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Remus, Rhea-Silvia (2015): The outer halos of elliptical galaxies: implications for their formation histories. Dissertation, LMU München: Fakultät für Physik
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Abstract

The outer halos of galaxies are known to store vital information about the formation history and merger-induced evolution of their central galaxies, since the relaxation timescales are much larger than in the innermost parts and thus the memory of the events is conserved over a long period. This information provides fundamental insights into the processes of mass growth and morphological changes, broadening our understanding of the different mechanisms of structure formation. Additionally, the radius regime where the stellar component starts to dominate over the dark matter component is the perfect place to study the interplay between dark matter and stars. This interaction between the collisionless components of a galaxy, although much slower than the gas-induced processes, significantly alters the appearance of a galaxy in the long term. A better understanding of those processes can help to shed light on the dark sides of the galaxies. In this work, we use the combined strength of idealized high-resolution simulations of individual galaxies and large cosmological simulations to unveil some of the information encoded in the outer halos of galaxies. The high resolution simulations allow us to disentangle the impact of selected physics on the formation and evolution of galaxies in particular, while the large cosmological simulations provide a statistically meaningful sample of galaxies covering a large range in masses and environments. The first part of this thesis focuses on the interplay between dark matter and stars, revealing that both parts actually do interact through their common potential by re-ordering into a stable state where the total halo is isothermal and its density distribution follows a $\rho \propto r^{-2}$ profile. The gas, which dissipates energy and sinks towards the center on much shorter timescales, disturbs this process, forcing the total halo into a more compact state with approximately $\rho \propto r^{-3}$. Therefore, as long as gas is present, the collisionless attractor state can not be reached, but every dry merger evolves the system towards it. This is also apparent by the fact that more evolved halos have higher central dark matter fractions and smaller amounts of stars formed in situ, and that the slopes are generally steeper at high redshifts. We conclude that the equilibrium attractor state of dry merging systems provides a new test case for $\Lambda$CDM and prove that, if $\Lambda$CDM is correct, the dark matter and the stars do communicate through their common gravitational potential. The second part of this thesis deals with the information provided by the stellar halo. We show that the radial density profiles of all stellar halos have a universal shape which can be described by a curved exponential, independent of the morphology of their central galaxy. The strength of the curvature appears to be an indication for the amount of merging a galaxy suffered, since the stellar halo mostly grows through merging as the cold gas density in the halo region is much too low to cause a significant amount of star formation at all redshifts. With such a universal shape at hand, it is possible to study the deviations from this shape to learn about the details of the stellar accretion history of a galaxy, since different types of events leave distinct signatures. We suggest that more emphasis on the understanding of those different signatures is needed in the future to fully exploit the rich information contained in the outer halos, to learn more about the accretion driven but also the secular evolution of galaxies.

Abstract

Es ist bekannt, dass die äußeren Halos der Galaxien wichtige Informationen über die Entstehungsgeschichte und die durch Verschmelzungen von Strukturen verursachten Entwicklungen der zentralen Galaxien speichern, da die Relaxationszeiten in den Außenbereichen wesentlich länger sind als im Zentralbereich. Daher bleibt die Erinnerung an diese Ereignisse dort wesentlich länger erhalten. Die Verschmelzungsgeschichte gibt Einsicht in die fundamentalen Prozesse, die zum Wachstum der Galaxien und zur Veränderung ihrer Morphologien beitragen. Die Entschlüsselung dieser Information wird massiv dazu beitragen, unser Verständnis der verschiedenen Mechanismen der Strukturentwicklung zu erweitern. Des Weiteren gewinnt in diesem Bereich der Galaxien die Dunkle Materie im Vergleich zu den Sternen an Dominanz, wodurch diese Region perfekt geeignet ist, um das Zusammenspiel der Sterne mit der Dunklen Materie zu untersuchen. Diese dynamische Interaktion der kollisionsfreien Komponenten der Galaxien kann das Erscheinungsbild einer Galaxie signifikant prägen, wenn auch über deutlich längere Zeiträume hinweg als gasbedingte Prozesse. Ein besseres Verständnis dieser dynamischen Prozesse kann maßgeblich dazu beitragen, Licht in die dunklen Bereiche der Galaxien und ihrer Entstehung zu bringen. In dieser Dissertation nutzen wir die kombinierte Stärke idealisierter, hochaufgelöster Simulationen individueller Galaxien und großer kosmologischer Simulationen, um einige der Informationen zu entschlüsseln, die in den äußeren Halos der Galaxien verborgen sind. Mittels der hochaufgelösten Simulationen kann der Einfluss einzelner physikalischer Prozesse auf die dynamischen Strukturen der Galaxien im Detail untersucht werden, während die großen kosmologischen Simulationen ein statisch relevantes Sample an Galaxien verschiedenster Massen in unterschiedlichen Umgebungen bereitstellen. Der Fokus des ersten Teils der Dissertation liegt auf der Untersuchung des Zusammenspiels von Dunkler Materie und stellarer Komponente im Falle sphärischer Galaxien wie beispielsweise Ellipsen. Wir zeigen, dass diese Interaktion mittels des gemeinsamen Potentials stattfindet und die Komponenten sich so anordnen, dass ihr Gesamtprofil isotherm ist und die Gesamtdichteverteilung einem Potenzprofil der Form $\rho \propto r^{-2}$ entspricht. Dieser Zustand, wenn er erreicht ist, erweist sich als ausgesprochen stabil. Das Gas, das auf deutlich kürzeren Zeitskalen interagiert und seine Energien mittels Dissipation umverteilen kann, stört diesen Prozess und verursacht eine deutliche Komprimierung der Gesamtdichteverteilung, die dadurch eher einem Potenzprofil der Form $\rho \propto r^{-3}$ entspricht. Solange das Gas innerhalb der Galaxie Sterne bilden kann, wird der dynamische Gleichgewichtszustand zwischen den stoßfreien Komponenten nicht erreicht, jedoch sorgt jedes gasarme Akkretionsereignis für einen Schub in diese Richtung. Dies wird auch durch die Tatsache verdeutlicht, dass dynamisch weiter entwickelte Systeme einen größeren Anteil an Dunkler Materie im Zentrum besitzen und der Anteil der Sterne, die innerhalb der Galaxie selbst geboren wurden, kleiner ist. Generell sehen wir, dass die Gesamtdichteverteilung der sphärischen Galaxien bei höheren Rotverschiebungen komprimierter ist. Zusammenfassend schlußfolgern wir, dass der Gleichgewichtszustand, den kollisionsfreie Systeme anstreben, einen hervorragenden Testfall bietet, um einen Eckpfeiler der modernen Kosmologie -- die Existenz Dunkler Materie -- zu überprüfen, da nur in einem solchen Falle die Dunkle Materie und die Sterne auf eine Art miteinander interagieren, dass sich ein Dichteprofil obengenannter Form ausbildet. Im zweiten Teil dieser Dissertation analysieren wir Informationen, die in den stellaren Halos der Galaxien verschlüsselt sind. Wir zeigen, dass das Dichteprofil aller stellarer Halos von ähnlicher Form ist und sich durch ein gekrümmtes Exponentialgesetz beschreiben lässt. Diese universelle Form ist dabei unabhängig von der Morphologie der Galaxie im Zentrum. Der Krümmungsgrad kann als Indiz dafür gewertet werden, wie viele (kleinere) Strukturen die Galaxie bereits verschlungen hat, da der stellare Halo im Wesentlichen durch Akkretion kleinerer Strukturen wächst. Dies liegt darin begründet, dass die Gasdichte in den äußeren Bereichen der Galaxien dauerhaft zu niedrig ist, um einen signifikanten Anteil an Sternen zu erzeugen. Mittels eines derartigen universalen Dichteprofils ist es nunmehr möglich, die Abweichungen von diesem Profil zu bestimmen und daraus Details der Akkretionsgeschichte individueller Galaxien zu rekonstruieren, da die unterschiedlichen Akkretionsprozesse (wie zum Beispiel der Einfall kleiner oder großer (Zwerg-)Galaxien oder das Akkretieren einzelner Sterne von vorbeifliegenden Strukturen) unterschiedliche Signaturen im Halo hinterlassen. Daher schlagen wir vor, dem detailierten Verständnis der Signaturen der einzelnen Akkretionsprozesse in der Zukunft eine größere Bedeutung zukommen zu lassen, um die ergiebigen Informationen, die in den stellaren Halos enthalten sind, auswerten zu können, wodurch ein deutlicher Fortschritt im Verständnis sowohl der akkretionsgetriebenen als auch der sekularen Entwicklung von Galaxien erreicht würde.