Gli ammassi di galassie sono gli oggetti pi\uf9 massicci dell'universo; si trovano ai nodi della rete cosmica da cui accrescono continuamente materia e altre galassie. Le galassie all'interno degli ammassi sono principalmente ellittiche massicce, con poca formazione stellare in corso. Tra queste, un ruolo rilevante \ue8 svolto dalla galassia pi\uf9 luminosa tipicamente situata al centro dell'ammasso (BCG). Nelle BCG, i bassi valori dei tassi di formazione stellare sono correlati all'energia liberata dai nuclei galattici attivi (AGN), come evidenziato dalla frequente presenza di AGN ad alta emissione nelle onde radio. Poich\ue9 questo processo \ue8 generato dall'accrescimento del gas attorno al buco nero (SMBH) centrale, non \ue8 del tutto sorprendente che varie osservazioni abbiano trovato strette correlazioni tra la massa dei SMBH e la massa stellare delle BCG. Due anni fa, sono state trovate altre correlazioni che coinvolgono le masse dei SMBH e le propriet\ue0 globali degli ammasi. Motivato da questi lavori osservativi, nella prima parte della mia tesi ho utilizzato una serie di simulazioni cosmologiche per studiare la crescita simbiotica degli ammassi di galassie e dei SMBH al loro centro, con l'obiettivo di indagare le correlazioni tra la massa dei SMBH e la massa degli ammassi che li ospitano.
Anche se il feedback degli AGN \ue8 fondamentale nella regolazione della formazione stellare negli ammassi di galassie a basso redsfhit, quando inizia ad essere efficace gli ammassi di galassie sono gi\ue0 popolati dalle galassie pi\uf9 massicce dell'universo. Data la loro grande massa e la loro bassa velocit\ue0 di formazione stellare, si pensa che la maggior parte delle stelle siano prodotte ad alto redshift durante una breve ed intensa fase di formazione stellare. Questo punto di vista ha numerose prove indirette, sia teoriche che osservative. Per esempio, l'analisi astroarcheologica di enormi ellittiche mostra una proporzionalit\ue0 diretta tra la massa di una galassia e la sua et\ue0. Inoltre, simulazioni cosmologiche e modelli semi-analitici prevedono che la maggior parte delle stelle all'interno delle BCG (> 50%) siano gi\ue0 formate a z ~ 3 durante la fase di protoammasso, e vengono successivamente assemblate attraverso fusioni di galassie. Tuttavia, \ue8 ancora difficile tracciare un quadro completo dell'evoluzione degli ammassi di galassie utilizzando i dati disponibili. Infatti, anche se il numero di protocluster rilevati \ue8 in rapido aumento, il campione risultante \ue8 ancora abbastanza eterogeneo essendo basato su diversi metodi di rilevamento, ciascuno con i propri limiti e bias. In questo contesto, le simulazioni cosmologiche rappresentano lo strumento pi\uf9 avanzato per fornire un quadro interpretativo coerente di tutte queste osservazioni su proto-ammassi. Tuttavia, prima di ottenere un'interpretazione significativa dei dati osservativi sull'evoluzione degli ammassi, \ue8 importante studiare se i modelli teorici riproducono le osservazioni disponibili ad alto z. Pertanto, nella seconda parte del mio progetto di dottorato ho studiato il tasso di formazione stellare all'interno di ammassi di galassie e protoammassi a 0<z<4. Questa analisi suggerisce fortemente che simulazioni cosmologiche allo stato dell'arte hanno difficolt\ue0 a riprodurre i tassi di formazione stellare molto elevati misurati nelle recenti osservazioni. Per comprendere meglio le ragioni fisiche della differenza tra teoria e osservazioni, ho anche studiato le propriet\ue0 della galassia nell'ambiente di protoammasso con un approccio pi\uf9 statistico, studiando le correlazioni e le distribuzioni delle propriet\ue0 delle galassie. Questa analisi evidenzia la necessit\ue0 di una migliore comprensione e modellizzazione dei processi fisici coinvolti nella formazione stellare, necessaria per raggiungere un accordo con le osservazioni disponibili ad alto redshift.Galaxy clusters are the most massive objects in the universe; they are located at the nodes of the cosmic web from which they continuously accrete matter and other galaxies. The galaxies within clusters are mainly red massive ellipticals or bulge dominated, with little ongoing star formation. Among them, a relevant role is played by the brightest cluster galaxy (BCG), the most luminous and massive cluster galaxy typically located at the cluster center. In the BCGs, the low values of star formation rates are related to a hampering of the cooling rate by the feedback from the active galactic nuclei (AGN), as highlighted by the frequent presence of radio-loud AGNs. Since this feedback is generated by the gas accretion around the central SMBH, it is not completely surprising that observational works found tight correlations between SMBH mass and BCG stellar mass and stellar velocity dispersion. Two
years ago, other correlations involving SMBHs masses and global cluster properties (like cluster mass and temperature) was found. Motivated by these observational works, in the first part of my thesis I used a set of cosmological simulations to study the symbiotic growth of galaxy clusters and the SMBHs at their center, with the aim of investigating the correlations between SMBH mass and cluster mass and temperature, their establishment and evolution. Moreover, I studied how gas accretion and BH-BH mergers contribute to SMBH growth across cosmic time.
Even though AGN feedback is fundamental in regulating the star formation in low-redshift galaxy clusters, by the time it starts to be effective galaxy clusters are already populated by the most massive galaxies in the universe. Given their large mass and their low star formation rates, it is thought that most of the stars are produced at high redshift during a brief and intense burst of star formation. This view has numerous indirect pieces of evidence, both observational and theoretical. For example,
astroarchaeology analysis of massive ellipticals shows a direct proportionality between the mass of a galaxy and its age. Moreover, numerical simulations and semi-analytical models predict that most of the stars within the BCGs (> 50%) are already formed by z~3 during the proto-cluster stage, i.e. the infancy stage of clusters of galaxies, and are later assembled
through galaxy mergers. However, it is still difficult to draw a complete picture of galaxy cluster evolution using available data. Indeed, even though the number of detected protoclusters is rapidly increasing, the resulting sample is still fairly heterogenous being based on different detection methods, each having its own limitations and bias. In this context, cosmological hydrodynamical simulations represent the most advanced tool to provide a coherent interpretative framework of all such observations on proto-clusters. However, before obtaining a meaningful interpretation of observational data on cluster evolution, it is important to study whether theoretical models match the already available high redshift observational constraints. Therefore, in the second part of my PhD project I studied the star formation rate within galaxy clusters and proto-clusters over the redshift range 0<z<4. This analysis strongly suggests that state-of-the-art cosmological simulations have difficulties in reproducing the very high star formation rates measured from recent observations. To better understand the physical reasons for the difference between theory and observations, I also studied galaxy properties in protocluster environment in a more statistical approach, e.g. studying galaxy properties correlations and distributions. This analysis highlights the need for a better understanding and modeling of the physical processes involved in star formation, needed to reach an agreement with the available observations at high redshift
