Growth and fuelling of galactic nuclei

Growth and fuelling of galactic nuclei

In den letzten Jahrzehnten wurde durch Beobachtungen gezeigt dass die meisten Galaxien eine zentral gebundene Struktur aufweisen: einen zentralen Sternhaufen. Diese stellaren Systeme gehren zu den dichtesten Objekten des Universums und es wird angenommen, dass ihre Entwicklung mit der Entwicklung der Galaxie zusammenhngt. Aufgrund ihres hufigen Vorkommens, eignen sich zentrale Sternhaufen zur Untersuchung von Galaxien. Obwohl die Entstehung der zentralen Sternhaufen noch nicht wirklich verstanden ist, wer- den momentan zwei mgliche Szenarien angenommen: in-situ Entstehung, bei der sich Gas im galaktischen Zentrum anhuft und verdichtet bis Sterne darin entstehen, und das dry merger Szenario, bei dem die Sternhaufen aus der Scheibe durch dynamische Reibung ins Zentrum wandern und sich miteinander vereinen. Das Ziel dieses Projektes ist es, die Prozesse einzugrenzen, die fr die Entstehung und das Wachstum der zentralen Sternhaufen verantwortlich sind. Zu Beginn dieser Arbeit wird ein Beobachtungsbeispiel vorgestellt, in dem Nahinfrarot-Beobachtungen mit dem Instrument SINFONI von der zentralen Region der unter kleiner Inklination erscheinenden Galaxie NGC 300 gemacht wurden. Ich erklre, wie ich diese Daten mit der SINFONI Pipeline reduziert habe und beschreibe detailliert, wie die Daten analysiert wurden, um eine kinematische Karte des galaktischen Zentrums zu erstellen. Erste Ergebnisse zeigen, dass das galaktische Zentrum nicht rotiert und nur sehr geringe Geschwindigkeitsdispersionen aufweist. Aus einer theoretischen Perspektive heraus, untersuche ich die Entstehung und das Wachstum zentraler Sternhaufen-Vorgnger mit state-of-the-art hydrodynamischen Simu- lationen gasreicher Zwerggalaxien mit vorbestimmten Eigenschaften und einer rumlichen Auflsung von einigen Parsec. Ein Schlsselergebnis dieser Studie ist, dass das galaktis- che Zentrum durch sogenannte wet-merger entstehen kann, welche die Prozesse der bei- den genannten Szenarien verbindet: Ein massiver Sternhaufen entsteht in der gasreichen Scheibe, behlt seinen Gasvorrat und wchst weiter whrend er ins galaktische Zentrum wan- dert. In solchen gasreichen Umgebungen formt das induzierte stellare Feedback die Eigen- schaften des Sternhaufens und kann mglicherweise die Entstehung der zentralen Stern- haufen abndern. Vor allem der Strahlungsdruck scheint die wichtigste Rolle zu spielen, bei der Zerstrung der dichten Gasstrukturen und beim Abndern und Abschwchen der Haufe- nentstehung. Zuletzt untersuche ich die Entwicklung von Sternhaufen wenn ein Gashalo kollabiert, um eine neue Galaxie zu bilden und zu formen. In dieser Situation ist es eine Heraus- forderung, eine Population stabiler Sternhaufen in den ersten paar hundert Millionen Jahren zu bilden, da alle Haufen durch den Effekt des Strahlungsdrucks wieder zerstrt werden. Letzterer tendiert dazu, das Gas von den Haufen weg zu treiben und verursacht Lcken in der Gasdichte und fhrt zur Expansion der Scheibe. Die dominanten und zerstrerischen Effekte, die Strahlungs-Feedback auf Sternhaufen haben kann, stellt das berleben letzterer in Frage. Da Sternhaufen sowohl bei kleinen als auch bei grossen Rotverschiebungen beobachtet werden, rufen unsere vorlufigen Ergebnisse dazu auf, dass diese Art von Feedback und Ihre Wirkung auf kleinen und grossen Skalen besser verstanden werden muss., Over the last decades, observations have shown that a majority of galaxies host a bound structure at their centre: a nuclear cluster. These stellar systems are among the densest objects in the universe and it has been suggested that their evolutionary path is closely linked to that of their host. Due to their ubiquity, nuclear clusters are objects of choice to study galaxies. Although the formation of nuclear cluster is still poorly understood, the current paradigm offers two possible scenarios: “in-situ” formation where gas piles up at the galactic centre and collapses into stars, and “dry-merger ” scenario where star clusters in the disc migrate towards the galactic centre through dynamical friction and merge. The aim of this project is to constrain the fuelling and growth mechanisms at play in the formation of nuclear clusters. The thesis first presents an example of observations in the near-infrared of the nuclear region of the low-inclined galaxy NGC 300 with the SINFONI instrument. I explain how I reduced these data using the SINFONI pipeline and detail the first steps in their analysis, leading to the kinematic maps of the nucleus. Preliminary results show the apparent absence of rotation of the nucleus with low velocity dispersion. From a theoretical perspective, I study the formation and growth of nuclear cluster progenitors using state-of-the-art hydrodynamical simulations of gas-rich dwarf galaxies with predetermined properties, at parsec resolution. A key result is that a nucleus can form through a “wet-merger” which combines the processes involved in the two paradigm scenarios: a massive star cluster forms in the gas-rich disc, keeps a gas reservoir, and grows further while migrating to the centre. In such gas-rich environments, the induced stellar feedback shapes the properties of star clusters and can potentially alter the formation channel of nuclear clusters. In particular, the radiation feedback seems to play the most important role in destroying dense gas structures, and altering or quenching the subsequent cluster formation. I finally study the evolution of star clusters when a gaseous halo collapses to form and shape the galaxy from scratch. In this situation, it is challenging to form a stable star cluster population during the first few hundreds of Myr, with all clusters being destroyed by the effect of radiative feedback. The latter tends to expel the gas away from the clusters, creates gaps in the gas density and leads to the expansion of the disc. The dominant and damaging effects that radiation feedback can have on star clusters question their survivability. Since clusters are observed both at low and high redshift, our preliminary results call for a better understanding of the inner workings of this mode of feedback at small and large scales.

Not available

24. May 2018

2018

Englisch

https://nbn-resolving.org/urn:nbn:de:bvb:19-222860