Physical modelling of high redshift galaxy spectra: a new multiwavelenght view on galaxy formation and evolution

A major step forward in our understanding of the formation mechanism and evolution with cosmic time of galaxies is given by the recent development of powerful astronomical tools able to detect exceedingly faint signals from remote distances. One of the latter developments of particular signicance was the opening of wavelengths longwards the classical visual band to the astronomical observation from space. From the mid '80 with the pioneering IRAS survey, until today, with the operation of the Herschel Space Observatory in the far-infrared and the Large Atacama Millimetre Array (ALMA) in the millimetre, a variety of initiatives have been put in operation to observe the Cosmo at long wavelengths. Among the many novelties emerging from all this, it became more and more evident the role of diuse media in galaxies in shaping their spectral emission and modifying the flux emerging from stars. A particular eect is that due to the mixing of dust and gas in the galaxy interstellar media (ISM): as dust particles have a large cross section with respect to the optical and ultraviolet photons typically emitted by stars, a large fraction of stellar emission is absorbed by dust and re-emitted at long wavelengths in the IR and millimeter bands. According to observational evidence and theoretical expectation, this re-shaping of galaxy emission spectra by the dust content of their ISM becomes more and more important the richer the galaxy content is of primeval gas and dust. This happens particularly when we consider the early phases of their formation and evolution. Important discoveries in this sense have been made using large millimetric telescopes on ground (like SCUBA, IRAM, APEX among others), revealing the existence of a population of extremely luminous galaxies at high redshift, with luminosities comparable to those of quasars. Most of the light emitted by these objects falls in the far-infrared and sub-mm and is visible strongly redshifted at millimeter wavelengths. In the optical these galaxies appear as extremely faint and red, due to the combined eect of dust extinction and redshift. This discovery, later conrmed by space infrared observatories, proved the existence of phases of enormous star formation activity already at high redshift, very likely related to the formation of massive spheroidal galaxies (ellipticals, S0's). Altogether, all these recent developments require new approaches to investigate the physical properties of high-redshift galaxies, hence constraining the history of their assembly and early evolution. At the time when only visual (optical-UV) data were available on moderate-redshift galaxies the modellistic requirements to interprete their spectro-photometric data were most simply to add linearly the contributions of all stars present in the galaxy, quite independently on the geometry of the stellar distribution or dust opacities. Now the new data on dust re-radiations oered by infrared observatories showed that, particularly during major episodes of stellar formation, large or even dominant fractions of the emission by young stars are absorbed by dust and re-emitted as large far-infrared bumps. There is thus a clear association of star formation and dust extinction, because high star formation rates require highly opaque media for gas to collapse and form stars. In a real star-forming galaxy stars, gas and dust are mixed in a very complicated way, and dust extinction is a strong function of the age of the stellar population in the galaxy. New data then force us to consider a new generation of models of galaxy synthetic spectra, with radical complications with respect to previous classical modelling, occurring at two levels: on one side dust extinction can not be neglected and should be considered as a function of the age of the stellar population in the galaxy. In addition, the eect of dierential extinction entails that geometrical eects in the distribution of stars and dust play a fundamental role and have to be carefully modelled. Various attempts have been made during the last decade to provide simplied approaches to the above problems. The simplest widely used is to calculate the summed spectrum of all stars and extinguish it with an average and possibly representative extinction law. Virtually all results of physical analyses of galaxy populations in the universe are based on simplied numerical codes based on this approach. This can provide sensible results in relation to galaxy populations characterized by the presence of negligible amounts of interstellar gas and modest extinction, like in early type galaxies in the local universe or moderately starforming spirals. But we already know that this is an improper approach when considering more actively star-forming galaxies or objects detected during early phases of gas collapse hence in the presence of a very rich interstellar medium. These correspond to the most important and interesting phases of the formation and evolution of galaxies. The aim of the present work is to contribute to overcome the diculties and limitations described above, with a new eort of modelling and physical analysis of populations of galaxies, both in the local universe and at high redshifts. More specically, the main focus of my PhD research is to investigate the nature and mass assembly history of dusty star forming galaxies at high redshift (0.8< z <2.5), observed with Herschel, through a self-consistent modelling of their main physical properties like stellar, gas and dust mass, SFR and SFH, and dust attenuation. With total infrared luminosities between 1011 1012 L and 1012 L, respectively, Luminous and Ultra luminous infrared galaxies [(U)LIRGs hereafter], are among the most luminous and complex extragalactic objects we can conceive, including all varieties of young and old stellar populations, dust absorption, scattering, grain thermal re-radiation, and AGN emission (Lonsdale et al., 2006). Although they are quite rare in the local universe, they dominate the cosmic star formation rate and the FIR background at z > 1. Therefore they are suitable laboratories to study the main physical processes which drive galaxy formation and evolution. The physical characterization of the ULIRG phenomenon requires a multi-wavelength approach and a detailed treatment of dust eects. Galaxy Evolution Synthesis Technique seems to be a powerful tool to interpret galaxy spectra. The spectral energy distribution (SED) of a galaxy contains valuable information about its physical properties, including the stellar, gas and dust content, the age and abundance distribution of the stellar populations resulting from the SFH, and their interaction with the interstellar medium (ISM). The study of the SED therefore oers the most direct way to investigate galaxy formation and evolution, both through direct observations and corresponding theoretical modelling. To model the emission from stars and dust consistently and get reliable estimates for the main galaxy physical parameters we need to solve the radiative transfer equation for idealised but realistic geometrical distributions of stars and dust, as well as take advantage of the full SED coverage from UV to sub-mm. The power of our approach, here, lies in the combination of a full multi-wavelength coverage for our selected galaxies, including the FIR from 70 to 500 micron by Herschel PACS and SPIRE and the IRS Spitzer spectra where available, with a self-consistent spectral synthesis code GRASIL (Silva et al., 1998) used to interpret galaxy SEDs. This code computes the SEDs of galaxies from far-UV to radio including a state-of-the-art treatment of dust extinction and reprocessing based on a full radiative transfer solution. The characteristics of this model (e.g. accounting of diuse and clumped dust and stars, realistic geometry, both giving rise to an age-dependent dust attenuation, and a full computation of dust temperature as a function of grain size and composition) together with the large spectral coverage, allows a thorough physical analysis of the observed SEDs. Our analysis demonstrates that a correct and self-consistent treatment of dust extinction and reprocessing together with a full multiwavelength coverage (from far-UV to radio), is essential to get reliable estimates of the main physical parameters like stellar mass, dust extinction and SFRs. We show that such a physical approach can have strong impact on the claimed relation between the SFR and stellar mass. This is due to the uncertainties related to the interpretation of the optical to far-IR emission depending on the age of stars responsible for the dust heating and reprocessing. We observe that the addition of radio emission to the spectral multi-band tting oers a tight constraint on the current SFR, considering that only stars younger than about 10 Myr produce the galactic cosmic rays responsible for the non-thermal radio emission. Moreover as the radio emission probes the SFH on dierent timescales with respect to the IR emission, our analysis also allows us to better understand and constrain the source's past SFHs, in particular the number of massive stars contributing to the NT component of radio emission through core-collapse SNe.

Un importante passo avanti nella comprensione del meccanismo di formazione ed evoluzione delle galassie e dato dal recente sviluppo di potenti strumenti astronomici in grado di rilevare segnali estremamente deboli provenienti da distanze remote. Uno degli ultimi sviluppi di particolare rilevanza e stata l'apertura di lunghezze d'onda maggiori della banda visibile all'osservazione astronomica dallo spazio. Dalla meta degli anni '80 con la pionieristica survey IRAS, no ad oggi, con il telescopio spaziale Herschel operante nel lontano infrarosso e l'Atacama Large Millimetre Array (ALMA) nel millimetrico, una serie di iniziative sono state messe a punto per osservare il Cosmo a lunghezze d'onda lunghe. Tra le tante novita che emergono da tutto questo, e diventato sempre piu evidente il ruolo del mezzo diuso nelle galassie nel `modellare' la loro emissione spettrale modicando il flusso emergente dalle stelle. Un eetto particolare e quello dovuto alla combinazione di polveri e gas nel mezzo interstellare della galassia (ISM): poiche le particelle di polvere hanno una elevata sezione d'urto rispetto ai fotoni ottici e UV tipicamente emessi dalle stelle, una frazione signicativa dell' emissione stellare e assorbita dalla polvere e riemessa a lunghezze d'onda nella banda IR e millimetrica. Secondo l'evidenza osservativa e le previsioni teoriche, questo `re-shaping' degli spettri di emissione delle galassie ad opera del contenuto di polvere del loro ISM diventa sempre piu importante quanto piu ricco e il contenuto di gas e polvere primordiale della galassia. Cio accade soprattutto quando si considerano le prime fasi della loro formazione ed evoluzione. Scoperte importanti in questo senso sono state fatte utilizzando grandi telescopi millimetrici da terra (come SCUBA, IRAM, APEX tra gli altri), rivelando l'esistenza di una popolazione di galassie ad alto redshift estremamente luminose, con luminosita confrontabili a quelle dei quasar. La maggior parte della radiazione emessa da questi oggetti cade nel lontano infrarosso e sub-mm ed e visibile fortemente spostata verso il rosso alle lunghezze d'onda millimetriche. Nell'ottico queste galassie appaiono come estremamente deboli e rosse, per l'effetto combinato di estinzione da polvere e redshift. Questa scoperta, in seguito confermata da osservatori spaziali infrarossi, ha dimostrato l'esistenza di fasi di intensa attivita di formazione stellare gia ad alto redshift, molto probabilmente legate alla formazione di galassie sferoidali massive (ellittiche, S0). Complessivamente, tutti questi recenti sviluppi richiedono nuovi approcci per studiare le proprieta fisiche delle galassie ad alto redshift, quindi vincolare la storia del loro assemblaggio e l'evoluzione iniziale. Al tempo in cui erano disponibili solo i dati ottici e UV, per galassie a basso redshift, i requisiti modellistici per interpretare i loro dati spettro-fotometrici consistevano semplicemente nel sommare linearmente i contributi di tutte le stelle presenti nella galassia, indipendentemente dalla geometria della distribuzione stellare o opacita della polvere. Ora i nuovi dati a disposizione sulla ri-emissione della polvere forniti da osservatori infrarossi hanno dimostrato che, in particolare durante i principali episodi di formazione stellare, grandi o addirittura dominanti frazioni della emissione da stelle giovani vengono assorbite dalla polvere e riemesse come grandi picchi nel lontano infrarosso. Vi è quindi una chiara associazione tra la formazione stellare e l'estinzione della polvere, in quanto elevati tassi di formazione stellare richiedono mezzi altamente opachi anche il gas possa collassare e formare stelle. In una galassia `star forming' reale stelle, gas e polvere sono mescolati in modo molto complesso, e l'estinzione della polvere e una forte funzione dell' eta della popolazione stellare nella galassia. I nuovi dati a disposizione ci obbligano a considerare una nuova generazione di modelli di spettri sintetici di galassie, con radicali complicazioni rispetto al precedente modelling classico, che si vericano a due livelli: da un lato l'eetto di estinzione della non puo essere trascurato e deve essere considerato in funzione dell'eta della popolazione stellare nella galassia. Inoltre, l'eetto di estinzione dierenziale fa s che gli eetti geometrici nella distribuzione di stelle e polvere svolgano un ruolo fondamentale e debbano essere accuratamente modellati. Vari tentativi sono stati fatti nel corso degli ultimi dieci anni per fornire approcci semplicati ai problemi di cui sopra. Il piu semplice ampiamente utilizzato consiste nel calcolare lo spettro totale sommando i contributi di tutte le stelle estinguendolo poi con una legge di estinzione media possibilmente rappresentativa. Praticamente tutti i risultati delle analisi siche di popolazioni di galassie nell'universo si basano su codici numerici semplicati basati su questo approccio. Questo puo fornire risultati ragionevoli per popolazioni di galassie caratterizzate da quantita trascurabili di gas interstellare e moderata estinzione, come nelle galassie del primo tipo nell'universo locale o nelle spirali `moderately star forming'. Ma sappiamo gia che si tratta di un approccio non corretto quando si considerano galassie caratterizzate da una piu attiva formazione stellare o oggetti osservati durante le prime fasi di collasso del gas e quindi in presenza di un mezzo interstellare molto ricco. Queste corrispondono alle fasi piu importanti ed interessanti della formazione ed evoluzione delle galassie. Lo scopo del presente lavoro e quello di contribuire a superare le dicolta e le limitazioni appena descritte, attraverso l'implementazione di una nuova modellistica e analisi sica delle popolazioni di galassie sia nell' universo locale che ad alto redshift. Piu nello specico il fulcro di questo progetto di ricerca di dottorato e quello di studiare la natura sica e la storia di assemblaggio in massa di galassie oscurate dalla polvere, ad alto redshift (0.8< z <2.5) e con attivita recente di formazione stellare, osservate con Herschel, attraverso una modellizzazione auto-consistente delle loro principali proprieta siche tra cui massa stellare, del gas e della polvere, SFR e SFH e l'oscuramento da polvere. Con tipiche luminosita infrarosse negli intervalli 1011 1012 L e 1012 L, le galassie luminose e ultraluminose nell'IR [(U)LIRGs nel testo], rispettivamente, sono tra gli oggetti extra-galattici piu luminosi e complessi che si possano concepire, comprendenti un'ampia varieta di popolazioni stellare giovani e vecchie, assorbimento da polvere, scattering, riemissione termica da parte dei grani e emissione AGN (Lonsdale et al., 2006). Sebbene questi oggetti siano abbastanza rari nell'Universo locale, essi dominano la rate di formazione stellare cosmica e il FIR background a z > 1. Percio' essi rappresentano i laboratori piu adatti ove studiare i principali processi sici che regolano la formazione ed evoluzione delle galassie. La caratterizzazione sica della fenomenologia delle (U)LIRGs richiede un approccio multi lunghezza d'onda e una trattazione dettagliata degli eetti della polvere. La tecnica di sintesi evolutiva delle galassie costituisce un potente strumento per interpretare gli spettri delle galassie. La distribuzione spettrale d'energia di una galassia (SED) contiene preziose informazioni sulle sue proprieta siche, che includono il contenuto in gas e in stelle, la distribuzione di eta e di abbondanze della popolazione stellare che viene dalla storia di formazione stellare e la loro interazione con il mezzo interstellare. Lo studio della SED quindi costituisce il metodo piu diretto per investigare la formazione ed evoluzione delle galassie, sia attraverso osservazioni dirette che attraverso corrispondenti modelli teorici. Per modellare l'emissione da stelle e polvere in maniera consistente e ottenere stime af-dabili dei principali parametri sici della galassia e necessario risolvere le equazioni del trasferimento radiativo per distribuzioni geometriche idealizzate ma realistiche di stelle e polvere, cos come trarre vantaggio da una copertura in lunghezza d'onda completa dal far-UV al radio. La forza del nostro approccio sta nella combinazione di una completa copertura multilunghezza d'onda per la nostra selezione di galassie, che include il FIR 70-500 micron da Herschel PACS e SPIRE e gli spettri IRS di Spitzer, ove disponibili, con un codice di sintesi spettrale auto-consistente, GRASIL citep Silva1998, utilizzato per interpretare le SED delle galassie. Questo codice calcola le SED delle galassie, dal lontano UV al radio, includendo un trattamento dettagliato degli eetti di estinzione e ri-emissione della polvere basato sulla risoluzione delle equazioni del trasferimento radiativo. Le caratteristiche di questo modello, prima tra tutte l'attenuazione da polvere dipendente dall'eta delle popolazioni stellari, diverse geometrie per la distribuzione di stelle e polvere nella galassia, calcolo della distribuzione delle temperature della polvere in funzione della tipologia dei grani insieme con la completa copertura spettrale, consentono un' approfondita analisi sica delle SED osservate. La nostra analisi dimostra quindi che un trattamento corretto e auto-consistente dell' estinzione e riemissione da polvere assieme ad una copertura Multiwavelength completa (dal lontano-UV al radio), e essenziale per ottenere stime adabili dei principali parametri sici come la massa stellare, l'estinzione da polvere e la SFR. Mostriamo che un approccio sico di questo tipo puo avere un forte impatto sulla rivendicata relazione tra SFR e la massa stellare. Cio e dovuto alle incertezze legate all'interpretazione dell' emissione dall' ottico al lontano IR in funzione dell'eta delle popolazioni stellari responsabili del riscaldamento della polvere e ri-emissione. Osserviamo che l'aggiunta dell' emissione radio al t spettrale multibanda fornisce uno stretto vincolo alla SFR recente, dato che soltanto le stelle piu giovani di circa 10 milioni di anni producono i raggi cosmici galattici responsabili dell'emissione radio non termica. Inoltre, poiche l'emissione radio sonda la SFH su tempi scala diversi rispetto all'emissione IR, la nostra analisi ci permette anche di capire meglio e vincolare SFH della sorgente, in particolare il numero di stelle massicce che contribuiscono alla componente non termica di emissione radio attraverso le `core-collapse SNe'.