Ammassi di galassie

Gli ammassi di galassie sono le strutture gravitazionalmente legate più estese e massive presenti nell’Universo.

Posti all’incrocio dei filamenti della rete cosmica nell’odierna struttura complessa dell’Universo, gli ammassi di galassie rappresentano il crocevia tra la cosmologia e l’astrofisica. Da un lato portano l’impronta dell’evoluzione dell’Universo, fornendo informazioni sulla formazione delle strutture e sono quindi dei potenti strumenti per investigare i modelli cosmologici che regolano l’espansione del nostro Universo; dall’altra parte gli ammassi di galassie sono degli incomparabili laboratori astrofisici, ideali per studiare i fenomeni fisici che avvengono al loro interno: la fisica del plasma, i processi termici e non-termici, i fenomeni di turbolenza, i campi magnetici, la materia oscura…

Gli ammassi di galassie sono strutture complesse. Tipicamente contengono decine, centinaia o anche migliaia di galassie. Tuttavia, solo una piccola percentuale della loro massa totale è in forma di galassie visibili in ottico. La componente dominante (circa 70-90%) è la materia oscura. Il 15-20% della massa dell’ammasso è costituito da un plasma diffuso, caldo, con una concentrazione significativa di metalli. Tale plasma (intracluster medium: ICM) permea lo spazio tra le varie galassie ed emette in banda X.

Il nostro gruppo si occupa di sfruttare i dati osservativi di telescopi X (XMM-Newton, Chandra, NuSTAR, XRISM) per studiare in dettaglio le proprietà fisiche e l’evoluzione degli ammassi, con il supporto aggiuntivo di osservazioni a diverse lunghezze d’onda: radio (e.g. MeerKAT, LOFAR), millimetrico (attraverso l’effetto SZ, con Planck and Nika2) e ottico (e.g. VST, HST and JWST). Siamo attivamente coinvolti in diversi progetti come CHEX-MATE, X-GAP., FornaX, VST-GAME, LSST e contribuiamo attivamente allo sviluppo di nuovi  telescopi X come NewAthena.

Un elenco di progetti di tesi è disponibile a questo link.

Proprietà termodinamiche dell’ICM

Il mezzo intracluster (ICM) rappresenta la principale componente barionica degli ammassi di galassie. Sebbene venga spesso descritto come un fluido in equilibrio idrostatico all’interno della buca di potenziale della materia oscura, il suo reale stato termodinamico è ben più complesso. La distribuzione spaziale di temperatura, densità, entropia e pressione riflettono non solo la massa totale dell’ammasso, ma sono fortemente influenzate anche dalla sua storia di formazione e da processi non gravitazionali, come il feedback dei nuclei galattici attivi (AGN).

Attraverso l’analisi di campioni rappresentativi di ammassi, come CHEX-MATE, ci proponiamo di affrontare alcune delle principali questioni ancora aperte:

• In che misura i profili termodinamici osservati si discostano dalle previsioni basate esclusivamente su processi gravitazionali? Tali deviazioni correlano con la massa, il redshift o con lo stato dinamico degli ammassi?
• In che modo il metodo di selezione di un campione influenza la distribuzione osservata dei profili termodinamici e quali sono le proprietà della popolazione reale sottostante?
• È possibile mappare con precisione le proprietà termodinamiche nelle regioni periferiche degli ammassi, dove avviene gran parte dell’accrescimento cosmico, nonostante il segnale dell’ammasso sia dominato dalle componenti di fondo?

Astrofisica con gruppi di galassie

I gruppi di galassie sono laboratori fondamentali per studiare l’interazione tra processi di accrescimento gravitazionale e la fisica dei barioni. In questi sistemi a bassa massa, l’energia immessa dalle esplosioni di supernova e dal feedback degli AGN può essere comparabile o addirittura superiore all’energia di legame gravitazionale, rendendo i processi non gravitazionali un fattore determinante per lo stato termodinamico del mezzo intragruppo (IGrM). Per questo motivo, i gruppi non possono essere considerati semplicemente versioni in scala ridotta degli ammassi, ma sistemi dove cooling, feedback ed espulsione del gas modificano significativamente la distribuzione dei barioni e le relazioni di scala osservate. Nonostante la loro importanza per gli studi astrofisici e cosmologici, i gruppi rimangono difficili da osservare a causa della loro bassa luminosità superficiale e del numero limitato di galassie membri, fattori che portano ad avere campioni incompleti ed eterogenei. Le indagini multi-banda attualmente in corso e quelle future (nei raggi X, in particolare con eROSITA, in ottico, SZ e radio) aumenteranno notevolmente il numero di sistemi identificati e renderanno ancora più cruciale la definizione di funzioni di selezione e indicatori di massa robusti.  Le simulazioni numeriche, combinate con tecniche di forward-modeling delle osservabili, saranno essenziali per interpretare correttamente i dati e quantificare eventuali bias osservativi. Utilizzando campioni rappresentativi selezionati sia in banda ottica sia nei raggi X, come XGAP, vogliamo rispondere ad alcune domande chiave:

• Quanto sono completi gli attuali campioni di gruppi e quali popolazioni rimangono ancora non rilevate (ad esempio sistemi a bassa luminosità superficiale o poveri di gas)?
• Come possiamo calibrare in modo affidabile le masse dei gruppi utilizzando osservazioni nei raggi X, dati ottici, effetto SZ e weak-lensing?
• Quale frazione dei barioni risulta mancante nei gruppi e dove si trova (espulsa, raffreddata o ridistribuita)?
• In che misura gli effetti di selezione influenzano le relazioni di scala osservate e le stime dell’efficienza dei processi di feedback?
• In che modo e con quale intensità i processi non gravitazionali modificano le proprietà radiali dei gruppi?
• Qual è l’impatto delle diverse modalità di feedback degli AGN (termico, cinetico o radiativo) sull’entropia del mezzo intracluster e sulla frazione di gas?

Fenomeni non termici nell’ICM

Gli ammassi di galassie rappresentano laboratori naturali unici per studiare la complessa interazione tra gas termico, particelle relativistiche e campi magnetici. Sebbene la maggior partedel mezzo intracluster (ICM) sia costituita da plasma caldo che emette in banda X, componenti non termiche, in particolare elettroni dei raggi cosmici (CRe) e campi magnetici dell’ordine dei microgauss, permeano l’intero volume dell’ammasso. Queste componenti sono osservabili su scale dell’ordine del Megaparsec attraverso emissione diffusa di sincrotrone, che si manifesta sotto forma di radio aloni centrali, relitti radio nelle regioni periferiche e mini-aloni confinati nelle aree centrali. Tali strutture sono strettamente collegate ai processi di merging tra ammassi e agli eventi di accrescimento, che generano potenti shock e turbolenza in grado di accelerare o riaccelerare le particelle.

La mappatura completa di queste deboli strutture diffuse rappresenta una sfida osservativa significativa, a causa della loro bassissima luminosità superficiale e della difficoltà nel disaccoppiarle dalle singole radiogalassie. Le nuove survey radio ad alta sensibilità e a basse frequenze, (come quelle realizzate con LOFAR e MeerKAT), stanno ampliando rapidamente il numero di sorgenti non termiche conosciute. La combinazione di questi dati con osservazioni multi-banda (nei raggi X, nei raggi gamma e attraverso l’effetto Sunyaev-Zel’dovich) sarà fondamentale per l’interpretazione dei risultati e per la comprensione dei processi fisici che governano il plasma intracluster.

Tra le principali domande aperte che intendiamo affrontare vi sono:

• Quali sono i meccanismi predominanti responsabili dell’accelerazione delle particelle?
• In che modo i campi magnetici vengono amplificati e strutturati all’interno dell’ICM?
• Qual è la distribuzione radiale del campo magnetico, dal nucleo denso fino alle regioni periferiche degli ammassi, e come evolve con il redshift?
• Quale frazione della pressione totale dell’ammasso è dovuta alle componenti non termiche? 

Arricchimento di metalli nell’ICM

Stime di massa e relazioni di scala di ammassi e gruppi di galassie

La stima della massa totale degli ammassi di galassie, dominata dalla materia oscura, è fondamentale sia per comprendere la fisica degli ammassi sia per porre vincoli accurati ai parametri cosmologici. Per calibrare in modo affidabile la scala assoluta delle masse è essenziale adottare un approccio multi-banda che combini metodologie indipendenti, come le masse idrostatiche derivate dai raggi X, il lensing gravitazionale e la dinamica delle galassie.

L’accuratezza delle stime di massa ottenute assumendo l’equilibrio idrostatico rappresenta uno dei temi centrali della ricerca moderna. I moti coerenti e turbolenti del gas possono infatti fornire un contributo significativo alla pressione non termica, generando deviazioni dall’equilibrio che portano a una sottostima sistematica delle masse e influenzano le inferenze cosmologiche basate sugli ammassi di galassie. Programmi osservativi multi-banda come CHEX-MATE  costituiscono il contesto ideale per calibrare questa scala di massa, mentre la spettroscopia X ad alta risoluzione, oggi resa possibile da XRISM e in futuro dalla missione NewAthena, consentirà finalmente di misurare direttamente la dispersione di velocità del gas e quantificare il contributo della pressione non termica.

Quando osservazioni dettagliate ottenute con più tecniche non sono disponibili, le relazioni di scala rappresentano uno strumento indispensabile per stimare le masse all’interno delle grandi survey cosmologiche. Tali relazioni collegano la massa totale dell’ammasso a osservabili facilmente misurabili nelle diverse bande oppure mettono in relazione tra loro differenti osservabili. Basate sul modello di collasso self-similare della formazione delle strutture cosmiche, le deviazioni dalle semplici leggi di scala gravitazionali costituiscono un potente indicatore dell’impatto energetico dei processi non gravitazionali, come il feedback dei nuclei galattici attivi (AGN) e delle supernovae.

Il nostro gruppo di ricerca studia le incertezze sistematiche e l’evoluzione delle stime di massa degli ammassi attraverso diverse linee di indagine:

• Bias della massa idrostatica: Qual è l’entità precisa del bias associato alle masse determinate in ipotesi di equilibrio idrostatico? Dipende dalla massa totale del sistema, dal redshift, dallo stato dinamico dell’ammasso o dal metodo di selezione del campione?
• Contributo di pressione da turbolenza: In quale misura i moti turbolenti e i moti su larga scala del gas contribuiscono al budget complessivo della pressione dell’ammasso? Come possiamo correggere al meglio il bias nelle stime di massa generato da questi contributi non termici?
• Frazione di gas e contenuto barionico cosmico: Qual è la frazione di massa in gas negli ammassi e nei gruppi di galassie? Come varia al variare della massa del sistema e come si confronta con la frazione barionica media dell’Universo?
• Evoluzione delle relazioni di scala: In che modo le relazioni di scala tra massa e osservabili e tra differenti osservabili, evolvono in funzione della massa e del redshift? Quali informazioni forniscono le deviazioni dal modello teorico self-similare sull’impatto dei processi non gravitazionali?

Filamenti cosmici nella struttura su grande scala

I filamenti della rete cosmica costituiscono l’ossatura su larga scala dell’Universo, convogliando materia verso le regioni più dense, come gli ammassi di galassie. Le simulazioni cosmologiche prevedono che una frazione significativa dei cosiddetti “barioni mancanti” nell’Universo locale risieda proprio all’interno di questi immensi ponti intergalattici sotto forma di un plasma caldo e diffuso noto come Warm-Hot Intergalactic Medium (WHIM). In prossimità degli ammassi di galassie, le regioni più dense dei filamenti vengono compresse e riscaldate dagli shock fino a diventare osservabili attraverso una debole emissione nei raggi X soffici e tramite le righe di emissione dell’ossigeno altamente ionizzato (O VII e O VIII). Al contrario, i filamenti a bassa densità che attraversano i vuoti cosmici sono troppo deboli per essere osservati in emissione e possono essere studiati soltanto mediante spettroscopia di assorbimento nei raggi X utilizzando sorgenti di fondo molto luminose, come i nuclei galattici attivi (AGN) o i rapidamente variabili afterglow dei Gamma-Ray Burst (GRB).

La mappatura della rete cosmica nei raggi X rappresenta una delle sfide osservative più ambiziose dell’astrofisica moderna. La brillanza superficiale del WHIM diminuisce rapidamente allontanandosi dal centro degli ammassi, richiedendo strumenti estremamente sensibili e una accurata rimozione delle sorgenti puntiformi contaminanti. In assorbimento, le righe dell’ossigeno attese sono estremamente deboli, rendendo le identificazioni sicure rare e spesso confuse con l’assorbimento prodotto dal mezzo interstellare locale  o circumgalattico. Le future missioni dotate di microcalorimetri ad alta risoluzione spettrale, come lo strumento X-IFU a bordo di NewAthena, saranno fondamentali per superare questi limiti osservativi.

Tra le principali questioni aperte che intendiamo affrontare vi sono:

• Qual è lo stato termico e di ionizzazione del WHIM nei filamenti?
• Come possiamo distinguere in modo affidabile l’assorbimento prodotto dalle galassie ospiti o dalla Via Lattea da quello realmente associato ai filamenti della rete cosmica?
• Quale frazione dei barioni mancanti è contenuta nella rete cosmica rispetto al mezzo circumgalattico (CGM)?
• Quale ruolo svolgono i campi magnetici e i raggi cosmici nella dinamica dei filamenti e nei processi di accrescimento del gas verso gli ammassi di galassie?

Evoluzione delle galassie negli ammassi

Gli ammassi di galassie costituiscono laboratori astrofisici ideali per studiare l’impatto degli ambienti estremi sull’evoluzione delle galassie. In questi sistemi massicci, meccanismi quali il ram pressure stripping, i merger e le interazioni mareali trasformano rapidamente galassie giovani e ad alta formazione stellare in popolazioni passive.

Poiché molti ammassi sono ancora in fase di assemblaggio, essi presentano spesso una complessa struttura spaziale e cinematica, caratterizzata da sottostrutture in caduta. Queste regioni rappresentano siti privilegiati di pre-processing, nei quali l’aumento locale della densità può innescare la soppressione (quenching)  della formazione stellare e trasformazioni morfologiche ben prima che le galassie raggiungano le regioni centrali più dense dell’ammasso.

Inoltre, mentre si muovono nelle regioni centrali degli ammassi, le galassie satelliti interagiscono tra loro, con la Brightest Cluster Galaxy (BCG) e con il potenziale gravitazionale dell’ammasso. Queste interazioni possono strappare (stripping) progressivamente gli strati più esterni degli aloni stellari fino alla loro completa distruzione, contribuendo alla formazione della luce intracluster diffusa (Intracluster Light, ICL).

Utilizzando dati ottici e infrarossi, ci proponiamo di affrontare le seguenti domande aperte:

• Pre-processing o evoluzione interna all’ammasso?: Quale frazione delle galassie subisce la soppressione della formazione stellare e la trasformazione morfologica all’interno dei gruppi in caduta, rispetto a quella indotta dall’ambiente globale dell’ammasso?
• Origine della luce intracluster: Quali popolazioni galattiche contribuiscono maggiormente alla formazione della ICL? Quanto di questa componente diffusa deriva dallo stripping mareale continuo delle galassie massicce nelle regioni centrali e quanto dalla completa distruzione delle galassie nane nelle sottostrutture in accrescimento?
• Storia dinamica degli ammassi: In che misura la combinazione tra la mappatura delle sottostrutture ottiche e delle caratteristiche spaziali della ICL può essere utilizzata per ricostruire gli eventi di merging avvenuti nel passato di un ammasso?

Caratterizzazione del fondo, calibrazione dei satelliti e progettazione di missioni future

La ricerca sugli ammassi di galassie richiede una conoscenza estremamente accurata della risposta degli strumenti osservativi (calibrazione) e un trattamento rigoroso delle diverse componenti di fondo e delle relative incertezze sistematiche. Non è una battuta che: «Se vuoi studiare l’emissione X degli ammassi di galassie, finirai per studiare il fondo X.» Il nostro gruppo è coinvolto da molti anni nelle attività di calibrazione e caratterizzazione del fondo strumentale di numerosi satelliti X, in particolare di XMM-Newton e NuSTAR. Grazie a questa esperienza partecipiamo attivamente alla progettazione delle future missioni spaziali, come NewAthena contribuendo allo sviluppo di strategie volte a minimizzare il fondo strumentale e a migliorarne la conoscenza e il controllo. Grazie alla comprensione fisica maturata attraverso oltre venticinque anni di analisi dei dati di XMM-Newton, abbiamo proposto, e stiamo attualmente sviluppando, un Particle Radiation Monitor da installare a bordo di NewAthena. Lo strumento è progettato per raggiungere il livello di accuratezza e precisione necessario a soddisfare il requisito estremamente ambizioso di una riproducibilità del fondo strumentale pari al 2%.

Contatti

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