching

This thesis explores the properties of galaxies that reside in high density regions in the local Universe. The driving motivation is to shed light on how galaxies stop forming stars and the role played by the environment in this process. A wide variety of environmentallyrelated quenching mechanisms have been proposed and the smoking gun proving that these are actually transforming galaxies from being star forming to passive is the existence of a population of galaxies in transition with intermediate features. In this Thesis I will mainly focus on the properties of two population of galaxies: those that are forming stars at a reduced level compared to other galaxies at similar mass, and those that have recently and abruptly interrupted their star formation. The data exploited in this Thesis come from surveys which focus on different environments in the local Universe: the WIde-field Nearby Galaxy-cluster Survey (WINGS, Fasano et al. 2006) with its recent extension OmegaWINGS (Gullieuszik et al., 2015a, Moretti et al. submitted) and the Padova Millennium Galaxy and Group catalogue (PM2GC, Calvi et al. 2011). The Thesis starts with a characterization of the WINGS survey and then focuses on the new OmegaWINGS data, illustrating the most important aspects of the photometric and spectroscopic observations. I will describe in detail my personal contribution to the survey, from the data analysis to the redshift and velocity dispersion measurements, to the membership assignments. I will also present the complete galaxy catalog built from the combination of the two cluster surveys considered. While halo mass estimates are quite easily obtained for clusters, at the group regime it is less straightforward to derive robust measurements. I will then present a procedure I developed to compute halo masses from observable quantities for the PM2GC. My approach exploits mock galaxy catalogs extracted from the De Lucia & Blaizot (2007) semi-analytic model, run on the Millennium Simulation (Springel et al. 2005). Subsequently, I will discuss the methods adopted to compute the galaxy stellar properties, exploiting both spectroscopic and photometric information. Using the data from the WINGS+OmegaWINGS surveys, I will present an analysis of the ongoing Star Formation Rate (SFR) and the Specific Star Formation Rate (SSFR) - stellar mass (M∗) relations in field and cluster mass limited samples. I contrast trends in the different environments and, in clusters, at different clustercentric distances. The main result is that in clusters a population of galaxies with a reduced SFR is detected, named transition galaxies, which is much rarer in the field. The spatial location of these galaxies, together with the analysis of the star formation histories, colors and average ages, suggest that transition galaxies have had a reduced SFR for the past 2-5 Gyr. This is compatible with a strangulation scenario, even if other processes like ram pressure stripping can not be excluded. I characterize the properties of post starburst (PSB) galaxies, which are galaxies that abruptly interrupted their star formation sometimes during the past < 1.5 Gyr and present recognizable features in their spectra (no emission and Hδ in absorption). Exploiting an observed magnitude limited sample drawn from WINGS+OmegaWINGS, I will present the first complete characterization of PSBs in clusters and contrast their properties to those of passive (PAS) and emission line (EML) galaxies. The main finding is that the incidence of PSBs increases from the outskirts toward the cluster centers and, more gently, from the least toward the most luminous and massive clusters. PSBs have stellar masses, magnitudes, colors and morphologies intermediate between PAS and EML galaxies, typical of a population that has recently become passive. The phase-space analysis and the velocity dispersion profiles also suggest that PSBs represent a combination of galaxies with different accretion histories. In particular, PSBs with the strongest Hδ are consistent with being recently accreted. This analysis suggests that as a galaxy is accreted onto a cluster and approaches the cluster virialized region, ram pressure stripping (or other interactions) induces either a burst of the star formation with a subsequent fast quenching, or simply a fast quenching and this is more efficient in more massive clusters. I then characterize the PSB population also in smaller systems. Combining the WINGS+OmegaWINGS and PM2GC data, I will show how the fraction of PSB galaxies and the quenching efficiency depend on the halo mass, and increase from single galaxies, to binaries, groups and clusters. In the different environments, different physical mechanisms are probably responsible for the production of PSB galaxies, but all of them produce a truncation of star formation on short time-scales. If ram pressure stripping is the most likely candidate in clusters, gravitational interaction between galaxies could be more efficient in lower density regions. To conclude, the role of environment is undisputed in driving the galaxy evolution. In this Thesis I identified two possible evolutionary pathways related to the end of star formation in clusters: one requires a gradual reduction of star formation (long time-scale quenching t>2Gyr), the other a rapid truncation of the star formation activity (t∼0.1Gyr). Comparing the fraction of PSBs to the fraction of galaxies in transition, it appears that the short timescale star-formation quenching channel contributes two times more than the long timescale one to the growth of the passive population in clusters. The emerging picture is that ram pressure stripping is probably the most successful process affecting star formation in clusters, followed by strangulation. Other mechanisms might play a role, even though they most likely take place in lower density environments.

L’obiettivo del lavoro presentato in questa tesi è la caratterizzazione osservativa delle proprietà delle galassie, per vincolarne gli scenari di formazione ed evoluzione. In particolare, mi sono concentrata nel determinare come l’ambiente in cui evolvono le galassie influisca sul processo di formazione stellare nelle regioni ad alta densità nell’Universo locale. Tra i diversi meccanismi proposti come responsabili del quenching, ovvero la tendenza delle galassie a smettere di produrre stelle, quelli relativi all’ambiente sembrano svolgere un ruolo cruciale. La prova che confermerebbe l’azione primaria di questi meccanismi dovrebbe essere l’esistenza, in ammassi e gruppi di galassie, di una popolazione di galassie in transizione con caratteristiche intermedie. Con lo scopo dunque di identificare questa nuova popolazione, mi concentrerò sullo studio delle proprietà di due particolari classi di galassie: quelle che stanno formando stelle ad un livello ridotto rispetto ad altre galassie di massa simile, e quelle che hanno recentemente, e molto probabilmente bruscamente, interrotto la loro formazione stellare. Utilizzerò i dati provenienti da diverse campagne osservative: la WIde-field Nearby Galaxy-cluster Survey (WINGS, Fasano et al. 2006) con la sua recente estensione OmegaWINGS (Gullieuszik et al., 2015a, Moretti et al. 2017), e il Padova Millennium Galaxy and Group catalogue (PM2GC, Calvi et al. 2011). La prima parte della tesi è riservata alla descrizione delle survey WINGS e OmegaWINGS. Particolare attenzione sarà dedicata alla presentazione degli aspetti più importanti delle osservazioni fotometriche e spettroscopiche di OmegaWINGS, in cui sono stata personalmente coinvolta. Descriverò in dettaglio il mio contributo alla survey, che va dall’analisi dei dati alle misurazioni di redshift e dispersione di velocità, all’individuazione delle galassie appartenenti agli ammassi. Presenterò dunque il catalogo completo costruito dalla combinazione delle due survey considerate. Mentre è relativamente facile ricavare una stima della massa di alone per gli ammassi, e più complicato ottenere misurazioni affidabili per i gruppi. Ho quindi sviluppato una procedura per derivare le masse di alone per i dati PM2GC da quantità osservabili, che descriverò in dettaglio. Tale procedura utilizza cataloghi di galassie estratti dai modelli semi analitici di De Lucia & Blaizot (2007), applicati alla Millennium Simulation (Springel et al. 2005). Successivamente, descriverò i metodi adottati per il calcolo delle propriet`a delle galassie, sfruttando le informazioni provenienti da osservazioni spettroscopiche e fotometriche. Utilizzando i dati WINGS+OmegaWINGS, discuterò l’analisi delle relazioni tra il tasso di formazione stellare (SFR), il tasso specifico di formazione stellare (SSFR) e la massa stellare di una galassia (M∗), nel campo e negli ammassi, in campioni limitati in massa. Confronterò gli andamenti nei diversi ambienti e, negli ammassi, a diverse distanze dal centro. Il risultato principale è l’individuazione di una popolazione di galassie in ammasso con SFR ridotta, denominate galassie in transizione, che è molto più rara nel campo. La distribuzione spaziale di queste galassie, insieme all’analisi della storia di formazione stellare, dei colori ed età medie, suggeriscono che le galassie in transizione abbiano avuto un SFR ridotta per circa 2-5 Gyr. Questo è compatibile con uno scenario di “strangulation”, anche se altri processi come la ram pressure stripping non possono essere esclusi. Successivamente caratterizzerò le proprietà delle galassie cosiddette post starburst (PSB), cioè galassie che hanno bruscamente interrotto la loro formazione stellare all’incirca 1 miliardo di anni fa e che presentano caratteristiche ben riconoscibili nei loro spettri (nessuna emissione e Hδ in assorbimento). Sfruttando un campione limitato in magnitudine apparente estratto dai dati WINGS + OmegaWINGS, presenterò la prima caratterizzazione completa di galassie PSB in ammasso e confronterò le loro proprietà con quelle di galassie passive (PAS) e con righe di emissione (EML). Il principale risultato riguarda il numero relativo di galassie PSB, che aumenta leggermente dalla periferia verso il centro degli ammassi e dall’ammasso meno luminoso/massiccio a quello più luminoso/massiccio. Le galassie PSB hanno proprietà, quali masse stellari, magnitudini, colori e morfologie, intermedie tra le PAS e EML, tipiche di una popolazione che è recentemente diventata passiva. L’analisi dello spazio delle fasi e dei profili di dispersione di velocità indicano anche che le PSB rappresentano una combinazione di galassie con diverse storie di accrescimento. In particolare, PSB con forte Hδ sono consistenti con l’essere state recentemente accresciute. Questa analisi suggerisce che, nel processo di accrescimento di una galassia su un ammasso, all’avvicinarsi alla regione virializzata, per effetto della ram pressure stripping (o di altre interazioni) viene indotto un rapido quenching, preceduto o meno da un forte episodio di formazione stellare; inoltre quest’effetto è più forte in ammassi più massicci. Descriverò successivamente la popolazione di PSB in sistemi più piccoli. Combinando i dati WINGS+OmegaWINGS ai dati PM2GC, mostrerò come la frazione di galassie PSB e l’efficienza del quenching dipendano dalla massa dell’alone e aumentino andando da galassie singole, a sistemi binari, gruppi e ammassi. Nei diversi ambienti, diversi meccanismi fisici sono probabilmente responsabili per la produzione di galassie PSB, ma tutti producono un troncamento della formazione stellare su brevi scale temporali. Mentre negli ammassi la ram presssure stripping sembra essere il candidato più probabile, l’interazione gravitazionale tra galassie potrebbe essere più efficiente nelle regioni a bassa densità. Dal confronto tra la frazione di PSB e di galassie in transizione, si può dedurre che il canale di quenching più rapido constribuisce circa due volte di più alla crescita della popolazione di galassie passive rispetto al canale di quenching più lento. Il quadro che emerge è che la ram pressure stripping è probabilmente il processo che maggiormente incide sul quenching della formazione stellare negli ammasi, seguito dalla strangulation. Altri meccanismi potrebbero influire, anche se probabilmente con effetto maggiore in ambienti a minore densità.