Supermassive Black Holes: a spectroscopic and photometric study on the connection with their host galaxies

One of the main themes in extragalactic astronomy for the next decade will be the evolution of galaxies over cosmic time. It has, however, become clear that the properties and the evolution of galaxies are intimately linked to the growth of their Supermassive Black Holes (SMBH). Understanding the formation of galaxies, and their subsequent evolution, will therefore be incomplete without clearifing the connection between the SMBHs and their host galaxies. The formation, assembly history, and environmental impact of the SMBHs that are ubiquitous in the nuclei of luminous galaxy remain today some of the main unsolved problems in cosmic structure formation studies. To understand galaxy evolution we need to study this subject from a different point of view. We need tools that can help us to trace the behavior of SMBHs and their host galaxies at high redshift and in active galaxies, and we need to understand how AGN feedback acts. In the first part of this thesis work we seek to find a tracer for the stellar velocity dispersion sigma* in order to give a tool in the study of the M_bh-sigma* relation even in active or high redshift galaxies, were sigma* cannot be measured directly. We perform an extensive study on the kinematics of the gas as described by the three gas emission lines [OIII], [NII] and Halpha using the SDSS database, in order to find the best tracer for sigma* and to get some clues concerning the effect of AGN on the gas kinematic. We will study three subsamples of AGN, Star Forming (SF) and Transition (TR) galaxies. A new analysis of the SDSS spectra was required due to the need of a robust stellar continuum subtraction, in order to take into account the stellar absorption features on the gas emission lines. A particular attention has been devoted in establishing the quality of the line fitting program, and the statistical analysis of the suitability of the gas emission lines was rigorous. The main results of this first part can be summarized as follows: --We show that [OIII] line do have a correlation with sigma*; this correlation is poor, with a Pearson correlation coefficient ranging from 0.42 to 0.55 in the different subsamples. The slope of the relation is statistically less than unity, and the AGN sample shows the lowest value. --Halpha and [NII] show a tighter relation, with a Pearson correlation coefficient of 0.60 and 0.62, respectively, in the AGN subsample. All results from our measures of the intrinsic scatter and of the correlation coefficient show that [NII] and Halpha lines are more tightly tied to sigma* than [OIII]. --In any case the slope of the relation between the gas and the stars is lower than unity, even if Halpha and [NII] lines show slopes that are usually steeper than the slope of the sigma*-sigma_[OIII] relation. --The slope, scatter, correlation coefficient are similar using the three emission lines in the SF sample, while they differ in the TR and AGN samples. Particularly, we observe the slope in the AGN sample to be shallower in the sigma*-sigma_[OIII] relation with respect to the slope in the TR and SF, with b_TR showing an intermediate value between b_SF and b_AGN. On the other side, the slope of the sigma*-sigma_[NII] relation for the three AGN, TR and SF samples agree within uncertainties. Halpha emission line shows b_SF~ b_TR, while b_AGN results to be shallower as in the case of [OIII]. --We propose an equation for the sigma_gas/sigma* for each of the three line, in the different subsamples, using different regression methods. In our opinion these findings indicate that in SF or SB galaxies the ionized gas is less perturbed by non-gravitational effects from the central engine than in AGNs, so the measured sigma_gas is subvirial as observed in quiescent galaxies. The reason for the slope in the sigma*-sigma_[OIII] relation to be lower than in the cases of [NII] or Halpha lines could reside in the fact that [OIII] is nearer to the central engine in AGN, and consequently is more subject to its non gravitational acceleration; sigma_[OIII] is then more broadened respect to sigma_[NII] or sigma_Halpha and its position in a sigma*-sigma_gas plot migrate toward higher values of sigma_gas, therefore decreasing the slope of the relation. A conclusive test of [NII] being a better tracer for the stellar velocity dispersion respect to the [OIII] line is represented by the fact that in a M_bh-sigma_gas plot theM_bh-sigma_[NII] presents the lowest scatter. In the second part of this thesis work we will look at the effects of AGN feedback in galaxy clusters. About one third of clusters present a central drop in the core gas temperature, with central cooling time shorter than the cluster age; it should be observed in these cases a massive flow of cooling gas. This is not, and some heating mechanism is required. AGN feedback is so invoked to solve the so called ``cooling flow problem''; anyway, while theoretical models still presents AGN feedback that produces red and dead ellipticals recent observations suggest that AGN feedback cannot be as efficient as to completely suppress star formation. The goal of this Section of the Thesis is to establish whether the Cool Core Clusters (CCC) and Non Cool Core Clusters (NCCC) are characterized by a different star formation rate, and if this difference can be assessed with the use of broad band optical, NIR and UV colors. The work was carried out using the extended Highest X-ray Flux Galaxy Cluster Sample (HIFLUGCS) of both CCC and NCCC clusters, matched with the SDSS, 2MASS and GALEX surveys. We first performed a careful photometrical re-analysis of SDSS data, since SDSS data are affected by a wrong sky subtraction and because several targets are partially blended and needed a careful ad-hoc analysis. The main results of this first part can be summarized as follows: --We fitted the color-magnitude relation for all the data points to retrieve the slopes b for each color-magnitude relations, and then derived the zero points using the zp=mean(color)-mean(mag)*b separately for the two CCC and NCCC sample, under the hypothesis that galaxies both in CCC and NCCC follow the same color-magnitude relation, and that the two samples differ just for the mean colors. --We observe that the mean color differences are systematically positive, so indicating that they are probably physically different in our samples. --In a pure cooling flow model, we should observe a correlation between the mass deposit rate calculated from X-ray observations and the colors of galaxies, since the star formation due to the cooling gas falling on the central galaxies should give bluer colors in galaxies undergoing stronger star formation. In our case, we don't see any correlation. --The differences we found are compatible in our opinion with CCC central galaxies to have recent or ongoing SF. Still, a pure cooling flow model is excluded by our findings. Our preliminary calculation to find the mean difference in SFR between CCC and NCCC galaxies from g-r color indicates SFR of no more than 2-5 M_sun/yr.

Uno dei più promettenti temi nell'astronomia extragalattica per i prossimi decenni sarà l'evoluzione delle galassie. E' divenuto sempre più chiaro come le loro proprietà e la loro evoluzione siano intimamente collegate alla crescita dei buchi neri supermassicci (SMBH) nei loro nuclei. Per capire la formazione delle galassie, e la loro successiva evoluzione, bisognerà chiarire la connessione tra i SMBH e le loro galassie ospiti. I SMBH sono presenti in quasi tutti i nuclei delle galassie; la loro formazione, il loro accrescimento, e il loro impatto sulla materia circostante rappresentano alcuni dei problemi ancora irrisolti nella storia della formazione delle strutture cosmiche. Per capire l'evoluzione delle galassie, è necessario studiare questo soggetto da più punti di vista. Abbiamo bisogno sia di strumenti che permettano di tracciare il comportamento dei SMBH e delle loro galassie ospiti anche ad alto redshift o in galassie attive, sia di comprendere come agisca il cosiddetto AGN "feedback" all'interno delle singole galassie. Nella prima parte di questo lavoro il nostro obiettivo è determinare un tracciante per la dispersione di velocità stellare sigma*, allo scopo di offrire uno strumento nello studio della relazione tra la massa dei SMBH M_bh e sigma* anche in galassie attive o ad alto redshift, dove sigma* non può essere misurata direttamente. Proponiamo uno studio estensivo della cinematica del gas descritta dalle tre righe d'emissione di [OIII], [NII] e Halpha utilizzando l'archivio della Sloan Digital Sky Survey (SDSS), in modo da stabilire quale sia il miglior tracciante per sigma* e in modo da capire come l'AGN influenzi la cinematica del gas. Sono stati presi in considerazione tre sottocampioni di galassie, rispettivamente AGN, Star Forming (SF) e Transition (TR). Abbiamo effettuato una nuova analisi degli spettri SDSS; poichè gli assorbimenti stellari possono influenzare o addirittura sopraffare le emissioni del gas ionizzato, è stato necessario sottrarre il continuo stellare. Una attenzione particolare è stata dedicata a stabilire la qualità dei programmi usati nel fit, e all'analisi statistica dell'idoneità delle tre righe d'emissione prese in considerazione come possibili traccianti della dispersione di velocità stellare. I risultati principali di questa prima parte possono essere riassunti nei seguenti punti: --Abbiamo dimostrato che sigma_[OIII], correla con sigma*; tuttavia la correlazione è debole, con un coefficiente di correlazione di Pearson che varia tra 0.42 a 0.55 nei tre sottocampioni di galassie AGN, SF e TR. La pendenza della relazione è statisticamente più bassa dell'unità, e nel campione degli AGN si registra la pendenza più bassa.} -- Le relazioni sigma*-sigma_[NII] e sigma*-sigma_Halpha sono più strette della sigma*-sigma_[OIII], e il coefficiente di correlazione di Pearson diventa di 0.60 e 0.62, rispettivamente per [NII] e Halpha, nel campione delle galassie AGN. Tutti i risultati delle nostre misure di scatter intrinseco e di correlazione mostrano che le righe d'emissione di [NII] and Halpha sono meglio correlate alla dispersione di velocità stellare rispetto all'[OIII]. --In tutti i casi troviamo una pendenza b<1, anche se le righe d'emissione di [NII] and Halpha mostrano pendenze generalmente maggiori di quelle trovate con la relazione sigma*-. -- Le pendenze e i coefficienti di correlazione sono simili usando qualunque delle tre righe di emissione nel sottocampione delle galassie SF; osserviamo invece che la pendenza nel campione degli AGN risulta piu' bassa nella relazione sigma*-sigma_[OIII] rispetto a quella trovata nei campioni SF e TR, con b_{AGN}<b_{TR}<b_{SF}. Nella relazione sigma*-sigma_[NII] vediamo che le pendenze nei campioni AGN, TR e SF concordano entro le incertezze di misura, mentre per la relazione sigma*-sigma_Halpha otteniamo che b_{SF}~b_{TR}, con b_AGN<b_SF,b_TR. -- Abbiamo determinato le equazioni per le relazioni sigma_gas/sigma* per ognuna delle tre righe d'emissione, nei tre sottocampioni, usando diversi metodi di regressione. Questi risultati indicano che nelle galassie StarForming o Transition il gas ionizzato è meno perturbato dagli effetti non gravitazionali del meccanismo centrale degli AGN, con la conseguenza che sigma_gas è subviriale così come osservato nelle galassie quiescenti. La ragione per cui la pendenza della relazione sigma*-sigma_[OIII] risulta minore della pendenza delle relazioni sigma*-sigma_[NII] e sigma*-sigma_Halpha risiederebbe così nel fatto che l'[OIII] è confinato nelle NLR, ed è di conseguenza più soggetto alle accelerazioni non gravitazionali; sigma_[OIII] risulta più allargata rispetto a sigma_[NII] e sigma_Halpha, e nei grafici sigma*-sigma_gas la sua posizione "migra" verso valori più alti in sigma_gas, abbassando di conseguenza la pendenza. Un test conclusivo del fatto che [NII] è un tracciante migliore per la dispersione di velocità stellare è rappresentato dal fatto che in un grafico di M_bh contro sigma_gas la relazione M_bh-sigma_[NII] presenta lo scatter minore. Nella seconda parte di questo lavoro di tesi l'attenzione è dedicata agli effetti dell' AGN feedback sulle galassie centrali di cluster. Circa un terzo dei cluster presenta una caduta della temperatura centrale del gas, e un tempo di raffreddamento inferiore all'età del cluster stesso; in tali cluster si dovrebbe instaurare un massiccio flusso di gas in fase di raffreddamento. Tuttavia questo non è osservato, e si richiede quindi un qualche meccanismo per restituire al gas l'energia persa, irradiata prevalentemente sotto forma di raggi X. L'AGN feedback è invocato per risolvere questo problema, detto del "cooling flow"; tuttavia, mentre i modelli teorici che prevedono l'AGN feedback producono galassie ellittiche completamente rosse, prive di popolazione stellare giovane, recenti osservazioni mostrano che le galassie al centro dei "Cool Core Cluster" (CCC) presentano una certa formazione stellare. Lo scopo di questa seconda parte della tesi è di stabilire se i CCC e i "Non Cool Core Clusters" (NCCC) sono caratterizzati da un diverso tasso di formazione stellare, e se questa differenza possa essere quantificata utilizzando i colori in banda ottica, NIR e UV. Il lavoro svolto è partito dall' "extended Highest X-ray Flux Galaxy Cluster Sample" (HIFLUGCS), un campione di cluster sia CCC che NCCC; questo campione iniziale è stato incrociato con gli archivi SDSS, 2MASS e GALEX. E' stato necessario procedere a una attenta rianalisi fotometrica delle immagini Sloan, poiché i dati SDSS per galassie vicine e brillanti sono affetti da una sottrazione del cielo erronea, e poiché diverse galassie sono parzialmente sovrapposte e necessitano quindi di una accaurata analisi specifica. I risultati principali di questa seconda parte possono essere riassunti nei seguenti punti: --Abbiamo ricavato la relazione colore-magnitudine per tutti i punti del nostro campione al fine di derivare la pendenza per ciascuno dei colori usati. Il punto zero per le galassie di CCC e NCCC è stato calcolato separatamente come zp=mean(color)-mean(mag)*b. L'ipotesi di base è che le galassie in CCC e NCCC condividano la stessa relazione colore-magnitudine, e che differiscano solo per il punto zero, ovvero per il colore medio. --Osserviamo che le differenze di colore medio trovate sono sistematicamente positive, cosa questa che suggerisce una differenza fisica tra galassie di CCC e NCCC, essendo le galassie di CCC leggermente più blu. --In un modello detto di pure "cooling flow" si dovrebbe osservare una correlazione tra i tassi di massa di gas che si deposita al centro del cluster per via della perdita di energia per raffreddamento (ricavate dalle osservazioni X) e i colori delle galassie, dal momento che la formazione stellare dovuta al gas che si condensa risulterebbe in colori più blu in galassie con flussi di gas più intensi. Nel nostro lavoro, non osserviamo alcuna correlazione di questo tipo. --Le differenze di colore medio trovate in questo lavoro sono compatibili con l'idea che le galassie centrali in CCC abbiano avuto della formazione stellare recente o attualmente in corso. Tuttavia, dai nostri risultati, un modello di pure "cooling flow" è escluso. I nostri calcoli preliminari sul tasso di formazione stellare medio nelle galassie di CCC, partendo da un colore M_g-M_r ipotetico, indicano valori non superiori alle 2-5 M_sun/yr.