Il mistero delle galassie quiescenti ad alto redshift

Negli ultimi anni, osservazioni nell’ottico e nel vicino infrarosso hanno rivelato la presenza di una popolazione di galassie massive ad alto redshift con debole o assente formazione stellare. L’esistenza di tali oggetti nell’universo primordiale è una grande sfida per i modelli di formazione delle galassie e per le simulazioni cosmologiche attuali; il fatto che una galassia sia massiccia e quiescente implica che abbia avuto un intenso episodio di formazione stellare ad alto redshift, seguito dall’invecchiamento della popolazione stellare che appare quindi già evoluta a z > 3. Questi oggetti appaiono quindi quasi vecchi quanto l’Universo al loro redshift. Tuttavia, le osservazioni di galassie quiescenti e massicce a z > 3 sono ancora incerte: a causa della loro debolezza, la maggior parte di queste galassie sono candidati fotometrici e il loro studio, in assenza di dati spettroscopici, si basa sull’analisi delle loro SED fotometriche. Lo scopo di questo progetto di tesi è uno studio dettagliato di queste galassie quiescenti e massive ad alto redshift. In particolare, è stato selezionato un campione affidabile di galassie quiescenti analizzando la loro distribuzione probabilistica dei redshifts fotometrici ed eseguendo un accurato SED fitting utilizzando una varietà di parametri e due modelli di popolazioni stellari semplici. Il campione così ottenuto è stato poi confrontato con i modelli di formazione delle galassie con lo scopo di imporre dei vincoli sui percorsi evolutivi che conducono alla loro esistenza. Questo confronto sembra attribuire un ruolo fondamentale all’accrescimento della massa del buco nero centrale che subisce un brusco arresto probabilmente dovuto ad un forte feedback negativo che riscalda il gas bloccando la formazione stellare. Osservazioni spettroscopiche in infrarosso, possibili con il futuro telescopio JWST, saranno fondamentali per confermare la presenza di questo tipo di oggetti ad alto redshift e determinarne le loro proprietà fisiche.