CASI SCIENTIFICI EXTRA-GALATTICI

Una questione fondamentale negli attuali studi extra-galattici è una migliore comprensione fisica dell'interazione tra materia oscura, stellare e gassosa, inclusi i modi in cui il gas primordiale e arricchito di metalli fluisce dentro e fuori dalle galassie su varie scale. Tali domande possono essere affrontate solo con un ampio sondaggio spettroscopico multi-oggetto a redshift 1 < z < 5, corrispondente a un periodo formativo nella storia cosmica. L'unica combinazione di un ampio campo visivo, diametro primario, MOS ad alto multiplex e IFS monolitico rende WST la struttura ideale per affrontare questa questione.

A sinistra: la struttura su larga scala dell'Universo come prevista da una simulazione cosmologica (Springel et al. 2005). WST, con le sue capacità MOS (alto multiplex e ampio campo visivo), sarà in grado di ricostruire (fare luce) sulla struttura filamentosa dell'Universo. A destra: WST, con il suo IFS monolitico, sarà in grado di studiare l'IGM in emissione a z~3 come tracciato con Lya su scale di Mpc. La figura mostra un esempio di ciò che è attualmente possibile fare con un mosaico di 9 (3x3 arcmin2) esposizioni molto lunghe di MUSE (Bacon et al. 2021).

TRACCIARE L'ASSEMBLAGGIO DELLE GALASSIE E LA FORMAZIONE DELLA RETE COSMICA: PER COMPRENDERE L'INTERAZIONE TRA MATERIA OSCURA, STELLARE E GASSOSA, DENTRO E FUORI LE GALASSIE.

La caratteristica più fondamentale della formazione delle strutture è la complessa distribuzione della materia nota come ragnatela cosmica. Le galassie si formano e si assemblano all'interno di questa rete in evoluzione di aloni di materia oscura, filamenti e vuoti. L’unica combinazione di WST di un MOS panoramico e di un IFS on-axis è particolarmente adatta per comprendere i processi barionici che avvengono nella ragnatela cosmica, sia su piccola scala, dove i flussi gassosi regolano la formazione stellare e l’arricchimento chimico, sia su volumi cosmici più ampi dove possono essere tracciate le tendenze ambientali. L’ampia apertura di WST garantisce che tali sinergie tra processi su scala galattica e strutture cosmiche più grandi possano essere studiate ad alti redshift (z> 2), dove la formazione stellare e le attività AGN sono al loro apice, così come a bassi redshift (z< 1.5) dove sono possibili dettagli più fini e un miglior rapporto S/N. Entro la fine degli anni 2020, le immagini profonde multibanda su campi molto estesi da strutture a terra e dallo spazio garantiranno una selezione affidabile dei target con contaminazione minima da oggetti interlopers. Oltre a condurre una tradizionale survey spettroscopica selezionata fotometricamente che definisce la distribuzione 3D delle galassie su 0 <z< 7, entro un intervallo di redshift ristretto 2 <z< 3 è emersa una tecnica più potente basata su studi della topologia 3D della foresta di Lyman alfa osservata in assorbimento lungo la linea di vista verso sorgenti di fondo. Queste nubi di idrogeno intergalattico tracciano il regime lineare delle fluttuazioni di densità e quindi agiscono come un prezioso proxy per la distribuzione della materia oscura.

Il ciclo della materia su piccola scala.

L'evoluzione delle galassie è guidata da processi di feedback che avvengono su diverse scale. Su scala delle nubi molecolari giganti, l'efficienza della formazione stellare e il mezzo interstellare (ISM) multi-fase sono modellati da processi su piccola scala. Su scala galattica, i deflussi e l'evoluzione secolare guidano l'interazione tra galassie, i loro aloni di materia oscura e i mezzi circum- e intergalattici. Comprendere la distribuzione della materia barionica e dell'energia su queste scale rimane una delle principali sfide sia per l'astrofisica teorica che osservativa. Dal punto di vista osservativo, i grandi survey galattici forniscono le statistiche necessarie per studiare l'assemblaggio dei sottocomponenti delle galassie e il legame tra le galassie e i loro ambienti su larga scala. Affrontare la fisica della formazione stellare, tuttavia, richiede una prospettiva statistica sui singoli componenti del ciclo della materia (regioni HII, ammassi stellari) a una risoluzione spaziale comparabile con la dimensione e la lunghezza di separazione caratteristica delle regioni di formazione stellare (~100 pc).
L'attuale generazione di IFS (ad esempio, MUSE al VLT) ha permesso la mappatura di galassie vicine, dimostrando la potenza di questo approccio. Tuttavia, tali campioni sono relativamente modesti e coprono una gamma limitata di ambienti all'interno delle galassie (tipicamente i pochi kpc interni), ostacolando la nostra capacità di confrontare qualsiasi intuizione ottenuta con i risultati provenienti da survey galattici molto più ampi che esplorano scale di kpc (ad esempio, MaNGA e SAMI). Per fare progressi è necessaria una mappatura su scala "nube" (<100 pc) di un campione sufficientemente ampio di galassie (>10³) attraverso una varietà di caratteristiche morfologiche (ad esempio, bracci a spirale, barre, rigonfiamenti) e proprietà integrate (ad esempio, M_star, SFR, densità ambientale locale). Grazie al suo grande IFS, WST è unicamente posizionato per realizzare un ambizioso survey spettroscopico nel Volume Locale (D < 25 Mpc) a una risoluzione migliore di 100 pc per affrontare la questione chiave del ciclo della materia su piccola scala. La risoluzione delle singole nebulose permetterà studi statistici della metallicità delle regioni HII, in combinazione con la popolazione stellare, rivelando la produzione e il flusso di metalli su piccola scala nelle galassie. L'ampia apertura di WST garantirà la rilevazione di deboli linee aurorali che forniscono stime dirette della metallicità oltre le regioni interne ricche di gas in ambienti poco esplorati per la formazione stellare, dove la conversione da idrogeno neutro a molecolare diventa altamente inefficiente. Un campione di ~10⁴ regioni coprirebbe adeguatamente circa 2 dex nella metallicità, nel rapporto N/O e nel parametro di ionizzazione. Un tale campione sarebbe due ordini di grandezza superiore allo stato dell'arte attuale (ad esempio, CHAOS). Le misure della metallicità della fase gassosa saranno combinate con quelle della spettroscopia di luce integrata e, (dove disponibili) stelle risolte per tracciare la storia locale dell'arricchimento chimico, l'impatto della diffusione dei metalli e il ruolo delle caratteristiche morfologiche nel mescolamento.

Un'illustrazione del livello di dettaglio raggiungibile nei rilievi che risolvono la distanza media tra le regioni HII ("scala delle nubi") e quelli che osservano le galassie a risoluzione kpc. A destra: confronto tra un rilievo WST del Volume Locale e i rilievi esistenti su scala delle nubi e su scala kpc. La banda grigia indica la distanza tipica tra le nubi. Solo WST sarà in grado di fornire un campione statistico di galassie a risoluzione su scala delle nubi. Adattato da Emsellem et al. (2022).