RICERCA ITALIANA     

Astroarcheologia galattica: la via locale per la cosmologia

Università degli Studi di Trieste

Abstract

C'e' ancora molto da capire sulla formazione ed evoluzione delle galassie partendo dalle proprieta' stellari nell'universo locale e risalendo all'indietro fino ai primi stadi evolutivi, in una sorta di ricerca astroarcheologica. L'evoluzione stellare e' responsabile del progressivo arricchimento chimico del gas interstellare da cui si formeranno le generazioni stellari seguenti, un processo noto come evoluzione chimica delle galassie. Alcune stelle hanno tempi di vita confrontabili con l'eta' dell'universo e quindi rappresentano l'evidenza fossile della storia di formazione stellare e dell'arricchimento chimico nelle galassie. Per determinare accuratamente queste proprieta' abbiamo bisogno di studi osservativi dettagliati delle popolazioni stellari, in particolare di misurare le abbondanze chimiche e le eta' delle stelle e allo stesso tempo necessitiamo di modelli dettagliati di evoluzione galattica. Lo scopo di questo progetto e' di avanzare significativamente nello studio dell'evoluzione chimica e dinamica delle galassie del Gruppo Locale, per poter imporre dei vincoli importanti sul processo cosmologico di formazione delle galassie. Per fare cio' intendiamo mettere a punto modelli molto dettagliati per l'evoluzione della Via Lattea e delle altre galassie locali, che includono le galassie nane sferoidali, le galassie nane irregolari, le galassie spirali e le Nubi di Magellano. Allo stesso tempo intendiamo raccogliere nuove misure di abbondanze chimiche nelle stelle della Galassia, nelle sferoidali nane, nelle irregolari e spirali del Gruppo Locale grazie ai migliori e piu' grandi telescopi (VLT-ESO, Gemini, MMT, HST). Ci proponiamo innanzitutto di migliorare i modelli di evoluzione chimica e dinamica gia' in nostro possesso e di unificarli creando modelli chimico-dinamici molto competitivi. Da un lato, studieremo con maggior dettaglio di quanto fatto finora la formazione e l'evoluzione delle diverse componenti della nostra Galassia: alone, disco spesso, disco sottile e nucleo centrale (bulge). Questo e' ora possibile grazie alla grande mole di dati relativi a stelle selezionate cinematicamente. Per fare cio' svilupperemo nuovi modelli in grado di trattare separatamente le varie componenti della Galassia e che tengano in conto lo scenario cosmologico standard. Dall'altro, svilupperemo modelli dinamici a 2 e 3 dimensioni per le galassie nane dove includeremo la nucleosintesi stellare e varie storie di formazione stellare. In questi oggetti, studieremo in dettaglio lo sviluppo dei venti galattici dovuti all'energia delle supernovae, e quindi riusciremo ad imporre importanti vincoli sul meccanismo di "feedback". Un numero maggiore di elementi chimici, rispetto ai modelli precedenti, sara' incluso in tutti i codici di evoluzione chimica per poter sia verificare quali sono gli "yields" stellari migliori e sia per poter confrontare i nostri risultati con un maggior numero di vincoli esservativi. Ci proponiamo di fare modelli per galassie sferoidali nane specifiche, per le due Nubi di Magellano, per galassie irregolari nane e spirali del Gruppo Locale di cui si conosca la storia di formazione stellare e per le quali si abbiano misure di abbondanze chimiche. Dal punto di vista dell'acquisizione dei dati, ci proponiamo di ottenere nuovi dati di abbondanze nelle sferoidali nane, di derivare le loro storie di formazione stellare partendo dai diagrammi magnitudine-colore, nonche' di acquisire nuovi dati di abbondanze dagli ammassi aperti della Galassia, dalle nebulose planetarie e dalle regioni HII nelle spirali allo scopo di derivare gradienti di abbondanza. Il confronto tra i risultati dei modelli ed i dati osservativi ci consentira' di capire alcuni problemi aperti quali la formazione della Via Lattea e la sua connessione con le galassie nane del Gruppo Locale. In particolare, saremo in grado di capire meglio se le galassie nane sferoidali e/o irregolari, simili a quelle osservate oggi, possano essere state i mattoni con cui si e' costruita la nostra Galassia, come suggerito nello scenario cosmologico di formazione gerarchica. Saremo anche in grado di studiare la formazione e l'evoluzione dei gradienti di abbondanza lungo i dischi galattici e di stabilire se si siano tutti formati da fuori a dentro (inside-out), come e' stato suggerito per il disco della Via Lattea. Studieremo la formazione di fontane di gas galattiche e come possano influenzare la formazione dei gradienti chimici. Infine, avremo modelli di evoluzione chimica di galassie di diverso tipo morfologico e saremo in grado di predire eventuali relazioni massa-metallicita' da confrontare con dati nuovi che si stanno accumulando sia a basso che ad alto redshift. Quanto proposto in questo progetto ci aiutera' ad ottenere forti vincoli sui meccanismi di formazione delle galassie aprendo cosi' una strada locale verso la cosmologia. <<<

Coordinatore Scientifico del Programma di Ricerca

Maria Francesca Matteucci Università degli Studi di TRIESTE

Obiettivo del Programma di Ricerca

Gli obiettivi finali di questo progetto sono: 1) costruire modelli piu' sofisticati per studiare l'evoluzione chimica e dinamica della Via Lattea e delle galassie del Gruppo Locale, 2) acquisire presso i piu' grandi telescopi dati relativi alle abbondanze chimiche e alle eta' delle stelle nelle galassie da usare per confronto coi risultati dei modelli. Da tale confronto ci aspettiamo di risolvere molte questioni ancora aperte relativamente alla formazione ed evoluzione delle galassie. In particolare, intendiamo mettere a punto un nuovo modello per l'evoluzione della Via Lattea, a partire da quello che gia' possediamo e che rappresenta gia' uno dei modelli piu' dettagliati che ci siano. Il nuovo modello dovra' spiegare le disomogeneita' chimiche iniziali nell'evoluzione dell'alone, la formazione separata di disco spesso e disco sottile (nel modello attuale il disco spesso e' considerato insieme all'alone) ed il bulge. Tutto cio' sara' fatto inserendo anche un numero maggiore di elementi chimici e considerando possibili leggi di accrescimento del gas derivate da simulazioni cosmologiche. Questo ci consentira' di verificare se la teoria cosmologica di formazione delle galassie e' compatibile con le proprieta' chimiche delle popolazioni stellari galattiche, nonche' di avere una legge di accrescimento priva di parametri liberi. Studieremo poi in dettaglio gli effetti delle fontane di gas galattiche, create da esplosioni multiple di supernovae sul disco, sulla formazione ed evoluzione dei gradienti di abbondanza lungo il disco. Intendiamo poi applicare i nostri dettagliati modelli sia chimici che dinamici all'evoluzione delle galassie sferoidali nane del Gruppo Locale (dSphs), in particolare considereremo quelle galassie per cui si hanno dati relativi alla storia di formazione stellare. Lo sviluppo di venti galattici insieme a fenomeni di perdita di massa dovuti a forze mareali e a "ram pressure" sara' studiato per capire la mancanza di gas in queste galassie. Per fare cio' utilizzeremo i modelli dinamici a 2-D e 3- D sviluppati a Bologna. Dettagliati yields chimici e varie ricette per i progenitori delle supernovae di tipo Ia saranno inseriti nei modelli dinamici, usando la nota esperienza nell'evoluzione chimica del gruppo di Trieste e quella dinamica del gruppo di Bologna. Calcoleremo anche nuovi modelli per l'evoluzione delle galassie nane irregolari del Gruppo Locale e per le Nubi di Magellano che ci consentiranno di interpretare la grande mole di dati che e' ora a disposizione per questi oggetti, dati che in parte appartengono a membri di questo progetto. L'evoluzione dell'ammasso globulare peculiare Omega Centauri, che sembra essere in realta'il nucleo di una galassia nana, sara' studiata in dettaglio proseguendo una ricerca gia' iniziata e volta a capire se le diversita' nella composizione chimica di sub-popolazioni stellari osservate in questo oggetto, possano venire attribuite ad episodi multipli di formazione stellare o se un unico evento possa spiegare i dati. Acquisiremo nuovi dati relativi ad ammassi aperti galattici, a nebulose planetarie (PNe) e a regioni HII di galassie spirali del Gruppo Locale. Le PNe di eta' diverse, insieme alle giovani regioni HII, ci consentiranno di stabilire se i gradienti di abbondanza si sono appiattiti o irripiditi nel tempo, un problema ancora aperto. Saranno ottenute abbondanze chimiche in bassa risoluzione e rapporti [alfa/Fe] di un grandissimo numero di stelle della Galassia ed in particolare del disco spesso, utilizzando una tecnica sviluppata da membri di questa collaborazione. Abbondanze a risoluzione intermedia nelle dSphs ci consentiranno di costruire la distribuzione delle stelle in funzione della metallicita' in queste galassie, un vincolo molto importante collegato alla storia di formazione stellare. Confrontando poi le abbondanze derivate e le storie di formazione stellare ottenute dal confronto di raffinate isocrone stellari con la posizione delle stelle nel diagramma H-R, con i modelli evolutivi delle dSphs a nostra disposizione, saremo in grado di capire l'evoluzione di questi sistemi e di decidere se sistemi simili possano essere stati i mattoni con cui si e' costruita la Via Lattea, come suggerito dai modelli gerarchici di formazione galattica, o se le dSphs si siano evolute in maniera totalmente indipendente dalla nostra Galassia. Infine, avremo messo insieme un archivio di modelli per galassie di diverso tipo morfologico che potranno essere usati per predire le relazioni massa-metallicita' per tipo morfologico che a loro volta saranno confrontate con dati sia a basso che ad alto redshift (collaborazione del gruppo di Trieste con R. Maiolino, INAF Roma). Il nostro scopo finale e' quindi evidente, imporre dei vincoli stringenti sui meccanismi di formazione delle galassie per mezzo dell'astroarcheologia. <<<

Risultati parziali attesi

I risultati attesi da questa ricerca si possono dividere in teoria ed osservazioni.

TEORIA:


-Studiando in dettaglio l'evoluzione dell'alone e del disco spesso della nostra Galassia tenendo conto di possibili disomogeneita' chimiche nelle prime fasi evolutive, ci aspettiamo di riprodurre la grande dispersione osservata nelle abbondanze degli elementi s ed r nelle stelle di bassissima metallicita', ed allo stesso tempo la bassa dispersione osservata negli elementi alfa. La nostra idea e' che piccole disomogeneita' accoppiate con i diversi progenitori stellari dei diversi elementi possan spiegare questa discrepanza. Il nostro scopo e' anche quello di riprodurre le due diverse distribuzioni stellari in funzione della metallicita' nell'alone e nel disco spesso, indicative di due processi diversi di formazione delle due strutture. Ci attendiamo anche di capire meglio l'evoluzione delle abbondanze di elementi la cui sintesi non e' ancora ben capita quali C, N, Al, Na, elementi del picco del Fe, elementi s ed r.


-Intendiamo derivare una legge di accrescimento dei barioni per le varie componenti galattiche (alone, disco spesso, disco sottile, bulge) che abbia basi cosmologiche e non abbia parametri liberi. In particolare intendiamo derivarla partendo dalla legge di accrescimento della materia oscura derivata da simulazioni cosmologiche usando GADGET2 (Springel 2005). Ci aspettiamo di trovare una legge non molto dissimile da quella usata nel nostro modello di evoluzione chimica che e' ottenuta per riprodurre le osservazioni. Nel caso contrario dovremo concludere che ci sono delle incongruenze tra la formazione delle galassie cosmologica e le proprieta' delle popolazioni stellari.



-Vogliamo studiare l'effetto prodotto dalle fontane galattiche contenenti gas arricchito chimicamente dalle esplosioni di SNe nel disco, sulla formazione dei gradienti chimici nel disco. Ci attendiamo che se la distanza di ricaduta di queste fontane e' maggiore o uguale ad 1-3 kpc dall'origine, i gradienti potrebbero essere distrutti. Con questo studio intendiamo dare dei criteri basati sulla metallicita' del gas delle fontane per capire l'origine delle nubi galattiche ad alta velocita'.


- Predire l'evoluzione temporale dei gradienti di abbondanza lungo i dischi e confrontare i risultati coi dati relativi agli ammassi aperti della Galassie alle PNe e alle regioni HII per le spirali esterne che acquisiremo. Cio' ci consentira' di porre vincoli importanti sul meccanismo di formazione dei dischi e sulla loro storia di formazione stellare. Fino ad ora non e' stato possibile accertare, dai dati delle PNe e ammassi aperti, se il gradiente si appiattisce o si irripidisce. Speriamo di riuscire a dare una risposta piu' sicura nell'ambito di questo progetto.


- Dallo studio dell'evoluzione chimica delle dSphs nel Gruppo Locale, includendo un maggior numero di elementi chimici nei codici gia' esistenti e nuovi yields stellari, saremo in grado di capire se le dSphs possano essere considerate come i mattoni con cui si e' costruita la nostra Galassia o se queste galassie si sono evolute in maniera completamente indipendente. Ci aspettiamo che le dSphs non possano considerarsi come i mattoni della Galassia poiche' esse mostrano una distribuzione dei rapporti di abbondanze completamente diversa da quella osservata nella Via Lattea. Analizzando un numero maggiore di elementi chimici saremo in grado di ottenere conclusioni piu' sicure su questo punto.

-Intendiamo calcolare l'evoluzione chimica delle galassie irregolari e spirali del Gruppo Locale, sfruttando il gran numero di dati gia' a disposizione. Ci aspettiamo che le spirali locali si comportino come la Via Lattea ed in particolare che i dischi si formino da dentro a fuori (inside-out) come gia' suggerito per il disco della Galassia e che i bulges siano dominati da stelle vecchie come quello Galattico.

-Ci proponiamo di derivare le storie di formazione stellare e le abbondanze per irregolari nane e le Nubi di Magellano. Questo ci consentira' di imporre forti vincoli sui possibili scenari di formazione di queste galassie. Per SMC ed LMC saremo in grado di mettere a punto modelli multi-zona tanto dettagliati quanto quelli costruiti per i dintorni solari.



-Confronteremo l'evoluzione delle galassie nane sferoidali con le nane irregolari e saremo in grado di stabilire se esse rappresentano stadi evolutivi diversi di oggetti simili o se sono galassie evolute in modo del tutto diverso. Ci attendiamo che sia vera la seconda ipotesi che e' suggerita dalla diversita' dei rapporti di abbondanze nei due diversi oggetti.


-Saranno messi a punto modelli per studiare l'evoluzione di Omega Centauri, classificato come ammasso globulare, ma in realta' piccola galassia. Ci proponiamo di stabilire se le diversita' di composizione chimica osservate in sub-popolazioni di questo ammasso siano il frutto di piu' eventi di formazione stellare.



- Modelli chemo-dinamici a 2 e 3 dimensioni per le galassie sferoidali nane del Gruppo Locale saranno messi a punto. Per mezzo di essi si e' gia' studiata l'evoluzione di Draco e Ursa Minor e si intende estendere lo studio a dSphs di massa maggiore e studiare lo sviluppo di eventuali venti galattici e l'effetto di perdita di massa da forze mareali e da ram pressure. Il confronto con le osservazioni e con modelli puramente chimici che hanno gia' dato ottimi risultati ci consentiranno di imporre condizioni fisiche al loro processo di formazione e vincoli al meccanismo di feedback. Ci proponiamo infatti di introdurre in questi modelli dinamici realistiche leggi di formazione stellare, come la legge di Schmidt, da cui deriveranno i tassi di supernovae II ed Ia. Cio' rappresentera' un passo avanti, rispetto ad altri modelli di questo tipo, nel calcolo dell'energia immessa dalle SNe nel gas interstellare.




OSSERVAZIONI:


- Intendiamo ottenere i parametri stellari atmosferici quali la temperatura effettiva, la gravita' superficiale, la metallicita' [Fe/H] ed il rapporto [alfa/Fe] da un'analisi di spettri di stelle FGK appartenenti della Galassia. Gli spettri si trovano nei due database SDD e SEGUE. Deriveremo quindi la distribuzione di [Fe/H] e dei rapporti [alfa/Fe] delle stelle Galattiche a diverse altezze dal piano. Le distribuzioni ottenute saranno soprattutto rappresentative delle stelle del disco spesso (marginalmente dell'alone e del disco sottile) e costituiranno una importante base osservativa da confrontare coi nostri modelli di evoluzione chimica della Galassia e di spirali locali.


-Acquisiremo abbondanze stellari nella dSph Sagittarius, allo scopo di ottenere dei vincoli sulla sua storia evolutiva e la sua relazione con la Via Lattea. Un dettagliato modello per l'evoluzione chimica di Sagittarius e' gia' stato sviluppato e sara' utilizzato per confronto.
Al momento possediamo gia' misure (ottenute con FLAMES) dell'abbondanza di Fe, del rapporto [alfa/Fe] e della cinematica di 300 stelle nel nucleo di Sagittarius. Saremo in grado di ottenere le eta' stellari dal confronto di dati fotometrici accurati con isocrone molto dettagliate sviluppate a Padova. Cio' consentira' di rompere la degenerazione eta'-metallicita' e di derivare la relazione eta-metallicita' per questa galassia e confrontarla con le previsioni teoriche del nostro modello.

-Intendiamo anche derivare le metallicita' nelle dSphs locali a partire da spettri a risoluzione intermedia, basandoci sullo studio del tripletto di righe del CaII. Le distribuzioni di metallicita' nelle stelle cosi' ottenute saranno confrontate coi nostri modelli. Abbiamo gia' ottimi modelli per Draco, Ursa Minor, Sextans, Sagittarius, Carina e Sculptor. A questi modelli ne aggiungeremo dei nuovi per Leo I e Leo II.


-Studieremo poi le proprieta' chimiche del mezzo interstellare nei dischi dellle spirali inclusa la nostra Galassia. In particolare, otteremo nuovi gradienti di CNO e Ba dagli ammassi aperti Galattici e tracceremo l'evoluzione temporale del gradiente di metallicita' nei dischi delle spirali attraverso lo studio delle abbondanze derivate dalle regioni HII e dalle nebulose planetarie (PNe). Otterremo nuove dati spettroscopici di un campione piu' grande di PNe e regioni HII in M33, estendendo alcuni nostri recenti risultati che suggeriscono un appiattimento del gradiente nel tempo. Otterremo anche osservazioni della galassia spirale NGC2403, appartenente al gruppo vicino M81. Ci e' stato gia' garantito tempo di osservazione con lo spettrografo Hectospec al telescopio MMT per M33 e con GMOS al telescopio Gemini
nord per NGC2403.

-Infine cercheremo possibili disomogeneita' chimiche nelle galassie nane irregolari, un problema a lungo dibattuto e non ancora risolto. Sono state osservate galassie quali IZw18 e Sextans A e B che sembrano buoni esempi di mezzo interstellare omogeneo, mentre altre quali WLM o IC10 sembrano mostrare il contrario. Studieremo questo problema e deriveremo anche la relazione luminosita'-metallicita'. Anche in questo caso useremo le informazioni provenienti dalle PNe e dalle regioni HII. Masse ed eta' delle PNe saranno derivate cosi' da poter ottenere relazioni eta-metallicita' da confrontare coi nostri modelli teorici. <<<

Durata

24 mesi

Base di partenza scientifica nazionale o internazionale

La Galassia e l’ampia varieta‘ di galassie spirali e nane (sia con formazione stellare che quiescenti:dIrr, dSph) nel Gruppo Locale offrono due prospettive uniche e complementari per studiare i tipi di galassie piu‘ comuni nell’Universo locale e la loro evoluzione. L’arrivo sulla scena astronomica del VLT e dei telescopi della classe 10m ha dato luogo a progressi significativi nella spettroscopia sia degli ammassi aperti e globulari Galattici, sia di stelle individuali e del mezzo interstellare (PNe e regioni HII) nelle galassie del Gruppo Locale. Grazie a questi progressi, e‘ ora possibile ottenere e combinare informazioni importanti per classi di oggetti rappresentativi di diverse fasi evolutive e ricostruire su basi osservative le storie di arricchimento chimico delle galassie. Modelli raffinati per l'evoluzione chimica della Galassia che spiegano la maggior parte dei vincoli osservativi sono quelli di Chiappini et al.(2001), Portinari &amp; Chiosi (1999), Boissier &amp; Prantzos (1999), Alibes et al. (2001), Francois et al. (2004), Cescutti et al. (2006, 2007) e Ballero et al. (2007). Molti di questi modelli (ad esempio Alibes et al. 2001; Chiappini et al. 2001; Cescutti et al. 2007) sono basati sul modello originale di Chiappini, Matteucci &amp; Gratton (1997) in cui si suggerisce che la nostra Galassia si sia formata a causa di due grandi eventi di accrescimento di gas, uno che ha formato l'alone stellare, il bulge e parte del disco spesso ed un altro che ha formato il disco sottile. Il primo evento e' durato non piu' di 1-2miliardi di anni mentre il secondo e' durato circa 7 miliardi di anni nella zona dei dintorni solari. Il disco sottile, in particolare, deve essersi formato da dentro a fuori, come suggerito da Matteucci &amp; Francois (1989), nel senso che prima si devono essere formate le parti piu' interne e vicine al bulge e poi le parti piu' esterne via via piu' lentamente. Tale processo viene indicato col nome di processo "inside-out". Per mezzo di tali modelli di evoluzione chimica si e' stati in grado di riprodurre le relazioni tra i rapporti delle abbondanze di vari elementi chimici relativamente al ferro, in particolare [X/Fe] vs. [Fe/H], dove con X indichiamo C, N, gli elementi alfa (O, Ne, Mg, Si, S e Ca), gli elementi del picco del Fe (Mn, Cr, Co, Ni) e gli elementi piu' pesanti (Cu, Zn, Ba, Eu, Y, La, Sr). Grazie a nostri modelli si e' stati in grado di interpretare tutti i rapporti di abbondanze in termini di "time-delay model". In altri termini, i vari rapporti tra le abbondanze chimiche vengono interpretati sulla base dei tempi scala di restituzione degli elementi stessi da parte delle stelle che li producono, e sulla base delle diverse storie di formazione stellare.

Figure 1. Relazioni [alpha/Fe] vs. [Fe/H]. Modelli e dati da Francois et al. (2004).

La formazione e l'evoluzione di gradienti di abbondanza lungo il disco Galattico sono stati studiate grazie a dati relativi a nebulose planetarie, regioni HII, ammassi aperti, stelle O, B e Cefeidi (vedi Cescutti et al. 2007 e referenze). In particolare, studiare l'evoluzione temporale dei
gradienti di abbondanza rappresenta un forte vincolo per capire la formazione del disco. Fino ad ora non e' stato possibile ottenere conclusioni sicure su questo punto. Molti piu' dati relativi alle nebulose planetarie e agli ammassi aperti Galattici sono necessari. Altri problemi rimangono da essere risolti, quali la comprensione dei meccanismi di formazione delle varie strutture. Ad esempio ci si chiede se la Galassia si sia formata per accrescimento di galassie nane o semplicemente per accrescimento di gas. Per studiare questo aspetto e' necessario modellare l'evoluzione delle galassie nane che possono essere state i mattoni con cui si e' costruita la nostra Galassia. Le galassie nane sono pertanto preziosi strumenti per studiare i processi di formazione ed evoluzione delle galassie. Di recente, una accurata determinazione delle abbondanze chimiche nelle dSphs si e' resa possibile grazie alla spettroscopia ad alta risoluzione (Smecker-Hane &amp; Mc William 1999: Bonifacio et al. 2000; Shetrone et al. 2001, 2003; Tolstoy et al. 2003; Venn et al.2004; Geisler et al. 2005). In particolare, ora sono disponibili misure di abbondanza di diversi elementi alfa, del Fe e di alcuni elementi s ed r. Tutti questi studi hanno mostrato che le dSphs presentano rapporti [alfa/Fe] piu' bassi rispetto a quelli osservati in stelle Galattiche di pari metallicita', come e' mostrato in Figura 2. Tuttavia molte galassie del Gruppo locale sono troppo distanti per consentirci di osservare le giganti rosse in alta risoluzione. In questi casi, informazioni sulla metallicita' stellare possono essere ottenute da spettri a bassa risoluzione. L'intensita' del tripletto di righe del CaII, ad esempio, rappresenta un metodo robusto per ottenere la metallicita' in stelle risolte di galassie esterne e cio' avviene per confronto con ammassi Galattici di metallicita' nota. Questo metodo e' stato applicato con successo alle stelle nelle dSphs e nella galassia LMC (Suntzeff et al. 1993; Cole et al. 2000; Tolstoy et al. 2001; Pont et al. 2004; Koch et al. 2006). Inoltre, e' stato possibile determinare le storie di formazione stellare delle dSphs grazie allo studio dei loro diagrammi colore-magnitudine (CMD)(Smecker-Hane 1997, Smecker-Hane &amp; Mc William 1999, Hernandez et al. 2000, Dolphin 2002).

Figura 2. Relazioni [alpha/Fe] vs. [Fe/H] osservate nelle dSphs del Gruppo Locale (punti con la barra di errore) e nelle stelle della Galassia (punti blu).

Lanfranchi &amp; Matteucci (2003, 2004, 2007) e Lanfranchi et al. (2006) hanno calcolato modelli dettagliati di evoluzione chimica per le dSphs del Gruppo Locale, che rappresentano lo stato dell'arte per l'evoluzione chimica di queste galassie. Per modellare questi oggetti, le storie di formazione stellare sono state derivate in dettaglio dai CMD. Le proprieta' comuni di questi modelli sono la bassa efficienza di formazione stellare e l'intenso vento che ferma la formazione stellare ed espelle il gas al di fuori delle galassie. I modelli predicono un forte declino del rapporto [alfa/Fe], per [Fe/H] &gt; -2.0 dex, in ottimo accordo coi dati osservativi. Questo declino e' interpretato come causato dalla combinazione della lenta formazione stellare e del forte vento galattico che producono una situazione dove le SNeIa, che producono essenzialmente Fe ed esplodono con un certo ritardo temporale rispetto alle SNe II che producono essenzialmente elementi alfa, appaiono quando il [Fe/H] e' ancora basso. Lo sviluppo di un vento galattico e' importante per capire la natura delle dSphs che non mostrano traccia di gas al momento presente. I venti galattici inducono una circolazione su grande scala dei metalli prodotti dalle SNe (Mac Low &amp; Ferrara 1999; D'Ercole &amp; Brighenti 1999). Gli ejecta termalizzati delle SNe sono rarefatti e difficilmente osservabili. I venti galattici, pero', incorporano grandi quantita' di gas freddo e denso e l'interazione fra queste due fasi (mass loading) puo' aumentare considerevolmente la luminosita' X del vento (Suchkov et al. 1994, 1996; Strickland &amp; Stevens 2000). Osservazioni UV e X dimostrano che questa interazione tra fasi esiste (Heckman et al 2002; Hoopes et al 2003; Sembach et al 2003; Fox et al 2004). Nelle interfacce che separano le due fasi si realizza il mescolamento dei metalli (D'Ercole &amp; Brighenti 1999; Silk 2003). Marcolini et al. (2005) hanno calcolato modelli di nubi fredde immerse nel gas caldo di un vento galattico, riproducendo vari osservabili. E' necessario simulare piu' modelli variando la massa della nube e l'efficienza della conduzione termica per ottenere una migliore comprensione del processo. Un altro problema riguardante il feedback coinvolge le galassie sferoidali nane (dSph), dominate dalla materia oscura ed essenzialmente prive di mezzo interstellare (ISM). Esse hanno una storia di formazione stellare complessa: molte dSph hanno formato stelle per vari Gyr, prima di consumare o espellere l'ISM (Mateo 1998; Grebel 2001; Dolphin 2002, Shetrone et al. 2001). L'energia prodotta dalle SNe supera l'energia di legame dell'ISM primordiale di ordini di grandezza e il fatto che l'ISM non venga rapidamente espulso pone vincoli sulla storia di formazione stellare e sulla fisica del feedback. Burkert &amp; Ruiz-Lapuente (1997) hanno proposto un modello in cui le SNIa scaldano l'ISM e sopprimono la formazione stellare, ma non considerano l'effetto delle SNII. Fragile et al (2003) hanno calcolato modelli di feedback da SNII, considerando pero' soltanto poche SNe (10 contro le 1000 tipiche degli starbursts). Marcolini et al. (2006) hanno realizzato simulazioni 3D che seguono l'intera storia evolutiva delle galassie dSph. I metalli espulsi dalle SNII e SNIa vengono seguiti esplicitamente e l'arricchimento chimico simulato viene confrontato con le osservazioni. Questi autori hanno trovato che le perdite radiative e la presenza di un alone esteso di materia oscura non permettono lo sviluppo di un vento galattico nella galassia sferoidale nana Draco, per la quale la metallicita' media predetta e'comunque in buon accordo con le osservazioni. In questo quadro, la fine della formazione stellare e la rimozione del gas deve avvenire a seguito di una causa esterna, come la ram pressure o interazione con la Galassia (van den Bergh 1994). Un maggior numero di simulazioni anche di galassie con massa maggiore e' necessario per chiarire questo punto. Misure di abbondanze e storie di formazione stellare derivate dai CMDs esistono anche per galassie irregolari nane del Gruppo Locale (Tosi 2007, Annibali et al. 2003, Angeretti et al. 2005). Queste galassie sono povere di metalli come le dSphs ma probabilmente hanno sperimentato brevi episodi di formazione stellare con modesta perdita di massa, poiche' posseggono molto gas al tempo presente al contrario delle dSphs. Non e' ancora stato capito se le irregolari nane e le dSphs rappresentino diversi stadi dell'evoluzione di uno stesso oggetto o se siano oggetti diversi. Per capire cio' occorre costruire modelli dettagliati per l'evoluzione delle irregolari nane, includendo anche le Nubi di Magellano. Alcuni risultati sono stati gia' ottenuti (Romano et al. 2006) per due irregolari nane del Gruppo Locale, NGC1569 ed NGC1705, come mostrato in Figura 3.

Figure 3.Log (N/O) vs. Log(O/H) per vari campioni di galassie dIRR e di galassie nane a bassa brillanza superficiale. Il quadrato grande e i diamanti con le barre d'errore rappresentano i dati per NGC1569 ed NGC1705, rispettivamente. La grande croce ed il grande asterisco rappresentano le previsioni dei modelli di Romano et al. (2006) per NGC1569 ed NGC1705, rispettivamente. <<<