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Radial transport of stars and gas in the plane of disc galaxies. a study with numerical simulations and semi-analytic models
Radial transport of stars and gas in the plane of disc galaxies. a study with numerical simulations and semi-analytic models
Galaxy formation and evolution is the most diverse topic of research in the field of astrophysics and has been studied in a vast number of research projects both from a theoretical and an observational perspective. Disc galaxies in particular draw much interest since they are thought to be the first structures that form directly after the collapse of gas into dark matter halos, as a consequence of the angular momentum which is carried by the infalling matter. The evolution of the disc is even more fascinating because of the plethora of internal and external physical processes that have an effect on the system. We present a discussion on the theory of galaxy formation in the Introduction chapter of this work. In this thesis we are concerned with the specific question of how matter is transported radially within the narrow plane of a galactic disc. We wish to explore how gas is funnelled from the outer towards the central regions of the galaxy and what structural properties of the disc contribute in inducing stronger gas flows. Regarding the stellar component our goal is to understand whether and to what extent stars move to radii other than the one they were born in, a process called stellar migration, and what mechanisms are driving this behaviour. We approach these questions from a theoretical perspective by utilising the powerful predictive tools provided by numerical simulations and semi-analytic models of galaxy formation. In the first main chapter, we study the radial motions of cold, star-forming gas in the secular evolution phase of a set of 14 Milky Way-mass galaxies from the Auriga suite of zoom-in cosmological magnetohydrodynamical simulations. We study the radial transport of material within the disc plane in a series of concentric rings. For the gas in each ring at a given time we compute two quantities as a function of time and radius: 1) the radial bulk flow of the gas; and 2) the radial spread of the gas relative to the bulk flow. Averaging the data from all the halos, we find that the radial spread increases with radius in the form of a power law with strong secondary dependencies on the fraction of accreted material and the local radial velocity dispersion of the gas. We find that the bulk motion of gas is well described in the inner disc regions by a radially-independent mean inward flow speed of -2.4 km/s. The spread around this value relates to the change in angular momentum of the gas and also the amount of accreted material. In the second main chapter we study the presence and importance of stellar migration in the evolution of 17 Milky-Way like discs with stellar mass 10 < log(M/M_sun) < 11 in Auriga. We compare the birth radii of the stars to their radii at z=0 for each system and present mean values of the strength of stellar migration as a function of radius and stellar age which vary between 1-4 kpc. We also investigate the effect of migration on age and metallicity radial profiles in the discs. We find several cases of age gradient flattening due to migration, but significant changes to metallicity profiles only for older stellar populations and discs that develop a strong bar. Furthermore, we study stellar migration from the perspective of the change of the galactocentric radius (Delta R) and orbital guiding centre radius (Delta R_g) of stellar particles between given time intervals. We find that stars migrate approximately as a diffusion process only in the outer parts of the discs and for particular galaxies that have a weak bar. Strongly barred galaxies in our sample show larger stellar migration but its timestep evolution is slower-than-diffusion. Finally, we give parametrizations that encapsulate the dependence of the strength of the radial migration as a function of time and radius. In the third main chapter we apply the parametrizations that were extracted in the analysis of Auriga into the L-Galaxies semi-analytic model of galaxy formation and evolution. We are updating the radial flow recipe that is currently used in L-Galaxies and adding anew functionality that accounts for the stellar migration. We describe our algorithmic implementation along with the necessary adaptations in order to incorporate the new recipes to the model as well as potential caveats that require further research. In the preliminary results that we present in this thesis, we have explored the effect of this novel implementation in the outcome of the model both with respect to global properties, such as the stellar and gas mass of the galaxies, and in the radially resolved profiles of the same quantities. The most important finding is that the new implementation yields different results depending on the underlying spatial resolution of the model. In the end of this thesis we summarize our conclusions and discuss potential extensions of this work in future research., Die Galaxienentstehung und -entwicklung ist eines der vielfältigsten Forschungsthemen auf dem Gebiet der Astrophysik und wurde deshalb bereits in einer Vielzahl von Forschungsarbeiten sowohl aus theoretischer als auch aus beobachtender Perspektive untersucht. Insbesondere Scheibengalaxien stoßen auf großes Interesse, da sie vermutlich die ersten Strukturen sind, die sich direkt nach dem Kollaps von Gas in Halos aus dunkler Materie bilden, als Folge des Drehimpulses, der von der einfallenden Materie erhalten bleibt. Die Entwicklung der entstehenden Scheibe ist besonders faszinierend aufgrund der Fülle interner und externer physikalischer Prozesse, die auf das System einwirken. Im Einführungskapitel dieser Arbeit diskutieren wir die diesbezügliche Theorie der Galaxienentstehung genauer. In dieser Forschungsarbeit beschäftigen wir uns mit der konkreten Frage, wie Materie innerhalb der schmalen Ebene einer galaktischen Scheibe radial transportiert wird. Wir möchten untersuchen, wie Gas von den äußeren in die zentralen Regionen der Galaxie geleitet wird und welche strukturellen Eigenschaften der Scheibe dazu beitragen, stärkere Gasströme zu induzieren. In Bezug auf die stellare Komponente ist es unser Ziel zu verstehen, ob und inwieweit sich Sterne zu anderen Radien als die, bei denen sie geboren wurden, bewegen, ein Prozess, der als Sternmigration bezeichnet wird, und welche Mechanismen dieses Verhalten antreiben. Wir nähern uns diesen Fragen aus einer theoretischen Perspektive, indem wir leistungsstarke Vorhersagewerkzeuge nutzen, die durch numerische Simulationen und sogenannte semi-analytische Modelle der Galaxienentstehung bereitgestellt werden. Im ersten Hauptkapitel untersuchen wir die Radialbewegungen von kaltem, sternbildendem Gas in der säkularen Entwicklungsphase eines Satzes von 14 kosmologischen magnetohydrodynamischen Simulationen von Galaxien mit einer Masse ähnlich der Milchstraße. Diese Modelle stammen aus dem sogenannten Auriga-Projekt. Wir untersuchen den radialen Materialtransport innerhalb der Scheibenebene auf Basis einer Reihe konzentrischer Ringe. Für das Gas, das sich zu einem gegebenen Zeitpunkt in einem Ring befindet, berechnen wir für jeden Ring zwei Größen als Funktion von Zeit und Radius: 1) die radiale Massenströmung des Gases; und 2) die radiale Ausbreitung des Gases relativ zur Massenströmung. Durch Mittelung der Daten aller Galaxien finden wir, dass die radiale Ausbreitung mit dem Radius in Form eines Potenzgesetzes zunimmt, mit starken sekundären Abhängigkeiten wie dem Anteil des angesammelten Materials und der lokalen radialen Geschwindigkeitsdispersion des Gases. Die Bewegung des Gases in den inneren Scheibenregionen wird durch eine radial unabhängige mittlere Einwärtsströmungsgeschwindigkeit von -2,4 km/s gut beschrieben. Die Streuung um diesen Wert wird durch die Änderung des Drehimpulses des Gases und auch durch die Menge an angelagertem Material bestimmt. Im zweiten Hauptkapitel untersuchen wir das Vorhandensein und die Bedeutung der Sternmigration in der Entwicklung von 17 milchstraßenähnlichen Scheibengalaxien aus den Auriga Simulationen mit einer Sternmasse 10 < log(M/M_sun) < 11. Wir vergleichen die Geburtsradien der Sterne mit ihren Radien bei z=0 für jedes System und präsentieren Mittelwerte der Stärke der Sternwanderung als Funktion von Radius und Sternalter, die zwischen 1-4 kpc variieren. Wir untersuchen auch die Auswirkung der Migration auf das Alter und die radialen Profile der Metallizität in den Scheiben. Wir finden mehrere Fälle einer Abflachung des Altersgradienten aufgrund von Migration, sowie signifikante Änderungen der Metallizitätsprofile für ältere Sternpopulationen und in Scheibengalaxien, die einen starken Balken entwickeln. Darüber hinaus untersuchen wir die Sternmigration aus der Sicht der Änderung des galaktozentrischen Radius (Delta R) und aus Sicht von Änderungen des orbitalen Führungsradius (Delta R_g) von Sternteilchen zwischen gegebenen Zeitintervallen. Wir finden, dass Sterne nur in den äußeren Teilen der Scheiben und für bestimmte Galaxien, die einen schwachen Balken haben, näherungsweise in der Form eines Diffusionsprozesses wandern. Galaxien mit starken Balken zeigen eine stärkere Sternmigration, aber ihre zeitliche Entwicklung ist langsamer als bei einer Diffusion. Abschließend geben wir Parametrisierungen an, die die Abhängigkeit der Stärke der radialen Migration als Funktion von Zeit und Radius beschreiben. Im dritten Hauptkapitel wenden wir die Parametrisierungen, die wir durch Analyse der Auriga Simulationen bestimmt haben, auf das semi-analytische Modell "L-Galaxies" der Galaxienentstehung und -entwicklung an. Wir aktualisieren dabei das radiale Strömungsrezept, das derzeit in L-Galaxies verwendet wird, und fügen eine neue Funktionalität hinzu, die die Sternmigration berücksichtigt. Wir beschreiben unsere algorithmische Implementierung zusammen mit den notwendigen Anpassungen, um diese neuen Prozesse in das Modell zu integrieren. Wir diskutieren auch Punkte, die weiterer Forschung bedürfen. In den vorläufigen Ergebnissen, die wir in dieser Dissertation präsentieren, haben wir die Auswirkungen dieser neuartigen Implementierung auf das Ergebnis des Modells sowohl in Bezug auf globale Eigenschaften, wie auch hinsichtlich der Stern- und Gasmasse der Galaxien, als auch bezüglich der radial aufgelösten Profile untersucht. Eine wichtige Erkenntnis ist, dass die neue Implementierung je nach zugrundeliegender räumlicher Auflösung des Modells noch unterschiedliche Ergebnisse liefert. Am Ende dieser Arbeit fassen wir unsere Schlussfolgerungen zusammen und diskutieren mögliche Erweiterungen in zukünftiger Forschung.
Astronomy, Galaxy Formation, Disc Galaxies, Radial flows
Okalidis, Periklis
2022
English
Universitätsbibliothek der Ludwig-Maximilians-Universität München
Okalidis, Periklis (2022): Radial transport of stars and gas in the plane of disc galaxies: a study with numerical simulations and semi-analytic models. Dissertation, LMU München: Faculty of Physics
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Abstract

Galaxy formation and evolution is the most diverse topic of research in the field of astrophysics and has been studied in a vast number of research projects both from a theoretical and an observational perspective. Disc galaxies in particular draw much interest since they are thought to be the first structures that form directly after the collapse of gas into dark matter halos, as a consequence of the angular momentum which is carried by the infalling matter. The evolution of the disc is even more fascinating because of the plethora of internal and external physical processes that have an effect on the system. We present a discussion on the theory of galaxy formation in the Introduction chapter of this work. In this thesis we are concerned with the specific question of how matter is transported radially within the narrow plane of a galactic disc. We wish to explore how gas is funnelled from the outer towards the central regions of the galaxy and what structural properties of the disc contribute in inducing stronger gas flows. Regarding the stellar component our goal is to understand whether and to what extent stars move to radii other than the one they were born in, a process called stellar migration, and what mechanisms are driving this behaviour. We approach these questions from a theoretical perspective by utilising the powerful predictive tools provided by numerical simulations and semi-analytic models of galaxy formation. In the first main chapter, we study the radial motions of cold, star-forming gas in the secular evolution phase of a set of 14 Milky Way-mass galaxies from the Auriga suite of zoom-in cosmological magnetohydrodynamical simulations. We study the radial transport of material within the disc plane in a series of concentric rings. For the gas in each ring at a given time we compute two quantities as a function of time and radius: 1) the radial bulk flow of the gas; and 2) the radial spread of the gas relative to the bulk flow. Averaging the data from all the halos, we find that the radial spread increases with radius in the form of a power law with strong secondary dependencies on the fraction of accreted material and the local radial velocity dispersion of the gas. We find that the bulk motion of gas is well described in the inner disc regions by a radially-independent mean inward flow speed of -2.4 km/s. The spread around this value relates to the change in angular momentum of the gas and also the amount of accreted material. In the second main chapter we study the presence and importance of stellar migration in the evolution of 17 Milky-Way like discs with stellar mass 10 < log(M/M_sun) < 11 in Auriga. We compare the birth radii of the stars to their radii at z=0 for each system and present mean values of the strength of stellar migration as a function of radius and stellar age which vary between 1-4 kpc. We also investigate the effect of migration on age and metallicity radial profiles in the discs. We find several cases of age gradient flattening due to migration, but significant changes to metallicity profiles only for older stellar populations and discs that develop a strong bar. Furthermore, we study stellar migration from the perspective of the change of the galactocentric radius (Delta R) and orbital guiding centre radius (Delta R_g) of stellar particles between given time intervals. We find that stars migrate approximately as a diffusion process only in the outer parts of the discs and for particular galaxies that have a weak bar. Strongly barred galaxies in our sample show larger stellar migration but its timestep evolution is slower-than-diffusion. Finally, we give parametrizations that encapsulate the dependence of the strength of the radial migration as a function of time and radius. In the third main chapter we apply the parametrizations that were extracted in the analysis of Auriga into the L-Galaxies semi-analytic model of galaxy formation and evolution. We are updating the radial flow recipe that is currently used in L-Galaxies and adding anew functionality that accounts for the stellar migration. We describe our algorithmic implementation along with the necessary adaptations in order to incorporate the new recipes to the model as well as potential caveats that require further research. In the preliminary results that we present in this thesis, we have explored the effect of this novel implementation in the outcome of the model both with respect to global properties, such as the stellar and gas mass of the galaxies, and in the radially resolved profiles of the same quantities. The most important finding is that the new implementation yields different results depending on the underlying spatial resolution of the model. In the end of this thesis we summarize our conclusions and discuss potential extensions of this work in future research.

Abstract

Die Galaxienentstehung und -entwicklung ist eines der vielfältigsten Forschungsthemen auf dem Gebiet der Astrophysik und wurde deshalb bereits in einer Vielzahl von Forschungsarbeiten sowohl aus theoretischer als auch aus beobachtender Perspektive untersucht. Insbesondere Scheibengalaxien stoßen auf großes Interesse, da sie vermutlich die ersten Strukturen sind, die sich direkt nach dem Kollaps von Gas in Halos aus dunkler Materie bilden, als Folge des Drehimpulses, der von der einfallenden Materie erhalten bleibt. Die Entwicklung der entstehenden Scheibe ist besonders faszinierend aufgrund der Fülle interner und externer physikalischer Prozesse, die auf das System einwirken. Im Einführungskapitel dieser Arbeit diskutieren wir die diesbezügliche Theorie der Galaxienentstehung genauer. In dieser Forschungsarbeit beschäftigen wir uns mit der konkreten Frage, wie Materie innerhalb der schmalen Ebene einer galaktischen Scheibe radial transportiert wird. Wir möchten untersuchen, wie Gas von den äußeren in die zentralen Regionen der Galaxie geleitet wird und welche strukturellen Eigenschaften der Scheibe dazu beitragen, stärkere Gasströme zu induzieren. In Bezug auf die stellare Komponente ist es unser Ziel zu verstehen, ob und inwieweit sich Sterne zu anderen Radien als die, bei denen sie geboren wurden, bewegen, ein Prozess, der als Sternmigration bezeichnet wird, und welche Mechanismen dieses Verhalten antreiben. Wir nähern uns diesen Fragen aus einer theoretischen Perspektive, indem wir leistungsstarke Vorhersagewerkzeuge nutzen, die durch numerische Simulationen und sogenannte semi-analytische Modelle der Galaxienentstehung bereitgestellt werden. Im ersten Hauptkapitel untersuchen wir die Radialbewegungen von kaltem, sternbildendem Gas in der säkularen Entwicklungsphase eines Satzes von 14 kosmologischen magnetohydrodynamischen Simulationen von Galaxien mit einer Masse ähnlich der Milchstraße. Diese Modelle stammen aus dem sogenannten Auriga-Projekt. Wir untersuchen den radialen Materialtransport innerhalb der Scheibenebene auf Basis einer Reihe konzentrischer Ringe. Für das Gas, das sich zu einem gegebenen Zeitpunkt in einem Ring befindet, berechnen wir für jeden Ring zwei Größen als Funktion von Zeit und Radius: 1) die radiale Massenströmung des Gases; und 2) die radiale Ausbreitung des Gases relativ zur Massenströmung. Durch Mittelung der Daten aller Galaxien finden wir, dass die radiale Ausbreitung mit dem Radius in Form eines Potenzgesetzes zunimmt, mit starken sekundären Abhängigkeiten wie dem Anteil des angesammelten Materials und der lokalen radialen Geschwindigkeitsdispersion des Gases. Die Bewegung des Gases in den inneren Scheibenregionen wird durch eine radial unabhängige mittlere Einwärtsströmungsgeschwindigkeit von -2,4 km/s gut beschrieben. Die Streuung um diesen Wert wird durch die Änderung des Drehimpulses des Gases und auch durch die Menge an angelagertem Material bestimmt. Im zweiten Hauptkapitel untersuchen wir das Vorhandensein und die Bedeutung der Sternmigration in der Entwicklung von 17 milchstraßenähnlichen Scheibengalaxien aus den Auriga Simulationen mit einer Sternmasse 10 < log(M/M_sun) < 11. Wir vergleichen die Geburtsradien der Sterne mit ihren Radien bei z=0 für jedes System und präsentieren Mittelwerte der Stärke der Sternwanderung als Funktion von Radius und Sternalter, die zwischen 1-4 kpc variieren. Wir untersuchen auch die Auswirkung der Migration auf das Alter und die radialen Profile der Metallizität in den Scheiben. Wir finden mehrere Fälle einer Abflachung des Altersgradienten aufgrund von Migration, sowie signifikante Änderungen der Metallizitätsprofile für ältere Sternpopulationen und in Scheibengalaxien, die einen starken Balken entwickeln. Darüber hinaus untersuchen wir die Sternmigration aus der Sicht der Änderung des galaktozentrischen Radius (Delta R) und aus Sicht von Änderungen des orbitalen Führungsradius (Delta R_g) von Sternteilchen zwischen gegebenen Zeitintervallen. Wir finden, dass Sterne nur in den äußeren Teilen der Scheiben und für bestimmte Galaxien, die einen schwachen Balken haben, näherungsweise in der Form eines Diffusionsprozesses wandern. Galaxien mit starken Balken zeigen eine stärkere Sternmigration, aber ihre zeitliche Entwicklung ist langsamer als bei einer Diffusion. Abschließend geben wir Parametrisierungen an, die die Abhängigkeit der Stärke der radialen Migration als Funktion von Zeit und Radius beschreiben. Im dritten Hauptkapitel wenden wir die Parametrisierungen, die wir durch Analyse der Auriga Simulationen bestimmt haben, auf das semi-analytische Modell "L-Galaxies" der Galaxienentstehung und -entwicklung an. Wir aktualisieren dabei das radiale Strömungsrezept, das derzeit in L-Galaxies verwendet wird, und fügen eine neue Funktionalität hinzu, die die Sternmigration berücksichtigt. Wir beschreiben unsere algorithmische Implementierung zusammen mit den notwendigen Anpassungen, um diese neuen Prozesse in das Modell zu integrieren. Wir diskutieren auch Punkte, die weiterer Forschung bedürfen. In den vorläufigen Ergebnissen, die wir in dieser Dissertation präsentieren, haben wir die Auswirkungen dieser neuartigen Implementierung auf das Ergebnis des Modells sowohl in Bezug auf globale Eigenschaften, wie auch hinsichtlich der Stern- und Gasmasse der Galaxien, als auch bezüglich der radial aufgelösten Profile untersucht. Eine wichtige Erkenntnis ist, dass die neue Implementierung je nach zugrundeliegender räumlicher Auflösung des Modells noch unterschiedliche Ergebnisse liefert. Am Ende dieser Arbeit fassen wir unsere Schlussfolgerungen zusammen und diskutieren mögliche Erweiterungen in zukünftiger Forschung.