Interactions and mergers between galaxies are among the most spectacular astrophysical phenomena that drive morphological transformations of galaxies as they evolve throughout cosmic times. Specifically, galactic encounters induce star formation due to the compression of the interstellar medium through tidal torques, ram pressure and shocks. The in-situ star formation process is in turn self-regulated by various stellar feedback processes, such as ultraviolet radiation from young massive stars and energetic supernova explosions. The thermodynamical processes in the interstellar gas with temperatures ranging from a few degrees to millions of Kelvins, coupled with the stellar lifecycle, are therefore the subjects of a wide range of ongoing observational and numerical studies. Significant technological advances in recent decades have resulted in a general framework for the formation and evolution of galaxies, but the complete astrophysical picture still remains incomplete.
Here we study the evolution of galaxies undergoing mergers by running high-resolution hydrodynamical simulations. We use state-of-the-art numerical methods, post-processing methods, and observational data analysis tools. The simulations presented here span a wide range of initial conditions from gas-rich dwarf galaxies, through Milky Way-like disk galaxies, to massive early-type galaxies which include central supermassive black holes. The employed simulation methods include some of the most sophisticated astrophysical models available for galactic-scale simulations. The cooling of the star-forming gas is modelled in detail using a chemical network, and the newly formed stars sample a mass resolution down to the masses of individual massive stars. We also follow the spatially and the temporally evolving interstellar radiation field emanating from the individually modelled stars into the surrounding interstellar medium, while simultaneously accounting for dust attenuation and gas self-shielding.
In this thesis we investigate how the extreme star formation environment produced by a gas-rich, low-metallicity dwarf galaxy merger can be used as a proxy for the turbulent star formation conditions present in the high-redshift Universe. Specifically, we follow the formation of a population of young star clusters during the interactions of dwarf galaxies. We show that the star cluster formation proceeds most efficiently during the starburst phase. Young star clusters are, however, already present with an observationally consistent power-law mass function after the first pericentric passage. We take special interest in the formation and early evolution of the three most massive star clusters, which form hierarchically during the most intense starburst. These objects are shown to evolve in terms of their sizes and surface mass densities to resemble the present-day globular clusters observed in the Local Group.
Another simulation, specifically set up to reproduce the observed properties of the Antennae galaxy merger (NGC 4038/4039), is in turn used to study the spatially extended star formation during a disk galaxy merger. The simulation output is post-processed using radiative transfer and the results are reduced with observational data analysis methods. We compare the spatial star formation properties and the metallicity distribution to the observed present-day Antennae. We further follow the enrichment of the interstellar medium through stellar winds and supernovae, and show how the merger remnant evolves into a red and dead elliptical galaxy. We continue simulating the Antennae merger for a prolonged period of time after the coalescence of the galactic disks, and use the surface brightness and kinematic properties of the simulated remnant to search for an observational counterpart to the possible future fate of the present-day Antennae galaxies.
The outputs of our numerical simulations are used as well to discern how long a period a galaxy merger can be identified in optical images of observed mergers, and the results are used in building a comprehensive picture of the origin of post-starburst galaxies. Finally, we show how the supermassive black holes, found in the centres of all massive early-type galaxies, end in binaries at the centres of merger remnants of elliptical galaxies. The binaries scour the galactic centres while producing cored surface brightness profiles often observed in ellipticals, and coalesce as a result of gravitational wave driven binary evolution.Galaksienväliset vuorovaikutukset ja yhteentörmäykset ovat vaikuttavimpia astrofysikaalisia ilmiöitä, jotka aiheuttavat galakseissa morfologisia muodonmuutoksia niiden kehittyessä. Galaktiset vuorovaikutukset edistävät tähtien syntyä, kun tähtienvälinen kaasu puristuu vuorovesivoimien, paine-erojen ja shokkirintamien johdosta. Tähtien syntyä puolestaan rajoittavat monet galaksien sisäiset prosessit kuten kuumien, massiivisten nuorten tähtien ultraviolettisäteily ja energeettiset supernovat. Tähtien elämänkaareen kytketyn tähtienvälisen kaasun termodynaamiset prosessit ovatkin monen käynnissä olevan havaitsevan ja numeerisen tähtitieteen tutkimushankkeen keskiössä. Merkittävät teknologiset edistysaskeleet ovat viime vuosikymmeninä auttaneet luomaan yleiskuvan galaksien synnyn ja kehityksen eri vaiheista, mutta prosessin astrofysikaalinen ymmärrys on vielä paikoittain keskeneräinen.
Tutkimme galaksien evoluutiota hydrodynaamisten simulaatioiden avulla. Käytämme viimeisimpiä simulaatio- ja datankäsittelymetodeja, sekä havaitsevan tähtitieteen data-analyysityökaluja. Tutkimamme simulaatiot koostuvat laajasta valikoimasta alkuehtoja kaasurikkaista kääpiögalakseista Linnunradan kaltaisten kiekkogalaksien kautta suurimpiin, supermassiivisia mustia aukkoja sisältäviin ellipsigalakseihin. Käyttämämme simulaatiometodologia sisältää hienostuneimpia astrofysikaalisia malleja joita galaksiskaalan simulaatioihin tänä päivänä hyödynnetään. Tähtiä synnyttävän kaasun jäähtymistä mallinnetaan yksityiskohtaisesti kemiallisten reaktioiden verkoston avulla, ja vastasyntyneiden tähtien massaresoluutio yltää jopa yksittäisten massiivisten tähtien tasolle. Mallinnamme myös yksittäisten tähtien muodostamaa paikka- ja aikariippuvaista tähtienvälistä säteilykenttää ottaen samalla huomioon pölyn ja kaasun säteilyn kulkuun vaikuttavat ominaisuudet.
Tässä väitöskirjassa tutkimme kuinka runsaskaasuisten, matalametallipitoisten kääpiögalaksien törmäyksessä syntyvää äärimmäistä tähtiensynty-ympäristöä voidaan käyttää nuoressa maailmankaikkeudessa vallinneiden turbulenttien tähtiensyntyolosuhteiden jäljittelyyn. Tarkemmin sanoen, tutkimme nuorten tähtijoukkopopulaatioiden syntyä kääpiögalaksien yhteentörmäyksissä. Osoitamme kuinka nuorten tähtijoukkojen synty tapahtuu tehokkaimmin tähtiryöppyvaiheen aikana. Nuoria tähtijoukkoja syntyy kuitenkin jo ensimmäisen lähiohituksen aikana, ja tähtijoukkojen massajakauma vastaa havaittujen tähtijoukkojen jakaumaa koko vuorovaikutusprosessin ajan. Keskitymme erityisesti kolmen massiivisimman, hierarkisesti kasautuvan tähtijoukon syntyyn ja kehitykseen. Näytämme kuinka nämä tähtijoukot kehittyvät kokojensa ja pintatiheyksiensä perusteella nykypäivänä paikallisessa galaksijoukossa havaittujen pallomaisten tähtijoukkojen kaltaisiksi kohteiksi.
Toista keskeisimmistä simulaatioistamme, jonka tarkoitus on ollut alusta alkaen tuottaa mahdollisimman tarkka mallinnus havaitusta Antennae-galaksitörmäyksestä (Tuntosarvigalaksi, NGC 4038/4039), käytetään galaksitörmäyksen aikaisen laaja-alaisen tähtiensynnyn tutkimiseen. Simulaatiotuotokset käsitellään säteilynkuljetustekniikalla ja tulokset käsitellään havaitsevan tähtitieteen data-analyysimetodeilla. Vertailemme tähtiensynty- ja metallisuusominausuuksia havaitun Antennaen vastaaviin ominaisuuksiin. Seuraamme tähtienvälisen kaasun tähtituulien ja supernovien aiheuttamaa kemiallista rikastumista, ja näytämme kuinka galaksitörmäyksen jäännös kehittyy kuolleeksi punaiseksi ellipsigalaksiksi. Simuloimme Antennae-galakseja miljardeja vuosia galaksikiekkojen yhteensulautumisen jälkeen, ja käytämme lopputuloksen pintakirkkaus- ja nopeusprofiileja etsiäksemme nykypäivän ellipsigalakseista kandidaattia Antennae-galaksien tulevalle kohtalolle.
Simulaatiolopputuloksia käytetään myös galaksitörmäysten havaittavissa olevien ominaisuuksien himmenemisen arviointiin, ja tähtiryöppygalaksien jatkokehityksen kokonaiskuvan rakentamiseen. Lopuksi näytämme myös kuinka supermassiiviset mustat aukot, joita löytyy kaikkien massiivisten ellipsigalaksien keskustoista, päätyvät kaksoisaukoiksi törmäyksissä muodostuneiden ellipsigalaksien keskustoihin. Kaksoisaukot tyhjentävät törmäysjäännösten keskustoja tähdistä tuottaen havaittujen galaksien odottamattoman himmeät keskusvaloprofiilit, ja sulautuvat yhteen säteillen voimakkaasti gravitaatioaaltoja
