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Dynamics of the bar and the bulge of the Andromeda galaxy (M31)
Dynamics of the bar and the bulge of the Andromeda galaxy (M31)
Die Andromedagalaxie ist unsere nächste benachbarte Scheibengalaxie und ein bevorzugtes Objekt für die detaillierte Modellierung und Untersuchung der evolutionären Prozesse, die Galaxien bilden. Im ersten Teil dieser Arbeit wird die Zusammensetzung des triaxialen Bulge von M31 mit einem umfangreichen Set von N-body Modellen untersucht, die einen Box/Peanut (B/P) - Bulge sowie einen klassischen Bulge (CB) enthalten. Wenn man mit den 3.6 μm Daten der IRAC (Infrared-Array-Camera) vergleicht, stimmt nur ein Modell gleichzeitig mit allen morphologischen Eigenschaften des M31 Bulge überein, und erfordert einen klassischen Bulge und einen B/P-Bulge mit 1/3 und 2/3 der gesamten Masse des Bulge. Wir finden fest, dass reine B/P-bulge Modelle keine genügend hohe Konzentrationen zeigen, um dem Sersic Index (n) und dem effektives Radius des M31-Bulge zu entsprechen. Stattdessen benötigt das beste Modell auch eine klassische Bulgekomponente mit Masse M_CB=1.1×10^10M und dreidimensionalem Halbmassenradius rhalf_CB =0.53 kpc (140 arcsec). Die B/P-Bulgekomponente hat eine Masse von M_BP =2.2×10^10M und einen Halbmassenradius von rhalf_BP=1.3 kpc (340 arcsec). Der B/P-Bulge des Modells erstreckt sich in der Ebene der Scheibe bis rB/P=3.2 kpc (840 arcsec), ebenso wie die Bulge von M31. In diesem Composite-Bulge-Modell erklärt die klassische Bulge-Komponente den beobachteten Geschwindigkeitsdispersionsabfall im Zentrum für R < 190 pc (50 arcsec), während die B/P-Bulgekomponente die beobachtete schnelle Rotation und die kinematische Verdrehung der beobachteten Nullgeschwindigkeitslinie reproduziert. Die Balkenrotationgeschwindigkeit dieses Modells ist Ω p=38 km s^-1 kpc^-1 , wobei die Korotation bei rcor=5.8 kpc (1500 arcsec) liegt. Die äußere Lindblad-Resonanz (OLR) liegt dann bei rOLR=10.4 kpc, nahe dem 10 kpc-Ring von M31, was darauf hindeutet, dass diese Struktur mit der OLR des Balkens in Beziehung gesetzt werden kann. Durch Vergleich mit einem früheren Entwicklungsschritt schätzen wir, dass sich der flache Balken von M31 in der Scheibenebene auf rthin∼4.0 kpc (1000 arcsec) und in der Projektion auf bar Rbar thin∼2.3 kpc (600 arcsec) erstreckt. Im zweiten Teil diskutieren wir verbesserte made-to-measure Modelle, die beginnend mit dem zuvor gefundenen besten N-Body Komposit-Bulge-Modell konstruiert wurden, unter Verwendung von neuen VIRUS-W IFU kinematischen Beobachtungen, der IRAC 3.6 mum Photometrie und der HI Scheiberotationskurve. Wir untersuchen den Parameterraum für das Masse-zu-Licht Verhaeltnis (Υ3.6), die Balkenrotationgeschwindigkeit des B/P-Bulge und Balkens (Ωp) und die Masse der dunklen Materie innerhalb von 3.2 kpc) des Bulge (MBDM). Mit einem Einasto-Profil DM fuer die dunkle Materie finden wir für den Bereich der besten Modelle Υ3.6 = 0.72±0.02M L−1 , Ωp = 40 ± 5 km s−1 kpc−1 und MBDM=1.2(+0.2-0.4)×10^10M. Diese Modelle haben eine totale dynamische Masse im zusammengesetzten Bulge von MdynB =4.25(+0.10-0.29)×10^10M mit einer dunkle Materie Masse von 27% und einer gesamten stellaren Masse von MB=3.09(+0.10−0.12)×10^10M (73%), wovon der klassische Bulge M_CB=1.18(+0.06−0.07)×10^10 M (28%) und der B/P-Bulge M_BP=1.91±0.06×10^10 M (45%) enthalten. Wir haben auch Modelle mit NFW-Profilen für die dunkle Materie untersucht, wobei festgestellt wurde, dass die Einasto-Modelle zwar besser als die NFW-Modelle zur Bulgestellarkinematik passen, die erhaltenen Hauptparameter jedoch innerhalb der Fehler übereinstimmen. Die MB Werte stimmen mit adiabatisch kontrahierten kosmologischen NFW DMHalos mit der Virialmasse von M31 überein. Das beste Modell hat zwei Bulgekomponenten mit völlig unterschiedlichen Kinematiken, die nur zusammen die photometrischen und kinematischen Beobachtungen von M31 erfolgreich reproduzieren (vlos , σlos, h3, h4). Die Modellierung umfasst Staubabsorptionseffekte, die asymmetrische Merkmale reproduzieren, die in den kinematischen Beobachtungen gefunden wurden. Unsere Ergebnisse liefern neue Einschränkungen für die frühe Bildungsgeschichte und die Entwicklung von M31 angesichts der niedrigeren Masse, die für die klassische Bulge-Komponente im Vergleich zu früheren Messungen gefunden wurde, des bevorzugten flachen Profils der dunklen Materie, sowie angesichts der säkularen Evolution von M31, die durch der massiven B/P-Bulge und Balken impliziert wird, und seine Wechselwirkungen mit dem klassischen Bulge und der Scheibe durch Resonanzen., The Andromeda galaxy is our nearest neighbour disk galaxy and a prime target for detailed modelling and study of the evolutionary processes that shape galaxies. In the first part of this thesis the nature of M31’s triaxial bulge is analysed with an extensive set of N-body models built with Box/Peanut (B/P) bulges as well as classical bulges (CBs). Comparing with the IRAC (Infrared-Array-Camera) 3.6 μm data, only one model matches simultaneously all the morphological properties of M31’s bulge, and requires a classical bulge and a B/P bulge with 1/3 and 2/3 of the total bulge mass respectively. We find that our pure B/P bulge models do not show concentrations high enough to match the Sersic index (n) and the effective radius of M31’s bulge. Instead, the best model requires a classical bulge component with mass M_CB =1.1×10^10 M and three-dimensional half-mass radius rhalf_CB=0.53 kpc (140 arcsec). The B/P bulge component has a mass of M_BP=2.2×10^10M and a half-mass radius of rhalf_BP=1.3 kpc (340 arcsec). The model’s B/P bulge extends to rB/P=3.2 kpc (840 arcsec) in the plane of the disk, as does M31’s bulge. In this composite bulge model, the classical bulge component explains the velocity dispersion drop observed in the centre within R < 190 pc (50 arcsec), while the B/P bulge component reproduces the observed rapid rotation and the kinematic twist of the observed zero velocity line. This model’s pattern speed is Ωp =38 km s−1 kpc−1 , placing corotation at rcor =5.8 kpc (1500 arcsec). The outer Lindblad resonance (OLR) is then at rOLR=10.4 kpc, near the 10 kpc-ring of M31, suggesting that this structure may be related to the bar’s OLR. By comparison with an earlier snapshot, we estimate that M31’s thin bar extends to rthin∼4.0 kpc (1000 arcsec) in the bar disk plane, and in projection extends to Rbar thin∼2.3 kpc (600 arcsec). In the second part we construct a large set of made-to-measure models improving the previously found best N-body composite bulge model, using as fitting constraints new VIRUS-W IFU kinematic observations, the IRAC 3.6 μm photometry, and the disc’s HI rotation curve. We explore the parameter space for the 3.6 μm mass-to-light ratio (Υ3.6 ), the pattern speed of the B/P bulge and the thin bar (Ωp), and the dark matter mass content within 3.2 kpc) of the bulge (MBDM). Considering Einasto dark matter profiles, we find the best fitting models for Υ3.6 = 0.72±0.02 M L−1 , Ωp=40 ± 5 km s−1 kpc−1 and MBDM= 1.2(+0.2 −0.4)×10^10M. These models have a total dynamical mass within the composite bulge of Mdyn B=4.25(−0.29 +0.10)×10^10M including 27% of dark matter and a stellar mass of M B =3.09(+0.10-0.12)×10^10M (73%), where the classical bulge has M_CB =1.18(+0.06-0.07)×10^10M (28%) and the B/P bulge has M_BP=1.91±0.06×10^10M (45%). We also explored models with NFW dark matter profiles, finding that while the Einasto models fit the bulge stellar kinematics better than the NFW models, the obtained main parameters agree within the errors. The M B values agree with adiabatically contracted cosmological NFW haloes with DM M31’s virial mass. The best model has two bulge components with completely different kinematics that only together successfully reproduce the M31 photometric and kinematic maps (vlos , σlos, h3, h4). The modelling includes dust absorption effects that reproduce asymmetric features detected in the kinematic observations. Our results provide new constraints for the early formation history of M31 given the lower mass found for the classical bulge component compared to previous estimates, the preferred cored dark matter profile, as well as the secular evolution of M31 implied by the massive B/P bulge and thin bar, and its interactions with the classical bulge and the disc through resonances.
astronomy - galaxies, bulges – galaxies, individual: Andromeda, M31, NGC224 – galaxies:kinematics and Dynamics, Local Group – galaxies:spiral – galaxies: structure
Blaña Díaz, Matias Andrés
2018
English
Universitätsbibliothek der Ludwig-Maximilians-Universität München
Blaña Díaz, Matias Andrés (2018): Dynamics of the bar and the bulge of the Andromeda galaxy (M31). Dissertation, LMU München: Faculty of Physics
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Licence: Creative Commons: Attribution 4.0 (CC-BY)
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Abstract

Die Andromedagalaxie ist unsere nächste benachbarte Scheibengalaxie und ein bevorzugtes Objekt für die detaillierte Modellierung und Untersuchung der evolutionären Prozesse, die Galaxien bilden. Im ersten Teil dieser Arbeit wird die Zusammensetzung des triaxialen Bulge von M31 mit einem umfangreichen Set von N-body Modellen untersucht, die einen Box/Peanut (B/P) - Bulge sowie einen klassischen Bulge (CB) enthalten. Wenn man mit den 3.6 μm Daten der IRAC (Infrared-Array-Camera) vergleicht, stimmt nur ein Modell gleichzeitig mit allen morphologischen Eigenschaften des M31 Bulge überein, und erfordert einen klassischen Bulge und einen B/P-Bulge mit 1/3 und 2/3 der gesamten Masse des Bulge. Wir finden fest, dass reine B/P-bulge Modelle keine genügend hohe Konzentrationen zeigen, um dem Sersic Index (n) und dem effektives Radius des M31-Bulge zu entsprechen. Stattdessen benötigt das beste Modell auch eine klassische Bulgekomponente mit Masse M_CB=1.1×10^10M und dreidimensionalem Halbmassenradius rhalf_CB =0.53 kpc (140 arcsec). Die B/P-Bulgekomponente hat eine Masse von M_BP =2.2×10^10M und einen Halbmassenradius von rhalf_BP=1.3 kpc (340 arcsec). Der B/P-Bulge des Modells erstreckt sich in der Ebene der Scheibe bis rB/P=3.2 kpc (840 arcsec), ebenso wie die Bulge von M31. In diesem Composite-Bulge-Modell erklärt die klassische Bulge-Komponente den beobachteten Geschwindigkeitsdispersionsabfall im Zentrum für R < 190 pc (50 arcsec), während die B/P-Bulgekomponente die beobachtete schnelle Rotation und die kinematische Verdrehung der beobachteten Nullgeschwindigkeitslinie reproduziert. Die Balkenrotationgeschwindigkeit dieses Modells ist Ω p=38 km s^-1 kpc^-1 , wobei die Korotation bei rcor=5.8 kpc (1500 arcsec) liegt. Die äußere Lindblad-Resonanz (OLR) liegt dann bei rOLR=10.4 kpc, nahe dem 10 kpc-Ring von M31, was darauf hindeutet, dass diese Struktur mit der OLR des Balkens in Beziehung gesetzt werden kann. Durch Vergleich mit einem früheren Entwicklungsschritt schätzen wir, dass sich der flache Balken von M31 in der Scheibenebene auf rthin∼4.0 kpc (1000 arcsec) und in der Projektion auf bar Rbar thin∼2.3 kpc (600 arcsec) erstreckt. Im zweiten Teil diskutieren wir verbesserte made-to-measure Modelle, die beginnend mit dem zuvor gefundenen besten N-Body Komposit-Bulge-Modell konstruiert wurden, unter Verwendung von neuen VIRUS-W IFU kinematischen Beobachtungen, der IRAC 3.6 mum Photometrie und der HI Scheiberotationskurve. Wir untersuchen den Parameterraum für das Masse-zu-Licht Verhaeltnis (Υ3.6), die Balkenrotationgeschwindigkeit des B/P-Bulge und Balkens (Ωp) und die Masse der dunklen Materie innerhalb von 3.2 kpc) des Bulge (MBDM). Mit einem Einasto-Profil DM fuer die dunkle Materie finden wir für den Bereich der besten Modelle Υ3.6 = 0.72±0.02M L−1 , Ωp = 40 ± 5 km s−1 kpc−1 und MBDM=1.2(+0.2-0.4)×10^10M. Diese Modelle haben eine totale dynamische Masse im zusammengesetzten Bulge von MdynB =4.25(+0.10-0.29)×10^10M mit einer dunkle Materie Masse von 27% und einer gesamten stellaren Masse von MB=3.09(+0.10−0.12)×10^10M (73%), wovon der klassische Bulge M_CB=1.18(+0.06−0.07)×10^10 M (28%) und der B/P-Bulge M_BP=1.91±0.06×10^10 M (45%) enthalten. Wir haben auch Modelle mit NFW-Profilen für die dunkle Materie untersucht, wobei festgestellt wurde, dass die Einasto-Modelle zwar besser als die NFW-Modelle zur Bulgestellarkinematik passen, die erhaltenen Hauptparameter jedoch innerhalb der Fehler übereinstimmen. Die MB Werte stimmen mit adiabatisch kontrahierten kosmologischen NFW DMHalos mit der Virialmasse von M31 überein. Das beste Modell hat zwei Bulgekomponenten mit völlig unterschiedlichen Kinematiken, die nur zusammen die photometrischen und kinematischen Beobachtungen von M31 erfolgreich reproduzieren (vlos , σlos, h3, h4). Die Modellierung umfasst Staubabsorptionseffekte, die asymmetrische Merkmale reproduzieren, die in den kinematischen Beobachtungen gefunden wurden. Unsere Ergebnisse liefern neue Einschränkungen für die frühe Bildungsgeschichte und die Entwicklung von M31 angesichts der niedrigeren Masse, die für die klassische Bulge-Komponente im Vergleich zu früheren Messungen gefunden wurde, des bevorzugten flachen Profils der dunklen Materie, sowie angesichts der säkularen Evolution von M31, die durch der massiven B/P-Bulge und Balken impliziert wird, und seine Wechselwirkungen mit dem klassischen Bulge und der Scheibe durch Resonanzen.

Abstract

The Andromeda galaxy is our nearest neighbour disk galaxy and a prime target for detailed modelling and study of the evolutionary processes that shape galaxies. In the first part of this thesis the nature of M31’s triaxial bulge is analysed with an extensive set of N-body models built with Box/Peanut (B/P) bulges as well as classical bulges (CBs). Comparing with the IRAC (Infrared-Array-Camera) 3.6 μm data, only one model matches simultaneously all the morphological properties of M31’s bulge, and requires a classical bulge and a B/P bulge with 1/3 and 2/3 of the total bulge mass respectively. We find that our pure B/P bulge models do not show concentrations high enough to match the Sersic index (n) and the effective radius of M31’s bulge. Instead, the best model requires a classical bulge component with mass M_CB =1.1×10^10 M and three-dimensional half-mass radius rhalf_CB=0.53 kpc (140 arcsec). The B/P bulge component has a mass of M_BP=2.2×10^10M and a half-mass radius of rhalf_BP=1.3 kpc (340 arcsec). The model’s B/P bulge extends to rB/P=3.2 kpc (840 arcsec) in the plane of the disk, as does M31’s bulge. In this composite bulge model, the classical bulge component explains the velocity dispersion drop observed in the centre within R < 190 pc (50 arcsec), while the B/P bulge component reproduces the observed rapid rotation and the kinematic twist of the observed zero velocity line. This model’s pattern speed is Ωp =38 km s−1 kpc−1 , placing corotation at rcor =5.8 kpc (1500 arcsec). The outer Lindblad resonance (OLR) is then at rOLR=10.4 kpc, near the 10 kpc-ring of M31, suggesting that this structure may be related to the bar’s OLR. By comparison with an earlier snapshot, we estimate that M31’s thin bar extends to rthin∼4.0 kpc (1000 arcsec) in the bar disk plane, and in projection extends to Rbar thin∼2.3 kpc (600 arcsec). In the second part we construct a large set of made-to-measure models improving the previously found best N-body composite bulge model, using as fitting constraints new VIRUS-W IFU kinematic observations, the IRAC 3.6 μm photometry, and the disc’s HI rotation curve. We explore the parameter space for the 3.6 μm mass-to-light ratio (Υ3.6 ), the pattern speed of the B/P bulge and the thin bar (Ωp), and the dark matter mass content within 3.2 kpc) of the bulge (MBDM). Considering Einasto dark matter profiles, we find the best fitting models for Υ3.6 = 0.72±0.02 M L−1 , Ωp=40 ± 5 km s−1 kpc−1 and MBDM= 1.2(+0.2 −0.4)×10^10M. These models have a total dynamical mass within the composite bulge of Mdyn B=4.25(−0.29 +0.10)×10^10M including 27% of dark matter and a stellar mass of M B =3.09(+0.10-0.12)×10^10M (73%), where the classical bulge has M_CB =1.18(+0.06-0.07)×10^10M (28%) and the B/P bulge has M_BP=1.91±0.06×10^10M (45%). We also explored models with NFW dark matter profiles, finding that while the Einasto models fit the bulge stellar kinematics better than the NFW models, the obtained main parameters agree within the errors. The M B values agree with adiabatically contracted cosmological NFW haloes with DM M31’s virial mass. The best model has two bulge components with completely different kinematics that only together successfully reproduce the M31 photometric and kinematic maps (vlos , σlos, h3, h4). The modelling includes dust absorption effects that reproduce asymmetric features detected in the kinematic observations. Our results provide new constraints for the early formation history of M31 given the lower mass found for the classical bulge component compared to previous estimates, the preferred cored dark matter profile, as well as the secular evolution of M31 implied by the massive B/P bulge and thin bar, and its interactions with the classical bulge and the disc through resonances.