Il ruolo dei quasars nel processo di reionizzazione dell'universo

4 INTRODUZIONE
no a un fattore 10), mentre la ionizzazione di un atomo di idrogeno ri
hiede
soltanto 13:6 eV : in tal modo è su
iente 
he una pi

ola frazione (. 105; si
veda ad esempio Haiman & Knox, 1999) della massa barioni
a totale sia 
on-
vertita in stelle o bla
k holes per
hé possa essere liberata l'energia su
iente
a reionizzare il resto dell'Universo.
Le osservazioni 
onsentono di individuare il range entro 
ui il pro
esso
di reionizzazione può essere avvenuto. Il più adabile limite inferiore per il
redshift di reionizzazione zrei deriva dall'osservazione di emettitori Lyman-
ad alto redshift (Hu et al., 1998; Weymann et al., 1998). Il fatto 
he questi
siano stati osservati no ad un redshift massimo superiore a  5 (z = 5:64 in
Haiman & Spaans, 1998; 6:68 se
ondo Chen, Lanzetta & Pas
arelle, 1999)
impli
a 
he la reionizzazione sia avvenuta prima di tale redshift (Haiman &
Spaans, 1998): infatti, le ali di una riga di assorbimento Lyman- dovuta ad
idrogeno neutro 
omporterebbero una elevata profondità otti
a residua, 
he
attenuerebbe fortemente qualsiasi riga di emissione.
Il limite superiore più adabile per z viene inve
e dallo studio delle ani-
sotropie dalla radiazione di fondo 
osmi
o (CMB), grazie al quale si ri
avano
dei limiti per la profondità otti
a di elettros
attering (Griths et al, 1998):
se la reionizzazione fosse avvenuta prima di z = 40, la profondità otti
a per
elettros
attering avrebbe ridotto l'ampiezza delle anisotropie al di sotto del
livello 
omprovato dalle osservazioni.
In 
on
lusione, le attuali osservazioni indi
ano 
he l'epo
a della reioniz-
zazione deve essere 
ompresa nel range 6 . z . 40.
L'eetto GunnPeterson
Uno dei risultati osservativi più importanti per la 
osmologia degli ultimi de-

enni è rappresentato dalla s
operta dell'assenza della depressione di Gunn
Peterson (GunnPeterson trough) negli spettri di quasars e galassie ad alto
redshift.
Lo spettro dell'idrogeno neutro, infatti, possiede una risonanza asso
iata
5alla transizione atomi
a Lyman-, 
he (per righe in emissione) 
ondu
e per
de
adimento spontaneo dal primo livello e

itato 2p al livello fondamentale
1s. Tale risonanza è 
osì intensa da originare, già per densità di 
olonna di
idrogeno neutro relativamente basse, un signi
ativo assorbimento sul lato
blu della riga di emissione Ly del quasar. Questo eetto si deve allo spo-
stamento delle righe di assorbimento dell'idrogeno neutro (interposto tra il
quasar e l'osservatore) di un fattore (1 + z), dove il redshift z è inferiore a
quello del quasar zq: z < zq.
Dunque, supponendo 
he la lu
e proveniente dalla sorgente viaggi verso
l'osservatore attraversando un mezzo uniforme 
omposto di idrogeno neutro,
la profondità otti
a per s
attering alla lunghezza d'onda oss è data dalla
(Coles & Lu

hin, 1995)
(oss) =

H0
Z




oss
a
a0

nHI(t)
1=2
a0
a
3=2 da
a
; (1)
dove () è la sezione d'urto alla risonanza, nHI è la densità dell'idrogeno
neutro al redshift 
orrispondente a tale risonanza, z = (oss=)  1, 
 è il
parametro di densità, a è il parametro di espansione (a0 il suo valore attuale)
e l'integrale è preso sulla larghezza 
 della riga di risonanza, 
he, essen-
do estremamente sottile, 
onsente l'approssimazione mediante una funzione
delta.
Invertendo la (1) e adottando per  il valore 0:1 suggerito dalle osservazio-
ni, si ottiene un limite piuttosto stringente per la densità massima 
onsentita
all'idrogeno:
nHI < 2 
 1012
1=2 h (1 + z)3=2  
m3 ; (2)
ad esempio, Steidel & Sargent (1987) hanno fornito una stima
nHI(z = 0:0) < 9:0 
 1014h 
m3 :
Nella gura 1 è illustrata una simulazione delle depressioni (troughs)
Ly e Ly 
he si osserverebbero nello spettro di una sorgente posta a redshift
zs = 7:08 nell'ipotesi di una reionizzazione istantanea avvenuta a redshift
zreion = 7.
6 INTRODUZIONE
Il Ly trough (e possibilmente an
he quelli relativi a serie di Lyman supe-
riori) si dovrebbe osservare (Haiman & Loeb, 1998b) nello spettro di sorgenti
poste, 
ome nell'esempio, a redshift superiore ma molto prossimo a quello di
reionizzazione; la depressione Lyman- rimarrebbe 
osì distinta dalla Lyman-
 grazie alla frazione di usso trasmesso 
he ries
e a sopravvivere alla densa
foresta Ly, spe
ie nelle sorgenti più brillanti.
Figura 1: Spettro di una ipoteti
a sorgente posta a redshift zs = 7:08, as-
sumendo 
he vi sia stata una reionizzazione istantanea a redshift zreion = 7.
Le 
urve a tratto pieno mostrano lo spettro senza l'assorbimento dovuto alla
foresta Ly ad alto redshift, mentre le tratteggiate si riferis
ono ad uno spet-
tro in 
ui si siano ignorate an
he le ali dell'assorbimento (damping wings).
(Figura tratta da Haiman & Loeb, 1998b.)
7
Vin
oli osservativi sui modelli
Si è parlato dei risultati osservativi 
he hanno indotto i teori
i a 
ostruire
dei modelli in grado di spiegare l'origine del pro
esso di reionizzazione; vi è
però an
he una quantità di eetti 
he, a posteriori, 
onsentono di anare
i modelli, restringendo i ranges di variazione permessi ai parametri e alle
grandezze si
he in gio
o.
Uno degli strumenti più importanti in tal senso è rappresentato dallo
studio delle anisotropie del fondo 
osmi
o di mi
roonde (CMB) (si veda ad
esempio Aghanim, Désert, Puget & Gispert, 1996): la formazione di regioni
ionizzate attorno a sorgenti stellari e quasars 
omporta l'instaurazione di
fenomeni di s
attering Compton tra i fotoni della radiazione di fondo 
osmi
o
e gli elettroni energeti
i liberati dal pro
esso di reionizzazione, imprimendo
nello spettro del CMB una tra

ia 
aratteristi
a, nota 
ome eetto Sunyaev
Zeldovi
h (SZ), 
he si manifesta, in generale, 
on una disorsione ed uno shift
dello spettro verso frequenze più alte.
In parti
olare l'eetto SZ 
ineti
o dà luogo ad anisotropie ÆT = 
T=T
(ÆT ' 106 104) su pi

ola e media s
ala nella distribuzione spaziale della
temperatura T della radiazione (Aghanim et al., 1996).
Nel 
aso in 
ui nel fondo 
osmi
o di mi
roonde sia già presente un 
erto
grado di anisotropia iniziale, si deve 
onsiderare an
he un eetto di smorza-
mento (damping), 
he agis
e dunque nel verso opposto a quello dell'eetto
SZ, e tende a diluire le uttuazioni primordiali di temperatura, 
on un risul-
tato 
he dipende dall'indi
e l della de
omposizione in armoni
he sferi
he delle
anisotropie del CMB (si veda Haiman & Knox, 1999). Vi è poi un eetto di
polarizzazione del 
ampo di radiazione, supposto già parzialmente anisotro-
po, dovuto al fatto 
he la sezione d'urto dierenziale per elettros
attering
dipende dalla polarizzazione, dunque la radiazione diusa dagli elettroni li-
berati nel 
orso della reionizzazione potrebbe divenire polarizzata an
he se
la radiazione in
idente non lo era.
Il 
onfronto tra le osservazioni della radiazione ultravioletta di fondo e le
previsioni derivanti dai modelli teori
i 
he studiano la funzione di luminosità
8 INTRODUZIONE
dei quasars ad alti redshifts 
ostituis
e un ulteriore ban
o di prova per le
sorgenti responsabili della reionizzazione. Inoltre la man
anza di sorgenti
rosse non risolte a magnitudine V > 25 nell'Hubble Deep Field pone seri
problemi ai modelli 
he si fondano su un'alta densità numeri
a di quasars
primordiali a bassa luminosità (Madau, Haardt & Rees, 1998).
Ulteriori sviluppi nell'ambito della 
osmologia osservativa in generale, e
della reionizzazione in parti
olare, sono attesi dal Next Generation Spa
e
Teles
ope (il 
ui lan
io è previsto per il 2007) e da misure più pre
ise delle
anisotropie del CMB derivanti dalle missioni MAP e Plan
k. In parti
olare
NGST darà la possibilità di eettuare spettros
opia a media risoluzione no
ad un redshift z  8. Nel 
aso in 
ui la reionizzazione sia avvenuta ad
un redshift prossimo al limite inferiore del range permesso (6 . zrei . 8),
potrebbe quindi essere possibile determinare il valore pre
iso di zrei dalla
diretta osservazione degli spettri di sorgenti brillanti (Haiman & Knox, 1999).
S
opo e originalità della tesi
In questa tesi si intende analizzare a fondo il ruolo 
he i quasars hanno avuto
nell'ambito del pro
esso di reionizzazione dell'Universo, partendo dall'ipotesi

he essi siano stati la 
ausa della ne della dark age (Rees, 1996) ed esa-
minando le possibili 
onseguenze 
he se ne traggono, 
al
olando il redshift
di reionizzazione zrei in 
orrispondenza al quale la frazione di gas ionizzato
dell'Universo, FHII , raggiunge il valore unitario.
A tale s
opo, dopo una approfondita analisi sulla natura delle sorgenti,
sulle 
onnessioni 
he legano il quasar e la galassiaospite e sulle fasi del
pro
esso di ionizzazione, l'attenzione si 
on
entra su tre parti
olari modelli
per la formazione e l'evoluzione dei quasar: il modello proposto da Haiman
& Loeb (1998a) (modello A), 
he, grazie alla sua relativa sempli
ità (in
parti
olare l'ipotesi di una relazione lineare tra massa del bla
k hole Mbh e
massa dell'alone di materia os
ura Mhalo), si rivela estremamente utile per
la stesura e la veri
a del 
odi
e numeri
o da 
ui si ottengono i risultati;
9il modello elaborato da Haehnelt, Natarajan & Rees (1998) (modello B),

he fonda le sue ipotesi su una più attenta analisi dei pro
essi si
i 
he
legano il bla
k hole all'alone di materia os
ura da 
ui esso ha avuto origine,
e predi
e una relazione analiti
a non lineare tra la massa del bla
k hole Mbh
e quella dell'alone Mhalo (Mbh / M5=3halo); inne il modello di Haiman, Madau
& Loeb (1998) (modello C), 
he, alla lu
e delle osservazioni dell'Hubble
Spa
e Teles
ope, rimette in dis
ussione le ipotesi adottate nel modello A,
proponendo valori diversi per i parametri liberi e un andamento della massa
del bla
k hole del tipo Mbh / M3=2halo.
Mentre per il modello A si ritrovano sempli
emente i risultati ottenuti
da HL(1998a), per quanto riguarda gli altri due i risultati relativi al redshift
di reionizzazione sono del tutto nuovi e, 
osa importante, sembrano puntare
nella direzione già indi
ata da altri re
enti lavori di ri
er
a (ad esempio Ma-
dau, Haardt & Rees, 1998), nei quali l'ipotesi di reionizzazione dell'idrogeno
dovuta ai soli quasars risulta sfavorita rispetto a quella originata da sorgenti
stellari.
Resta inve
e 
onfermata l'idea 
he il ruolo dei quasars sia stato predo-
minante nel pro
esso di reionizzazione dell'elio, in quanto è ne
essaria una
distribuzione di energia alle alte frequenze 
he le sorgenti stellari, a dierenza
dei quasars, non sono in grado di assi
urare.
L'aspetto originale del presente lavoro di tesi 
onsiste quindi nell'aver ap-
pli
ato allo studio della reionizzazione i risultati derivanti dai più re
enti mo-
delli di formazione ed evoluzione 
ongiunta del quasar e della galassiaospite,
mantenendo 
ostantemente il 
ontatto 
on l'aspetto osservativo attraverso
una 
alibrazione dei parametri dei modelli tale da garantire l'a

ordo 
on le
osservazioni.
S
hema della Tesi
Nel primo 
apitolo si introdu
ono i 
on
etti e le grandezze fondamentali per lo
sviluppo della trattazione, 
on parti
olare attenzione ai modelli 
osmologi
i
10 INTRODUZIONE
di tipo , 
ome quello adottato in questa tesi; si tratta la formazione delle
strutture nell'ambito della teoria di Jeans, per poi ri
avare la distribuzione
di PressS
he
hter 
ome stima della funzione di massa degli aloni di materia
os
ura. Al termine del 
apitolo si des
rive inne il modello 
osmologi
o
adottato, ssando il valore dei parametri 
he lo 
aratterizzano.
Il se
ondo 
apitolo è dedi
ato alla natura e alle proprietà osservabili dei
quasars, il 
ui me

anismo di emissione è legato all'a

res
imento di massa su
un bla
k hole massivo (la 
ui massa è dell'ordine di  1061010M; nel 
aso
dei miniquasars primordiali  103 106M) posto al 
entro della galassia
ospite (da 
ui an
he la denizione di A
tive Gala
ti
 Nu
leus, AGN), 
on

onseguente emissione di energia sotto forma di radiazione elettromagneti
a

on un'e
ienza dell'ordine del 10%.
Dopo un breve 
enno alla 
lassi
azione degli AGN, si approfondis
e la

onos
enza della natura si
a di questi oggetti attraverso un'analisi del-
le proprietà osservate, riservando una parti
olare attenzione allo spettro e
ai pro
essi da 
ui questo ha origine e fa
endo inne un 
onfronto 
on la
distribuzione di energia 
aratteristi
a delle sorgenti stellari.
Si prende poi in rassegna la grande quantità di modelli teori
i e risultati
osservativi riguardanti le relazioni tra quasar e galassiaospite, riportando i
risultati più re
enti 
he si inseris
ono nel quadro di una evoluzione 
omune
di galassie e quasars (joint 
osmologi
al formation) .
Alla ne del 
apitolo si introdu
e la funzione di luminosità dei qua-
sars, anti
ipandone l'importanza 
ome strumento per stimare l'e
ienza di
formazione dei bla
k holes a partire dagli aloni di materia os
ura.
Nel terzo 
apitolo si esaminano i pro
essi di formazione ed evoluzione
delle regioni ionizzate (le regioni HII ) 
he si formano, in parti
olare, attorno
ai quasars e alle sorgenti stellari per fotoionizzazione dell'idrogeno, il prin
i-
pale 
ostituente del mezzo intergalatti
o (IGM). Si studia l'evoluzione delle
singole sfere di Strömgren 
he limitano tali regioni, no al momento in 
ui,
interse
andosi, 
ondu
ono alla 
ompleta reionizzazione dell'Universo.
Si a

enna poi all'importanza 
he il grado di omogeneità del mezzo in-
11
tergalatti
o riveste nel quadro dell'intero pro
esso di reionizzazione, il quale
risulta estremamente sensibile al valore del 
lumping fa
tor CX  hn
2Xi
hnXi2 , dove
nX è la densità di un generi
o elemento X (per una trattazione approfondita
dell'argomento si veda Madau, Haardt & Rees, 1998, e riferimenti).
Si a

enna inne al pro
esso di reionizzazione dell'elio e al ruolo domi-
nante 
he risultano avere i quasars in questo ambito, grazie alla intensità e
alla distribuzione dell'energia, di natura ben diversa rispetto a quelle relative
alle sorgenti stellari.
Inne, nel quarto 
apitolo, si 
on
entra l'attenzione su tre dei modelli

itati nel 
apitolo 2 per la formazione e l'evoluzione del quasar all'interno
della galassia 
he lo ospita e, tramite un 
onfronto 
on le osservazioni, si
sviluppa la trattazione del pro
esso di reionizzazione, attraverso lo studio
dell'evoluzione delle regioni HII; il risultato 
on
lusivo è rappresentato dal
redshift zrei di reionizzazione, in 
orrispondenza al quale la frazione ionizzata
dell'Universo, FHII , assume valore unitario, FHII(zrei) = 1.
Il quinto 
apitolo è 
ostituito dalle 
on
lusioni, in 
ui, oltre a riassume-
re i risultati ottenuti, si evidenziano i possibili sviluppi futuri della ri
er
a
sull'argomento trattato.