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«Dissertation PhD thesis zur Erlangung der Doktorwürde for the degree of Doctor of natural science an der Fakultät für Physik at the Faculty for ...»

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Formation and Evolution

of massive early-type Galaxies

Dissertation

PhD thesis

zur Erlangung der Doktorwürde

for the degree of Doctor of natural science

an der Fakultät für Physik

at the Faculty for Physics

der Ludwig-Maximilians-Universität (LMU), München

of the Ludwig-Maximilians-University (LMU) of Munich

vorgelegt von

presented by

Dipl.-Phys. Ludwig Oser

aus Darmstadt, Deutschland

from Darmstadt, Germany

München, February 8, 2012

Ludwig Maximilians University of Munich Erster Gutachter: Prof. Dr. Andreas Burkert (USM, LMU) First advisor Zweiter Gutachter: Prof. Dr. Jochen Weller (USM, LMU) Second advisor Tag der mündlichen Prüfung: 30.01.2012 Day of oral exam "There is a theory which states that if ever anybody discovers exactly what the Universe is for and why it is here, it will instantly disappear and be replaced by something even more bizarre and inexplicable. There is another theory which states that this has already happened."

Douglas Adams vii Zusammenfassung In dieser Arbeit untersuchen wir, wie massive elliptische Galaxien aus primordialen Dichtefluktuationen entstehen und sich bis zur Gegenwart entwickeln. Hierfür verwenden wir das größte Set an kosmologischen Simulation individueller Galaxien, das bisher berechnet wurde. Die Simulationen beinhalten eine selbstkonsistente Beschreibung der hydrodynamischen Kräfte sowie Kühlung und Heizen durch Strahlung, Sternentstehung und Feedback durch Supernovae. Mit diesem Simulationsaufbau sind wir in der Lage Galaxien mit realistischen Eigenschaften zu erzeugen und es gelingt uns beobachtete Tendenzen der Strukturparameter in lokalen und fernen Galaxien zu reproduzieren.

Wir stellen fest, daß Galaxienentstehung in 2 Phasen abläuft. In einer frühen dissipativen Phase wachsen Galaxien durch in situ Sternentstehung im Zentrum, später gelingt der Aufbau von stellarer Masse primär durch Akkretion kleinerer Systeme. Im Allgemeinen finden wir, daß der Bruchteil der Sterne die in situ in der Galaxie entstanden sind mit zunehmender Gesamtmasse der Galaxie abnimmt und für die räumliche Größe des Systems am heutigen Tag bestimmend ist. Während die dissipative Sternentstehung aus kalten Gasströemen bei hohen Rotverschiebungen zu kompakten Strukturen führt legen sich die später akkretierten Sterne wie eine Hülle um den kompakten Kern und haben einen signifikant größeren Halbmassenradius. Wir beobachten in den Simulationen auch das Phänomen, das von Beobachtern üblicherweise als ’archaeological downsizing’ bezeichnet wird. Hierbei haben die massereichsten Galaxien die ältesten Sternenpopulationen. Dies ist allerdings nicht im Widerspruch zur ΛCDM Theorie, nachder sich kleine Strukturen zuerst bilden. Denn obwohl die Sterne in den massereichen Galaxien sehr alt sind werden sie erst spät akkretiert und die massiven Galaxien bilden sich tatächlich als Letztes.

Die Entwicklung der Galaxiengrößen und stellaren Geschwindigkeitsdispersionen kann durch die häufige Verschmelzung mit relativ kleinen Galaxien erklärt werden.

Wir beobachten, daß die simulierten Galaxien zunächst ein sehr kleines Ausmaß haben und hohe Geschwindigkeitsdispersionen aufweisen. Das Anwachsen der Halbmassenradien und die Abnahme der stellaren Geschwindigkeitsdispersion - bis beides den heute beobachteten lokalen Relationen folgt - gelingt durch die Akkretion kleiner Strukturen.

Die akkretierten Sterne sammeln sich vor allem in den äußeren Regionen der Galaxien an und verursachen so das beobachtete starke Anwachsen der Halbmassenradien. Das Anwachsen der Galaxiengrößen sowie der Abfall der stellare Geschwindigkeitsdispersion folgen den Vorhersagen für kollisionsfreie Galaxienverschmelzungen. Wir stellen fest, daß die stellare Masse typischerweise durch Galaxienverschmelzungen mit einem Massenverhältnis von 1 zu 5 anwächst. Ein maßgeblicher Teil der simulierten Galaxien erlebt keine ’große’ ( 1 : 5) Galaxienverschmelzung im Zeitraum zwischen einer Rotverschiebung von 2 und dem heutigen Tag, was uns die oft erwähnte Bedeutung von sogenannten ’major merger’ für die Entwicklung von elliptischen Galaxien anzweifeln lässt.

Zusätzlich präsentieren wir die erste detailierte kinematische Analyse kosmologischer Simulation von elliptischen Galaxien. Wir konstruieren 2-dimensionale Abbilder viii der stellaren Geschwindigkeiten, der Geschwindigkeitsdispersionen sowie für höhere Momente der Gauss-Hermite Polynome. Wir belegen die aktuelle Beobachtungen, daß elliptische Galaxien oft eine bedeutende Menge an Rotation zeigen. Wir finden dieselbe Vielfalt an kinematischen Eigenschaften wie in den Beobachtungen in den Simulationen wieder, z.B. langsam und schnell rotierende Systeme sowie verstellte oder gegenläufige Rotation. Der Anteil an schnell rotierenden Galaxien nimmt mit zunehmender Galaxienmasse ab. Entgegen den Ergebnissen von idealisierten Simulationen von Galaxienverschmelzungen finden wir keinen Hinweis darauf, daß Galaxienverschmelzungen mit besonders hohen Massenverhältnissen nötig sind um langsam rotierende elliptische Galaxien zu erzeugen. Wir führen ein Beispiel einer langsam rotierenden Galaxie an, die nur aus Galaxienverschmelzungen mit Massenverhältnissen von 1 zu 4 oder kleiner entstanden ist.

Die hier untersuchten Simulationen bilden - wenn man sie mit Halo-Verteilungsmodellen vergleicht - um dem Faktor 2 zu viele Sterne. Dieses Problem wird gewöhnlich als ’overcooling’ bezeichnet und ist allgegenwärtig in Simulationen von Galaxienentstehung.





Wir planen als nächsten Schritt das hier verwendete Feedback-Modell zu verbessern, sowie weitere Prozesse (z.B. Feedback von superschweren schwarzen Löchern) in die Simulationen einzubauen um diesem Problem entgegenzuwirken.

ix Summary In this thesis we study the formation and evolution of massive early-type galaxies out of primordial density fluctuations up to the present day. To accomplish this task we use the largest set of cosmological simulations of individual galaxies performed so far, including a self-consistent treatment of hydrodynamics as well as radiative cooling and heating, star formation and supernovae feedback. With this setup we are able to create galaxies with realistic properties, reproducing trends of structural parameters observed in local and distant galaxies.

We find that galaxy formation is a two-phase process: in an early dissipative phase stellar mass is built up by in situ star formation, later the growth is dominated by the accretion of smaller systems. In general the ratio of accreted to in situ created stars at the present day is increasing with increasing stellar mass and is responsible for the final spatial extend of the system. While the dissipative formation of stars out of cold gaseous streams at high redshifts tend to create compact systems the later accreted stars are forming an envelope around these stellar cores with much larger half-mass radii. We recover the observational phenomenon usually referred to as ’archaeological downsizing’ where the most massive galaxies are made out of the oldest stellar populations. This is not in contradiction to the bottom-up formation scenario of ΛCDM since although the stars themselves form early they are accreted late and the most massive galaxies indeed assemble at last.

The evolution of galaxy sizes and stellar velocity dispersions is the result of frequent minor mergers. We find that the simulated galaxies initially are all rather compact with high velocity dispersions. The increase in size and decrease in velocity dispersions until both follow observed present-day relations - is accomplished by the accretion of smaller systems. The accreted stars settle in the outer regions of the galaxies leading to the strong observed size increase and the evolution of sizes and velocity dispersion follow the predictions for collisionless mergers. We find that stellar mass is accreted on average in minor mergers with a mass fraction of 1:5. A significant amount of the simulated galaxies have no major merger between redshift 2 and the present day which degrades the often discussed importance of major mergers for the evolution of early-type galaxies.

In addition, we present the first detailed kinematically analysis of cosmological simulations of early-type galaxies. We construct two-dimensional maps of the stellar velocities, velocity dispersion as well as higher order Gauss-Hermite moments for all the galaxies presented in this work. We support the recent observation that a large fraction of the early-type galaxies show a significant amount of rotation. We recover the diversity of observed kinematic properties in the simulations with slow and fast rotators as well as misaligned and even retrograde rotation. The fraction of fast rotating galaxies is decreasing with increasing galaxy mass. Contrary to the results obtained from idealized merger simulations we find no evidence for major mergers being necessary for the development of a slowly rotating system. In fact we give an example for a galaxy with diminishing rotational support at the present day that has no major x ( 1 : 4) merger since redshift 2.

The simulations presented here still suffer from the ubiquitous problem of overcooling and produce stellar masses of galaxies that are roughly too high by a factor of 2 when compared to halo-occupation-distribution models. As a next step, we are planning to improve upon the current feedback prescription as well as the implementation of further feedback processes (e.g. active galactic nuclei) to alleviate this problem.

Contents

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Motivation The cover page shows the arguably most famous picture in modern astronomy: The Hubble Deep Field (Williams et al. 1996). It was assembled out of pictures taken over 10 consecutive days with 4 different broadband filters. The Hubble Space Telescope was pointed at a blank of the sky in Ursa Major and revealed approximately 3000 galaxies which are typically 5 to 10 billion light years away. But it does not matter in which direction one is looking. More recent observations (York et al. 2000; Colless et al. 2001) have shown that on these very large scales our Universe is rather homogeneous and that space is full of these bright objects. But they only represent the luminous tip of the iceberg in a Universe that is primarily made of some unknown ’dark matter’ and an even less understood form of ’dark energy’. Galaxies are believed to form in the high-density peaks of the overall mass distribution. They are the localities in which stars are born and evolving and contain most of the visible stars in the Universe rendering the number density of stars within galaxies about 107 times higher than the mean number density of stars in the Universe. Therefore they are visible over such large distances allowing us to study our Universe over cosmological scales, which is why understanding how galaxies come into existence and how they are evolving are important, yet challenging issues in modern cosmology. Even the shortest timescales involved in galaxy formation and evolution are much longer than a human lifetime making these processes impossible to be observed directly. However, due to the finiteness of the speed of light we observe our Universe at different stages of development depending on the distance of the objects that are detected.

In comparing the properties of galaxies at different distances and therefore different ages of the Universe astronomers are trying to infer how galaxies form and evolve at least in a statistical sense. Although galaxies are unique in the sense that no two are alike, they follow some intriguingly tight scaling relations leaving some constrains on galaxy evolution models that they must be able to reproduce in order to be successful.



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