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

Evidence for non-axisymmetry in M31 from wide-field kinematics of stars and gas

As the nearest large spiral galaxy, M31 provides a unique opportunity to learn about the structure and evolutionary history of this galaxy type in great detail. Among the many observing programs aimed at M31 are microlensing studies, which require good three-dimensional models of the stellar mass distribution. Possible non-axisymmetric structures like a bar need to be taken into account. Due to M31's high inclination, the bar is difficult to detect in photometry alone. Therefore, detailed kinematic measurements are needed to constrain the possible existence and position of a bar in M31. We obtained $\approx$ 220 separate fields with the optical IFU spectrograph VIRUS-W, covering the whole bulge region of M31 and parts of the disk. We derive stellar line-of-sight velocity distributions from the stellar absorption lines, as well as velocity distributions and line fluxes of the emission lines H$\beta$, [OIII] and [NI]. Our data supersede any previous study in terms of spacial coverage and spectral resolution. We find several features that are indicative of a bar in the kinematics of the stars, we see intermediate plateaus in the velocity and the velocity dispersion, and correlation between the higher moment $h3$ and the velocity. The gas kinematics is highly irregular, but is consistent with non-triaxial streaming motions caused by a bar. The morphology of the gas shows a spiral pattern, with seemingly lower inclination than the stellar disk. We also look at the ionization mechanisms of the gas, which happens mostly through shocks and not through starbursts.Comment: 23 pages, 39 figures; accepted for publication in A&

Could Segue 1 be a destroyed star cluster? - a dynamical perspective

We attempt to find a progenitor for the ultra-faint object Segue 1 under the assumption that it formed as a dark matter free star cluster in the past. We look for orbits, using the elongation of Segue 1 on the sky as a tracer of its path. Those orbits are followed backwards in time to find the starting points of our N-body simulations. The successful orbit, with which we can reproduce Segue 1 has a proper motion of mu_alpha = -0.19 mas/yr and mu_delta = -1.9 mas/yr, placing Segue 1 near its apo-galacticon today. Our best fitting model has an initial mass of 6224 Msun and an initial scale-length of 5.75 pc.Comment: 9 pages, 5 figures, 3 tables, accepted by MNRA

Sculpting Andromeda -- made-to-measure models for M31's bar and composite bulge: dynamics, stellar and dark matter mass

The Andromeda galaxy (M31) contains a box/peanut bulge (BPB) entangled with a classical bulge (CB) requiring a triaxial modelling to determine the dynamics, stellar and dark matter mass. We construct made-to-measure models fitting new VIRUS-W IFU bulge stellar kinematic observations, the IRAC-3.6$\mu$m photometry, and the disc's HI rotation curve. We explore the parameter space for the 3.6$\mu$m mass-to-light ratio $(\Upsilon_{3.6})$, the bar pattern speed ($\Omega_p$), and the dark matter mass in the composite bulge ($M^B_{DM}$) within 3.2kpc. Considering Einasto dark matter profiles, we find the best models for $\Upsilon_{3.6}=0.72\pm0.02\,M_\odot/L_\odot$, $M^B_{DM}=1.2^{+0.2}_{-0.4}\times10^{10}M_\odot$ and $\Omega_p=40\pm5\,km/s/kpc$. These models have a dynamical bulge mass of $M_{dyn}^B=4.25^{+0.10}_{-0.29}\times10^{10}M_{\odot}$ including a stellar mass of $M^B=3.09^{+0.10}_{-0.12}\times10^{10}M_\odot$(73%), of which the CB has $M^{CB}=1.18^{+0.06}_{-0.07}\times10^{10}M_\odot$(28%) and the BPB $M^{BPB}=1.91\pm0.06\times10^{10}M_\odot$(45%). We also explore models with NFW haloes finding that, while the Einasto models better fit the stellar kinematics, the obtained parameters agree within the errors. The $M^B_{DM}$ values agree with adiabatically contracted cosmological NFW haloes with M31's virial mass and radius. The best model has two bulge components with completely different kinematics that only together successfully reproduce the observations ($\mu_{3.6},\upsilon_{los},\sigma_{los},h3,h4$). The modelling includes dust absorption which reproduces the observed kinematic asymmetries. Our results provide new constraints for the early formation of M31 given the lower mass found for the classical bulge and the shallow dark matter profile, as well as the secular evolution of M31 implied by the bar and its resonant interactions with the classical bulge, stellar halo and disc.Comment: 32 pages, 32 Figures; Published in MNRA

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

Bar-driven Gas Dynamics of M31

The large-scale gaseous shocks in the bulge of M31 can be naturally explained by a rotating stellar bar. We use gas dynamical models to provide an independent measurement of the bar pattern speed in M31. The gravitational potentials of our simulations are from a set of made-to-measure models constrained by stellar photometry and kinematics. If the inclination of the gas disk is fixed at i = 77°, we find that a low pattern speed of 16–20 km s ^−1 kpc ^−1 is needed to match the observed position and amplitude of the shock features, as shock positions are too close to the bar major axis in high Ω _b models. The pattern speed can increase to 20–30 km s ^−1 kpc ^−1 if the inner gas disk has a slightly smaller inclination angle compared with the outer one. Including subgrid physics such as star formation and stellar feedback has minor effects on the shock amplitude, and does not change the shock position significantly. If the inner gas disk is allowed to follow a varying inclination similar to the H i and ionized gas observations, the gas models with a pattern speed of 38 km s ^−1 kpc ^−1 , which is consistent with stellar-dynamical models, can match both the shock features and the central gas features