Le metallicità del gas nelle galassie a disco della survey GASP osservate da MUSE

The aim of this Ph.D. Thesis is to investigate the distribution of the ionized gas metallicity in local disk galaxies, probing the relations with galaxy properties and the environment. The metals are the products of the stellar nucleosynthesis, therefore the gas metallicity is the result of the cumulative history of star formation, but also encodes the episodes affecting the gas component, which, in turn, are strictly connected to the environment. In other words, the gas metallicity is a fundamental tracer to study galaxy formation and evolution. In this Thesis I exploit the integral-field spectroscopic data from the GAs Stripping Phenomena in galaxies with MUSE (GASP; Poggianti et al., 2017) survey, which collected high quality observations of galaxies in different environments, including cluster galaxies with extraplanar gas tails as a consequence of ram pressure stripping. These data allow me to explore in detail the spatially resolved distribution of the ionized gas emission not only within the galaxy disk but also along the gas stripped beyond the stellar extent. For each galaxy in the sample I derive the gas metallicity map using the PYQZ code, the disk inclination, the position angle, and the effective radius. Initially, I explore the gas metallicity at the effective radius of a sub-sample of GASP, constituted of 29 cluster galaxies undergoing ram pressure stripping, and 32 cluster and field galaxies with no signs of gas disturbance for a reference comparison. These galaxies show a well-defined stellar mass-gas metallicity relation in the stellar mass range 10^9.25 < M < 10^11.5 Msun. At any given mass, reference cluster and stripping galaxies have similar metallicities, while the field galaxies with M < 10^10.25 Msun show on average lower gas metallicity than galaxies in clusters. The results indicate that ram pressure stripping is not significantly affecting the gas metallicity, at least at the effective radius. Rather, signs of an anticorrelation between the metallicity and the star formation rate are observed, in agreement with previous studies. Then, I investigate the distribution of gas metallicity gradients as a function of stellar mass, exploiting a larger sample of 85 GASP galaxies and a sample of ~1800 disk galaxies from MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory; Bundy et al., 2015), divided in field and cluster galaxies. Overall, metallicity profiles steepen with increasing stellar mass up to 10^10.3 Msun and flatten out at higher masses. Cluster galaxies have systematically flatter metallicity profiles than their field counterparts. Combining the results from the metallicity profiles and the stellar mass surface density gradients, the observed steepening can be interpreted as a consequence of local metal enrichment due to in-situ star formation during the inside-out formation of disk galaxies. The metallicity gradient-stellar mass relation is characterized by a rather large scatter, especially for 10^9.8 < M < 10^10.5 Msun. In addition, metallicity gradients anti-correlate with the galaxy gas fraction, justifying the differences of metallicity profiles between galaxies in different environments. Finally, I carry out a detailed analysis of the gas metallicity of star-forming clumps in the tails of four extreme ram pressure stripping galaxies. The oxygen abundance of the stripped gas decreases as a function of the distance from the parent galaxy disk. The observed metallicity profiles indicate that more than 50% of the most metal-poor stripped clouds are constituted by cooled intracluster medium. This is the first time that such a process is observed using the gas metallicity, and finds qualitative agreement with simulations that predict mixing between the metal-rich interstellar medium and the metal-poor intracluster medium. At the same time these results provide key constraints to theoretical models investigating this phenomenon.

Lo scopo di questa Tesi di Dottorato consiste nell'investigare la distribuzione di metallicità del gas ionizzato nelle galassie a disco nell'universo locale, esplorando le relazioni con le proprietà galattiche e dell'ambiente. La metallicità del gas è il risultato della storia cumulativa della formazione stellare, degli episodi che influenzano la componente gassosa, e dell'ambiente. Quindi è un tracciante fondamentale per studiare la formazione ed evoluzione delle galassie. In questa Tesi, mi avvalgo dei dati di spettroscopia a campo integrale dello strumento MUSE della survey GASP (Poggianti et al., 2017), che ha collezionato osservazioni di alta qualità di galassie a disco in ambienti diversi, comprese galassie di ammasso caratterizzate da code di gas extraplanare dovute a ram pressure stripping. Per ogni galassia del campione, derivo la mappa spazialmente risolta della metallicità del gas usando il codice PYQZ, l'inclinazione del disco, l'angolo di posizione, e il raggio efficace. Inizialmente, esploro la metallicità del gas al raggio efficace di un campione di 29 galassie di ammasso di GASP sottoposte a ram pressure stripping, comparandolo con un campione di riferimento 32 galassie di ammasso e di campo senza segni di disturbo del gas. Queste galassie mostrano una ben definita relazione tra la massa stellare e la metallicità del gas nell'intervallo di massa stellare 10^9.25 < M < 10^11.5 Msun. Ad ogni data massa, le galassie di ammasso di riferimento e le galassie sottoposte a stripping hanno metallicità simili, mentre le galassie di campo con M < 10^10.25 Msun mostrano in media metallicità del gas più basse delle galassie di ammasso. I risultati indicano che il ram pressure stripping non sta significativamente influenzando la metallicità del gas, almeno al raggio efficace. Piuttosto, segni di un'anticorrelazione tra metallicità e tasso di formazione stellare sono osservati, in accordo con studi precedenti. Poi, indago la distribuzione dei gradienti di metallicità del gas in funzione della massa stellare, sfruttando un campione più ampio di 85 galassie di GASP e un campione di ~1800 galassie a disco di MaNGA (Bundy et al., 2015), divise in galassie di campo e di ammasso. In generale, i profili di metallicità diventano più ripidi all'aumentare della massa stellare fino a 10^10.3 Msun e si appiattiscono alle masse più alte. Le galassie di ammasso hanno profili sistematicamente più piatti rispetto alle loro controparti di campo. Combinando i risultati ottenuti dai profili di metallicità e i gradienti di densità superficiale di massa stellare, le pendenze osservate posso essere interpretate come conseguenza del locale arricchimento di metalli dovuto alla formazione stellare in-situ durante la formazione inside-out delle galassie a disco. La relazione gradienti di metallicità-massa stellare è caratterizzata da un'ampia dispersione, specialmente a 10^9.8 < M < 10^10.5 Msun. Inoltre, i gradienti di metallicità anti-correlano con la frazione di gas nelle galassie, giustificando la differenza dei profili di metallicità tra galassie in ambienti differenti. Infine, conduco un'analisi dettagliata della metallicità del gas delle regioni di formazione stellare nelle code di quattro galassie sottoposte ad un intenso ram pressure stripping. L'abbondanza di ossigeno nel gas situato nelle code diminuisce in funzione della distanza dal disco galattico. I profili di metallicità osservati indicano che più del 50% delle regioni più povere di metalli è costituito da mezzo interammasso raffreddato. Questa è la prima volta che un tale processo è osservato grazie alla metallicità del gas, ed è qualitativamente in accordo con le simulazioni che predicono il mescolamento tra il mezzo interstellare ricco di metalli e il mezzo interammasso povero di metalli. Allo stesso tempo, questi risultati forniscono punti chiave per i modelli teorici che indagano questo fenomeno.