The build-up of galactic stellar nuclei

Nuclear star clusters are the densest stellar systems in the Universe and are found in the centres of all types of galaxies. At least 70 per cent of all galaxies - and at masses of M_gal ~ 10^9 M_sun even more than 90 per cent - are nucleated. As nuclear star clusters retain information regarding their evolutionary history imprinted in their stellar populations, they provide unique windows into the various physical processes that shape the nuclei of galaxies. The goal of this thesis is to explore the formation mechanisms of nuclear star clusters. They might form directly at the galaxy centre out of gas, explaining the presence of young stars or extended star formation histories. Additionally, the formation out of pre-enriched gas can lead to high metallicities in the formed star cluster. Alternatively, nuclear star clusters might be produced through the mergers of globular clusters. As globular clusters contain old, often metal-poor stars, this formation channel can produce old, metal-poor nuclear star clusters. There is evidence that both paths occur and also hybrid scenarios have been proposed. However, the relative contribution of either channel and their correlation with galaxy properties are not yet established because constraining the dominant formation channel with observations requires a panoramic view of all the involved stellar components. In this thesis, I employ integral-field spectroscopy of different galaxies with the MUSE instrument. I extract and analyse the spectra of the nuclear star clusters, the globular cluster population, and the underlying stellar body to obtain their kinematics and stellar population properties. Studying the elliptical galaxy FCC47, I find evidence that its massive, metal-rich, and kinematically decoupled nuclear star cluster has formed from efficient in-situ star formation. The study of two nearby nucleated dwarf galaxies gives a different result: their nuclear star clusters are significantly less enriched than the host galaxies and were likely formed out of the merger of metal-poor globular clusters. To explore how these case studies compare with the general galaxy population, I analyse the ages, metallicities, and star formation histories of nuclear star clusters in comparison to globular clusters and their hosts in 25 galaxies, mainly in the Fornax galaxy cluster. This study finds a clear transition of the dominant nuclear star cluster formation channel with both galaxy and nuclear star cluster mass. While globular cluster accretion forms the nuclear star clusters of low-mass galaxies, central star formation is responsible for the efficient mass build-up in the most massive nuclear star clusters. At intermediate masses both channels can contribute. The transition between these formation channels seems to occur at galaxy masses of M_gal ~ 10^9 M_sun and nuclear star cluster masses of M_NSC ~ 10^7 M_sun. To understand this trend from a theoretical viewpoint, I employ a semi-analytical model that describes nuclear star cluster formation from the dynamical evolution of an initial star cluster population. The mass of the so-formed nuclear star cluster depends on the available mass in star clusters and this model finds a similar trend: low-mass nuclear star clusters can be built efficiently out of globular clusters, but forming high-mass nuclear star clusters requires significant amounts of additional star formation to let them grow beyond M_NSC > 10^7 M_sun. In summary, I explore nuclear star cluster formation in individual galaxies, finding solid observational evidence for a transition in the dominant nuclear star cluster formation scenario with galaxy properties. These results are fundamental for understanding nuclear star clusters as unique probes of the evolutionary history of galaxies and they lay the basis for future studies exploring nuclear star cluster formation in different environments or galaxy types.Kernsternhaufen sind die dichtesten Sternhaufen im Universum und können in den Zentren aller Galaxientypen gefunden werden. Mindestens 70 Prozent aller Galaxien - und bei Galaxien mit Massen M_gal ~ 10^9 M_sun sogar über 90 Prozent - haben einen Kernsternhaufen. Die Sterne in Kernsternhaufen tragen Informationen über die Entwicklung des Sternhaufens in sich und erlauben somit einen Einblick in die physikalischen Prozesse, die eine Rolle bei der Entstehung von Galaxienzentren spielen. Das Ziel dieser Dissertation ist es, die Entstehungsmechanismen von Kernsternhaufen zu untersuchen. Zum Beispiel können sich Kernsternhaufen aus Gas im Galaxienzentrum bilden, was junge Sterne oder komplexe Sternentstehungsgeschichten erklären kann. Zusätzlich kann die Entstehung aus angereichertem Gas zu hohen Metallizitäten führen. Alternativ können sie durch das Verschmelzen von Kugelsternhaufen entstehen. Da Kugelsternhaufen alte Sterne mit oft geringen Metallizitäten enthalten, kann so ein alter, metallarmer Kernsternhaufen entstehen. Die Datenlage zeigt, dass beide Wege vorkommen und auch Mischszenarien wurden postuliert. Allerdings ist weder die relative Gewichtung dieser verschiedenen Mechanismen, noch deren Zusammenhänge mit Galaxieneigenschaften bekannt, denn um die Entstehungsszenarien mit Beobachtungen einzuschränken, müssen alle involvierten Komponenten untersucht werden. Ich benutze integrale Feldspektroskopie mit dem MUSE Instrument um Spektren und schließlich die kinematischen und chemischen Eigenschaften von Kernsternhaufen, Kugelsternhaufen und den Galaxien zu extrahieren und analysieren. Die Untersuchung der elliptischen Galaxie FCC47 zeigt, dass deren massereicher, angereicherter und kinematisch entkoppelter Kernsternhaufen aus effizienter Sternentstehung gebildet wurde. Die Untersuchung zweier Zwerggalaxien ergibt ein anderes Resultat: ihre Kernsternhaufen sind deutlich metallärmer als die Galaxien selbst und sind wahrscheinlich durch die Verschmelzung metallarmer Kugelsternhaufen entstanden. Um die Ergebnisse dieser Fallstudien in das Gesamtbild der Galaxienpopulation einzuordnen, analysiere ich die Alter, Metallizitäten und Sternentstehungsgeschichten von Kernsternhaufen im Vergleich zu Kugelsternhaufen und den zentralen Regionen in 25 Galaxien, hauptsächlich im Fornax Galaxienhaufen. Dies zeigt einen klaren Wandel des dominanten Kernsternhaufenentstehungswegs abhängig von der Galaxien- und Kernsternhaufenmasse. Während die Verschmelzung von Kugelsternhaufen die massearmen Kernsternhaufen in Zwerggalaxien hervorbringt, entstehen massereiche Kernsternhaufen in massereichen Galaxien durch Sternentstehung und beide Wege können bei mittleren Massen beitragen. Der Übergang liegt bei Galaxienmassen von M_gal 10^9 ~ M_sun und Kernsternhaufenmassen von M_NSC ~ 10^7 M_sun. Um diesen Trend besser zu verstehen, benutze ich ein semianalytisches Modell, das die Entstehung von Kernsternhaufen durch die dynamische Entwicklung einer Kugelsternhaufenpopulation beschreibt. In diesem Modell hängt die Kernsternhaufenmasse von der verfügbaren Masse in Sternhaufen ab und es zeigt sich ein ähnlicher Trend: massearme Kernsternhaufen können aus Kugelsternhaufen entstehen, aber um massereiche Kernsternhaufen zu bilden, muss zusätzliche Sternentstehung stattfinden, da sonst Massen von M_NSC > 10^7 M_sun nicht erreicht werden können. Zusammenfassend gesagt, untersuche ich die Entstehung von Kernsternhaufen in einzelnen Galaxien und finde klare Anzeichen für einen Wandel des Entstehungswegs abhängig von Galaxieneigenschaften. Diese Resultate sind elementar um Kernsternhaufen als einzigartige Zeitzeugen der Galaxienentwicklung zu verstehen und können als Ausgangspunkt für zukünftige Studien in anderen Galaxientypen und Umgebungen genutzt werden