Littérature scientifique sur le sujet « Buchi neri supermassivi »

Questo documento ha lo scopo di descrivere le principali caratteristiche dei buchi neri, soffermandosi sulle metodologie di misura della massa. In particolare, viene studiato il buco nero al centro della Via Lattea, nella regione nominata Sagittarius A, la cui esistenza è stata verificata in 30 anni di osservazioni e premiata nel 2020 con il premio Nobel per la Fisica. Il primo capitolo è dedicato agli oggetti compatti in generale, per cui si citano nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri, quest'ultimi aprono il secondo capitolo che approfondisce il caso particolare del buco nero supermassiccio distinguendo i due casi: attivo e non attivo. Il terzo ed ultimo capitolo riguarda la parte di tesi sperimentale, dove si enunciano i procedimenti che hanno condotto alla stima della massa e alla produzione dei grafici della traiettoria della stella S2, vicina al centro galattico, responsabile della prova dell'esistenza di un buco nero supermassiccio in corrispondenza di Sgr A*.

I buchi neri sono una predizione della Relatività Generale, la più importante probabilmente. In genere vengono presentati come corpi celesti aventi un campo gravitazionale così forte da non permettere di sfuggire neppure alla luce. In realtà sono oggetti ancora più curiosi. Infatti dopo che avremo richiamato, nel Capitolo 1, alcuni concetti di teoria della gravitazione classica vedremo nel Capitolo 2 che i buchi neri sono delle entità così compatte da modificare anche il Tempo. D’altra parte una predizione teorica che non trova nessun riscontro nella realtà rimarrebbe una pura curiosità matematica. Per questo motivo nel Capitolo 3 verranno elentate alcune evidenze astrofisiche dell’ esistenza dei buchi neri: a partire dalla scoperta degli oggetti estremamente compatti e dei nuclei galattici attivi fino alla prima osservazione diretta avvenuta nel 2017.

In this thesis we focused on the determination of the mass (MBH) of supermassive black hole (SMBHs) and on the interpretation of their demography. We studied their scaling relations with the aim of understanding the role of SMBHs in the evolution of galaxies. This was done by increasing the demography of MBH and studying whether MBH results more closely linked to the bulge or to the global galaxy properties, including the dark matter halo. In the first part of the thesis we focused on the presentation of a spectral and imaging atlas of a large and various sample of galaxies we studied to obtain upper limits on their MBH. The data were retrieved from Hubble Space Telescope (HST) archive (Chapter 2). This atlas comprises of 177 nearby galaxies (D < 100 Mpc) with nuclear spectra obtained with the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) in the region of Halpha line and the [NII] and [SII] emission-line doublets. Structural parameters of bulge and disk derived from the two-dimensional bulge-to-disk decompositions of K-band 2MASS and UKIDSS images for 65 sample galaxies are presented, too. We derived stringent upper bounds on the mass of the central SMBH for a sub-sample of 105 galaxies spanning a wide range of Hubble types (E-Sc) and values of the central stellar velocity dispersion, sigma (58-419 km/s). These MBH upper limits were derived by modeling the widths of the observed emission lines in terms of gas motions in a thin disk of unknown orientation but known spatial extent. The upper limits that we derived are consistent with both the MBH-sigma relation of Ferrarese & Ford (2005, Sp. Sci. Rev., 116, 523) and Lauer et al. (2007, ApJ, 670, 249) and with secure MBH determinations. Most important, independent of the galaxy distance, morphological type or bar presence, our MBH upper limits run parallel and above the previous two version of MBH-sigma relations. This suggests that, although strictly speaking we cannot rule out the role of non-gravitational forces, our line-width measurements actually trace well the nuclear regions dominated by the central SMBH, which in practice allows us to estimate MBH (Chapter 3). Yet, at small sigma some MBH upper limits systematically exceed the expected MBH, as the line-width measurements for such low-sigma outliers are most likely affected by the stellar contribution to the gravitational potential either due to the presence of conspicuous nuclear clusters or because of a greater distance compared to the other galaxies at the low-sigma end of the MBH-sigma relation. Conversely, the MBH upper bounds appear to lie closer to the expected MBH in the most massive elliptical galaxies with values sigma>220 km/s. Such a flattening of the MBH-sigma relation at its high-sigma end would appear consistent with a coevolution of SMBHs and galaxies driven by dry mergers, although better and more consistent measurements for sigma and K-band luminosity are needed for these kinds of objects before systematic effects can be ruled out. Following these results we focused on the interpretation of the demography of SMBHs, specifically in trying to understand whether the MBH relates more closely to the bulge or to the total mass of a galaxy (Chapter 4). The large sample of upper limits on MBH and the latest compilation of secure MBH, coupled with libraries of host galaxy velocity dispersions, rotational velocities and photometric parameters extracted from SDSS i-band images were used to establish correlations between MBH and the properties of the bulge and of the host galaxy. We tested the correlations between MBH and stellar velocity dispersion, i-band bulge luminosity, bulge virial mass, bulge Sersic index, total i-band luminosity of the galaxy, galaxy stellar mass, maximum circular velocity, and galaxy dynamical and virial masses. The tightness of the MBH-sigma relation was derived, and it resulted that correlations with other galaxy parameters do not yield tighter trends. MBH is fundamentally driven by sigma for all Hubble types. The fundamental plane of the SMBHs is mainly driven by sigma too, with a small fraction of the tilt being due to the effective radius. We explored the high-mass end of the SMBH mass function to understand the link between the evolution of SMBHs and the hierarchical build-up of galaxies, by measuring MBH in the massive elliptical galaxy NGC1265 with adaptive-optics stellar observations (Chapter 5) and in three brightest cluster galaxies from the gaseous kinematics derived from HST data (Chapter 6). These works are important to understand the MBH distribution at high sigma, where different works found either a flattening or a steepening of the MBH-sigma relation. We presented the K-band adaptive-optics assisted spectroscopic observations of the central region of the archetype head-tail radio galaxy NGC 1265/3C 83.1B with the aim of constraining the mass of its SMBH (Chapter 5). The near-infrared data taken with the Altair/NIRI on the Gemini North have a spatial resolution of FWHM = 0''.11 (39 pc). To account for the stellar contribution, we performed a multi-Gaussian expansion by using a combination of our NIRI high-resolution K-band image and a TNG K'-band image to cover the outer parts of the galaxy. We extracted the stellar kinematics by using the penalized pixel fitting method from the CO absorption bands at 2.29 microns. Jeans anisotropic models were adopted to fit the stellar kinematics and surface distribution to determine the best fitting value for anisotropy and MBH. The limited quality of our kinematical data did not allow us to measure very extended kinematics. Hence, we resorted to assuming fixed values for both the (M/L)_K and the anisotropy, beta. The derived upper limit on MBH ranges between 1x 10e9 Msun and 3.45 x 10e9 Msun depending on the assumed values of beta and (M/L)_K, respectively. This range of masses is consistent with the MBH-Lk relation of Marconi & Hunt (2003, ApJ, 589, L21). We derived MBH in three brightest cluster galaxies (BCGs), Abell 1836-BCG, Abell 2052-BCG, and Abell 3565-BCG, by using observations with STIS, Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2), and Advanced Camera for Surveys (ACS) on HST (Chapter 6). The data provided detailed information on the structure and mass profile of the stellar component, dust optical depth, and spatial distribution and kinematics of the ionized gas within the innermost region of each galaxy. Dynamical models, which account for the observed stellar mass profile and include the contribution of a central SMBH were constructed to reproduce the kinematics derived from the [NII] emission line. Secure SMBH detection with MBH = 3.61 (+0.41,-0.50) x 10e9 Msun and 1.34 (+021,-0.19) x 10e9 Msun, respectively, were obtained for Abell 1836-BCG and Abell 3565-BCG, which show regular rotation curves and strong central velocity gradients. In the case of Abell 2052-BCG, the lack of an orderly rotational motion prevented a secure determination, although an upper limit of MBH < 4.60 x 10e9 Msun could be placed on the mass of the central black hole. These measurements are an important step forward in characterizing the high-mass end of the SMBH mass function. In fact, the results suggest a steepening of the trend of the MBH-sigma relation in the high-sigma range, that suggest either a higher scatter or the necessity of a different law, which predicts a faster grow of the SMBH with respect to the sigma. Finally, we estimated the mass of the SMBH of NGC 4278 by using the virial theorem and measuring the broad components of the emission lines observed in the STIS spectrum, assuming that the gas is uniformly distributed in a sphere of radius R. The MBH is found to be in the range between 7 x 10e7 and 2 x 10e9 Msun depending on the radius we obtained from simple estimation of the dimension of the broad line region (Chapter 7). This is in agreement with previous findings based on different assumptions about the gas distribution. The nucleus of NGC 4278 hosts a barely resolved but strongly variable UV source. Its UV luminosity increased by a factor of 1.6 in a period of 6 months. The amplitude and scale time of this UV flare are remarkably similar to those of the brightest UV nuclear transients which were earlier found in other low-luminosity AGNs. This ultraviolet variability represents the typical signatures of the low-luminosity active galactic nuclei. The main conclusions of this thesis can be summarized as follows. 1) We could map the MBH-sigma relation from the lower to the upper end of the local SMBH population by using simple estimates of MBH but for the largest and most various sample of host galaxies. These MBH estimates are consistent with the known MBH-sigma relation, with no dependence on galaxy distance, morphological type or bar presence. They can be adopted to study the trend and scatter of the other MBH scaling relations. 2) Following the results of this work we focused on the interpretation of the demography of SMBHs, specifically in trying to understand whether the MBH relates more closely to the mass of the bulge or to the total mass of the host galaxy, included dark matter. We confirmed that MBH is fundamentally driven by sigma for all Hubble types. The same is true for the fundamental plane of SMBHs. 3) We explored the high-mass end of the SMBH mass function to understand the link between the evolution of SMBHs and the hierarchical build-up of galaxies, by analyzing adaptive-optics stellar observations of the central regions of massive elliptical galaxies such us NGC 1265 and estimating MBH in three brightest cluster galaxies by measuring the gaseous kinematics with HST. The first results indicates a steepening of the trend of the MBH-sigma relation in the high-sigma range, that suggests either a higher scatter or the necessity of a different law, which predicts a faster grow of the SMBH with respect to sigma.
Questa tesi è dedicata alla misura della massa MBH dei buchi neri supermassicci (SMBH) e allo studio delle relazioni di scala tra le masse dei buchi neri e le proprietà delle galassie ospiti con lo scopo di capire il ruolo dei SMBH nell'evoluzione delle galassie. La prima parte della tesi è dedicata alla presentazione di un atlante di spettri e immagini di un ampio campione di galassie lungo tutta la sequenza morfologica di Hubble, il quale e' stato selezionato per misurare MBH (Capitolo 2). Gli spettri sono stati estratti dall'archivio di Hubble Space Telescope (HST). Il campione comprende 177 galassie vicine D <100 Mpc con spettro nucleare ottenuto con lo Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) nell'intervallo spettrale che include le righe di emissione di [NII], Halpha e [SII]. Per 65 galassie è stato inoltre possibile misurare i parametri strutturali del sferoide e dello disco ottenuti attraverso la decomposizione fotometrica bidimensionale di immagini 2MASS e UKIDSS in banda K. Sono stati ottenuti dei robusti limiti superiori della MBH per un sottocampione di 105 galassie (Capitolo 3) di diversi tipi morfologici (E-Sc) e con diverse dispersioni di velocita' stellare sigma (58-419 km/s). Questi limiti superiori sono stati misurati dalla larghezza delle righe di emissione, assumendo che il gas ionizzato delle regioni nucleari risieda in un disco sottile di orientazione incognita ma di cui si conosce l'estensione spaziale. I limiti superiori di MBH sono consistenti con le relazioni MBH-sigma di Ferrarese & Ford (2005, Sp. Sci. Rev., 116, 523) e Lauer et al. (2007, ApJ, 670, 249) e con le determinazioni accurate di MBH dei SMBH di cui è stata risolta la sfera d'influenza. Inoltre, questi limiti superiori di MBH si dispongono parallelamente e in prossimita' della relazione MBH-sigma senza mostrare alcuna dipendenza dalla distanza degli oggetti, dal loro tipo morfologico e dalla presenza o meno di una barra. Questo significa che la larghezza delle righe di emissione rappresenta un buon tracciante del potenziale gravitazionale del buco nero. Inoltre, il grande numero di galassie, che abbiamo a disposizione, permette di escludere che le larghezze delle righe siano dovute al solo contributo delle forze non gravitazionali. Tuttavia, per valori di sigma inferiori ai 90 km/s metà dei limiti superiori eccedono sistematicamente il valore previsto dalla relazione MBH-sigma. Questa peculiarità è stata imputata al maggior contributo stellare sul potenziale gravitazionale dovuto alla presenza di ammassi stellari nucleari e alla maggiore distanza dell'oggetto. Ad alte dispersioni di velocità (sigma>220km/s) i valori di MBH sembrano concordare con i valori attesi, soprattutto per le galassie ellittiche giganti, suggerendo un appiattimento della relazione MBH-sigma. Questo fenomeno potrebbe essere dovuto al meccanismo di coevoluzione con le galassie ospiti attraverso fenomeni di interazione e fusioni in assenza di gas. Tuttavia misure più precise di sigma e luminosità in banda K sono necessarie per escludere definitivamente gli eventuali effetti sistematici. Con i risultati ottenuti si e' visto come i limiti superiori della MBH possano essere utilizzati nel confronto con le relazioni di scala (Capitolo 4). Pertanto, sono stati usati per interpretare la demografia dei SMBH, in particolare per capire se MBH risulta più strettamente connessa con il solo sferoide o con l'intera galassia. A questo scopo i limiti superiori della MBH sono stati combinati con le MBH la cui sfera di influenza e' nota per essere stata risolta. Sono stati poi raccolti i dati relativi alle dispersioni di velocità e alle velocità circolari e sono stati misurati i parametri fotometrici dall'analisi delle immagini SDSS in banda i. Sono state considerate le correlazioni tra la MBH e la dispersione di velocità stellare, la luminosità in banda i, la massa viriale e l'indice di Sersic dello sferoide, la luminosità, la massa stellare, la velocità circolare e le masse viriale e dinamica della galassia. E' stata confermato che la relazione MBH-sigma risulta la piu' stretta tra tutte le correlazioni. La MBH risulta principalmente correlata con sigma per tutti i tipi morfologici e, analogamente, il piano fondamentale dei SMBH dipende principalmente da sigma con un piccolo contributo dovuto al raggio efficace. E' stata caratterizzata la parte alta della funzione di massa dei SMBH dell'universo locale, dal momento che è proprio alle masse più alte che il legame tra l'evoluzione dei SMBH e la formazione gerarchica delle galassie e' piu' stringente. Questo è stato fatto misurando la MBH in una galassia ellittica molto massiccia, NGC 1265, usando dati della cinematica stellare ottenuti con ottica adattiva (Capitolo 5) e stimando la MBH in tre galassie molto brillanti attraverso la cinematica del gas derivata da dati di HST (Capitolo 6). Queste misure sono importanti per capire l'andamento della relazione MBH-sigma nella regione ad alte sigma. Sono state analizzati dati spettroscopici della regione centrale della radio galassia NGC 1265/3C 83.1B (Capitolo 5). Gli spettri sono stati ottenuti in banda K al telescopio Gemini Nord con lo spettrografo Near InfraRed Imager and Spectrograph (NIRI) accoppiato con il sistema di ottica adattiva Altair permettendo una risoluzione spaziale di FWHM=0''.11 (39 pc). Per la stima del contributo stellare è stato interpolato il profilo di luce della galassia con una serie di gaussiane usando in combinazione l'immagine NIRI ad alta risoluzione e un'immagine ottenuta al TNG per coprire anche le parti esterne della galassia. La cinematica stellare è stata estratta dalle bande di assorbimento del CO a 2.29 micron. Sono stati adottati modelli di Jeans per interpolare la cinematica stellare e la distribuzione di brillanza superficiale per determinare i valori di anisotropia (beta) e MBH. La qualità dei dati spettroscopici non ha permesso di misurare una cinematica molto estesa, pertanto sono state fatte delle assunzioni su (M/L)_K e su beta. Il limite superiore della MBH risulta nell'intervallo tra 1x 10e9 Msun e 3.45 x 10e9 Msun a seconda dei valori che vengono assunti per (M/L)_K e beta. Sono state osservate con STIS, la Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2), e la Advanced Camera for Surveys (ACS) montati su HST, tre galassie che per le loro grandi masse, luminosità e dispersioni di velocità sono degli ottimi candidati per ospitare dei SMBH eccezionalmente massivi: Abell 1836-BCG, Abell 2052-BCG, Abell 3565-BCG (Capitolo 6). I dati hanno fornito dettagli sulla struttura e sul profilo di massa della componente stellare, sulla profondita' ottica della polvere e sulle distribuzioni spaziale e cinematica del gas ionizzato entro le regioni più centrali delle galassie. Sono stati costruiti modelli dinamici, che tengono conto del profilo di massa osservato e includono il contributo del SMBH, per riprodurre la cinematica ottenuta dallo studio della riga di emissione di [NII]. La cinematica e la morfologia regolari di Abell 1836-BCG e Abell~3565-BCG, hanno permesso di ottenere rispettivamente MBH = 3.61 (+0.41,-0.50) x 10e9 Msun e 1.34 (+021,-0.19) x 10e9 Msun. La mancanza di moti ordinati in Abell 2052-BCG, invece, ha impedito un accurato modello dinamico. E' stato cosi stimato un limite superiore della MBH < 4.60 x 10e9 Msun. Queste misure rappresentano un importante passo avanti verso la caratterizzazione della funzione di massa dei SMBH, suggerendo un andamento più ripido della MBH-sigma nella regione ad alte sigma a causa o di una più grande dispersione della relazione o perché la legge MBH-sigma risulta diversa. Infine, è stata stimata la massa del SMBH di NGC 4278 (Capitolo 7) utilizzando il teorema del viriale e misurando le componenti larghe delle righe di emissione osservate nello spettro STIS. Si è assunto che il gas fosse uniformemente distribuito in una sfera di un certo raggio. A seconda delle dimensioni adottate per la regione in cui si formano le righe larghe, la massa va da 7 x 10e7 and 2 x 10e9 Msun, in accordo con i limiti superiori trovati seguendo altre assunzioni sulla distribuzione del gas. Il nucleo di NGC 4278 è una sorgente ultravioletta molto variabile. L'ampiezza e il tempo scala di questa variazione sono analoghi a quelli trovati per le galassie con una debole attività nucleare. Questa variabilità in ultravioletto è tipica dei nuclei galattici attivi a bassa luminosità. Le conclusioni di questa tesi possono essere riassunte in tre punti: 1) con le MBH ottenute attraverso modelli semplici siamo riusciti a mappare la relazione MBH-sigma per un campione molto ampio e vario di galassie che comprende tutta la popolazione locale dei SMBH. Queste stime risultano consistenti con la relazione MBH-sigma, senza mostrare dipendenze dovute alla distanza delle galassie, al loro tipo morfologico e alla presenza di barre. Queste stime di MBH possono essere usate per studiare l'andamento e la dispersione delle altre relazioni di scala dei SMBH. 2) Usando i risultati di questo lavoro è stato studiato il legame tra la MBH, lo sferoide e l'intera galassia (compreso l'alone di materia oscura). E' stato confermato che MBH risulta strettamente connesso con sigma indipendentemente dal tipo morfologico, e che il piano fondamentale dei buchi neri è principalmente legato da questa proprietà. 3) E' stata caratterizzata la parte alta della funzione di massa dei SMBH dell'universo locale per capire il legame tra l'evoluzione dei SMBH e la formazione gerarchica delle galassie. Questo è stato fatto misurando MBH in una galassia ellittica molto massiccia NGC~1265 usando dati della cinematica stellare ottenuti con ottica adattiva e in tre galassie molto brillanti attraverso la cinematica del gas derivata da dati di HST. Queste misure suggeriscono un andamento piu' ripido della MBH-sigma in nella regione ad alte sigma, dovuta o a una più grande dispersione della relazione o a una legge diversa che predice una crescita più veloce dei SMBH rispetto a sigma.

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}