Protoclusters and High-z Clusters: Connecting Simulations and Observations

Protoclusters are regions in the high-redshift Universe (z ≳ 2) that will evolve into galaxy clusters by z=0. These structures, spanning tens of megaparsecs and encompassing multiple halos, represent key sites to investigate early cluster galaxy evolution and the emergence of the intra-cluster medium (ICM). In the last three decades of observations, protoclusters have shown high diversity in their observed properties. To give an interpretation to this diversity, within a broad cosmological context, cosmological hydrodynamical simulations are fundamental. In this Thesis, I analyzed the high-resolution DIANOGA simulations of galaxy clusters, at high redshift, to shed light on the early evolution of these structures. In the first part, I examined galaxies in protoclusters at z ∼ 2, the epoch when the first massive clusters (M200~10^14 Msun) emerge from the cosmic web, and compared the predictions of simulations with observations. This analysis showed that simulations broadly reproduce the integrated star formation history of observed protoclusters, but they tend to underpredict the level of star formation activity with respect to observations. I found that protocluster galaxies in simulations show a larger fraction of massive galaxies, indicative of an accelerated stellar mass assembly, and a present-time suppressed star formation compared to galaxies populating the cosmic field, at the same epoch. I have post-processed the simulations, with the radiative transfer code SKIRT-9 to allow for a proper comparison with observational data. In the second part of this Thesis, I have focused on the assembly of the ICM at z = 1.5 - 3. I show that the ICM of the population of established massive halos in the simulations at z=1.5 is accreted, by a significant fraction, from the intergalactic medium between z = 3 and 2.2, and is mostly already in place in halos with masses larger than (2–3)×10^13 Msun, by z = 2.2. Then, I extracted the profiles of thermodynamic properties of the ICM in simulated halos, comparing them with available observational data at z=1.5-2. I also present the comparison between simulations and the first X-ray detection of hot gas at z ≳ 3, through synthetic X-ray luminosity maps of simulated halos. The results of this Thesis highlight that the current generation of cosmological hydrodynamical simulations are invaluable instruments to shed light on the complex interplay between environment and the physical processes that shape galaxy evolution, as well as on the first phases of assembly of the hot, diffuse gas that permeates cluster environments at z=0.

I protoammassi sono regioni dell’Universo ad alto redshift (z ≳ 2) che evolvono in ammassi di galassie a z=0. Queste strutture, che si estendono per decine di megaparsec e comprendono molteplici aloni, sono laboratori fondamentali per indagare l’evoluzione primordiale delle galassie di ammasso e la formazione dell' "intra-cluster medium" (ICM). Negli ultimi trent’anni, le osservazioni hanno rivelato una notevole varietà nelle proprietà dei protoammassi. Le simulazioni cosmologiche idrodinamiche sono fondamentali per interpretare questa diversità, all’interno di un contesto cosmologico. In questa Tesi, ho analizzato le simulazioni DIANOGA di ammassi di galassie, ad alta risoluzione, con l’obiettivo di fare luce sulla loro evoluzione ad alto redshift. Nella prima parte, ho esaminato le galassie nei protoammassi a z ∼ 2, l’epoca in cui i primi ammassi (M200 ~ 10^14 Msun) emergono dalla "cosmic web", confrontando le previsioni delle simulazioni con i dati osservativi. Questa analisi mostra che le simulazioni riproducono la storia di formazione stellare integrata dei protoammassi osservati, ma tendono a sottostimare il livello di attività di formazione stellare al tempo di osservazione, rispetto ai dati. Ho verificato che le popolazioni galattiche nei protoammassi simulati presentano una frazione maggiore di galassie massive - indicativa di un assemblaggio accelerato della massa stellare - e una formazione stellare soppressa rispetto alle galassie del campo alla stessa epoca. Ho poi processato le simulazioni con il codice di trasporto radiativo SKIRT-9, per consentire un confronto più accurato con i dati osservativi. Nella seconda parte della Tesi, ho studiato la formazione dell’ICM nell'intervallo di redshift z = 1.5-3. Ho verificato che l’ICM della popolazione di aloni massivi a z = 1.5 viene prevalentemente accresciuto dal mezzo intergalattico tra z = 3 e z = 2.2, ed è in gran parte già termalizzato a z = 2.2, negli aloni con masse superiori a (2–3)×10^13 Msun. Ho estratto i profili delle proprietà termodinamiche dell’ICM negli aloni simulati, confrontandoli con i dati osservativi disponibili a z = 1.5–2. Presento, inoltre, il confronto tra le simulazioni e la prima osservazione nella banda dei raggi X di emissione termica da gas diffuso a z > 3, tramite mappe sintetiche di luminosità X degli aloni simulati. I risultati di questa Tesi evidenziano come le attuali simulazioni cosmologiche idrodinamiche costituiscano uno strumento prezioso per far luce sulla complessa interazione tra ambiente e processi fisici che plasmano l’evoluzione galattica, nonché sulle prime fasi di assemblaggio del gas caldo e diffuso che permea gli ambienti degli ammassi di galassie all’epoca attuale.