Study of the recent interaction history of the Andromeda Galaxy (M31) through a gas-rich major (1:4) merger simulation

Abstract

The Andromeda galaxy (M31) is our nearest massive spiral and the most massive member of the Local Group. Alongside our Milky Way (MW), M31 serves as a cornerstone for our understanding of galaxy formation and evolution and a primary laboratory for near-field cosmology. Pronounced stellar substructures in its inner halo, a widespread disc star formation burst in its recent (2−3 Gyr ago) past, and a kinematically hot thick disc all point to a gas-rich, major merger event. This formation pathway stands in sharp contrast to the MW, which has experienced a relatively quiescent merger history over the past ∼10 Gyr. Consequently, the MW serves as a paradigm for secularly evolved massive spirals that accumulated the majority of their mass budget early in cosmic time. On the contrary, M31 is a prime, nearby laboratory for the more statistically representative case of a merger-transformed spiral with a prolonged, active accretion history. Together, they offer a complementary view of hierarchical galaxy formation and evolution.Hammer et al. (2018) proposed a gas-rich major merger (1:4) between two disc galaxies that reproduces most of the intricate features of M31’s disc and inner halo. This thesis employs their highest-resolution simulation run to investigate: (i) the structural and chemodynamical properties of M31’s inner halo substructures; and (ii) the merger-driven evolution of its stellar disc outskirts. Chapter 2 introduces the major merger simulation used to model the evolution of M31. I delineate the morphology of the merger remnant, focusing on the resulting spatial distribution of main and secondary particles. The initial metallicity content of the stellar and gaseous discs of the model is a free parameter. I assign an initial metal content to each particle at the beginning of the σimulation using constraints from: (i) the stellar mass-metallicity relation and metallicity gradients from observed and simulated galaxies; and (ii) the oxygen abundances of M31 disc planetary nebulae. Accounting for the subsequent chemical enrichment of each particle (prescribed in the model), I compute the final metallicity value for every stellar and gaseous particle at the final snapshot (z=0). The ensuing metallicity gradient of the remnant disc (as a function of the disc’s effective radius) is subsequently compared against observed M31 disc metallicity gradients, probed from various stellar tracers. The modelled gradients for old and young stars bracket the observed values. Chapter 3 presents a morphological and chemodynamical investigation of M31’s inner halo substructures, focusing on the 3-dimensional structure of the Giant Stellar Stream (GSS) and the northeast (NE) and western (W) shelves within the modelled remnant. This analysis reveals a complex morphology in which multiple distinct components jointly form each main inner halo substructure. To isolate these components, I apply the DBSCAN clustering algorithm to group particles within each sub-component, enabling a direct comparison between the modelled phase space diagrams (projected radius versus line-of-sight velocity) and newly acquired data from the Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI). This comparison demonstrates that the phase space ridges, wedges, and chevrons observed in resolved stellar populations of the inner halo are successfully reproduced by the modelled stars. The multi-component nature of the modelled substructures naturally explains the distinct phase space features reported by DESI. Furthermore, the model’s average metallicity, line-of-sight distance, and projected distances for the GSS, NE, and W shelves show strong agreement with observations. Notably, the observed metallicity gradient along the GSS, which features a clear peak at a projected distance of 40–50 kpc, is quantitatively captured by the model. Finally, the model predicts a metallicity dispersion of 0.3–0.5 dex. This is consistent with the widths of spectroscopic metallicity distributions, though narrower than the dispersions inferred from photometric measurements. Chapter 4 shifts the focus to M31’s merger-transformed stellar disc. The outer portion of M31’s stellar disc (at projected radii larger than 20 kpc) exhibits disc-like kinematics and contains conspicuous groups of globular clusters (GCs) concentrated in two diametrically opposed regions across the galaxy centre: above the photometric major axis in the south-west and below it in the north-east. The GCs also display a clear prograde rotation signal. In the final product of the major merger simulation, the older stars in the pre-merger progenitor disc are stretched, distorted, and warped in an extended disc structure. In addition to the older disc, a younger disc is rebuilt from cold gas that retained a significant portion of its angular momentum and experienced a post-merger burst of star formation. This young, thinner disc is less extended and kinematically colder than the older, hotter, and thicker disc. While the two discs maintain nearly aligned angular momentum vectors as long as the young disc persists, the older stars exhibit a ∼15◦ drop in inclination (becoming more face-on) and a PA (measured North through East) twist of ∼10◦ (with respect to the inclination and PA of the photometric major axis), both occurring for projected radii larger than 30 kpc. The varying inclination quantitatively agrees with the kinematically inferred spatial configuration of resolved stars in the disc outskirts, while the PA twist accounts for the spatial distribution of the most prominent GC groups at the disc’s edges. I assess the temporal evolution and tidal redistribution resulting from the major merger and find that: (i) a merger-driven vertical displacement for post-merger stars, consistent across all age groups and of the order of ∼5−10 kpc; (ii) a significant radial expansion of M31’s post-merger disc, revealing a complex, twisted, and lopsided outer disc structure quantified by its angular momentum properties. Building upon cumulative evidence pointing to a major merger in M31’s recent past, this thesis provides crucial, independent support for the major merger scenario. By analyzing the chemodynamical properties of M31’s outskirts, I conclude that the GSS is a superposition of multiple stellar loops along the line-of-sight, which naturally account for the distinct kinematically cold components observed within the stream. This tidal debris is shaped by consecutive pericentric passagesof a massive progenitor with a stellar mass ∼10^10 M⊙. The multi-component nature of the GSS, alongside its super-solar metallicities with a wide (∼1 dex) spread, points to a massive progenitor with an extended star formation history rather than a minor ∼10^9 M⊙ satellite. Furthermore, the complex phase space ridges, wedges, and chevrons for the GSS and shelves recently revealed by the DESI survey are successfully reproduced by the major merger model through repeated pericentre passages of the secondary that up-scatter disc stars. This dynamical evolution contrasts sharply with minor accretion models transpiring 1 Gyr ago, which produce a singular phase space feature for, e.g., the GSS, comprising only one leading and one trailing stream. Under the same framework, I demonstrate how a prominent tidal tail forms from pre-merger stars and re-accretes to shape M31’s vast extended disc, successfully matching the observed metallicities, kinematics, and spatial distributions of resolved tracers in the outer regions. These findings show that M31’s most significant accretion event is the primary dynamical driver that shaped the majority of the galaxy’s present-day properties, spanning from its inner halo to its stellar disc. Ultimately, this work highlights the value of the synergy between tailor-made galaxy simulations and large spectroscopic samples of resolved stellar populations. M31 occupies a unique position in extragalactic studies, as it is currently the only massive spiral galaxy for which a high-resolution tailored model of its accretion history can be compared with extensive, homogeneous chemodynamical data on a star-by-star basis. According to Λ Cold Dark Matter cosmology, mergers are a key driver of the evolution of late-type galaxies. M31 therefore provides a nearby case study of a merger-transformed system. By investigating the complex, multi-component nature of its inner halo substructures and the merger-induced warp in its outer disc, this thesis establishes a direct link between M31’s unique accretion history and the distinctive features spanning from its inner halo to its stellar disc.

Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας (M31) είναι ο πλησιέστερος σε εμάς σπειροειδής γαλαξίας μεγάλης μάζας και το πιο μαζικό μέλος της Τοπικής Ομάδας γαλαξιών. Μαζί με τον Γαλαξία μας (MW), ο M31 αποτελεί ακρογωνιαίο λίθο για την κατανόηση της δημιουργίας και της εξέλιξης των γαλαξιών, καθώς και ένα βασικό εργαστήριο για την κοσμολογία του εγγύς πεδίου. Εμφανείς αστρικές δομές στο εσωτερικό της άλω του, μια εκτεταμένη σε όλο τον αστρικό δίσκο έκρηξη αστρικής δημιουργίας κατά το πρόσφατο παρελθόν του (πριν από 2–3 δισεκατομμύρια χρόνια) και ένας κινηματικά θερμός παχύς δίσκος αποτελούν στοιχεία για την ύπαρξη ενός μαζικού γεγονότος συγχώνευσης πλούσιου σε αέριο. Αυτή η πορεία σχηματισμού έρχεται σε έντονη αντίθεση με τον Γαλαξία μας, ο οποίος έχει βιώσει μια σχετικά ήρεμη ιστορία συγχωνεύσεων κατά τα τελευταία ∼10 δισεκατομμύρια χρόνια. Κατά συνέπεια, ο Γαλαξίας μας χρησιμεύει ως πρότυπο για μαζικούς σπειροειδείς γαλαξίες που εξελίχθηκαν χωρίς σημαντικά συμβάντα συγχώνευσης και συγκέντρωσαν το μεγαλύτερο μέρος της μάζας τους νωρίς στην κοσμική ιστορία. Αντίθετα, ο M31 αποτελεί ένα αρχετυπικό, κοντινό εργαστήριο για την –πιο στατιστικά αντιπροσωπευτική– περίπτωση ενός σπειροειδούς γαλαξία που μετασχηματίστηκε μέσω μιας μαζικής συγχώνευσης, με μακρά και ενεργή ιστορία προσαύξησης μάζας. Μαζί, προσφέρουν μια αλληλοσυμπληρωματική εικόνα της ιεραρχικής φύσης της δημιουργίας και της εξέλιξης των γαλαξιών. Οι Hammer et al. (2018) πρότειναν μια μαζική συγχώνευση δύο δισκοειδών γαλαξιών (με λόγο μαζών 1:4) πλούσιων σε αέριο, η οποία αναπαράγει τα περισσότερα από τα περίπλοκα χαρακτηριστικά του δίσκου και του εσωτερικού της άλω του M31. Η παρούσα διατριβή χρησιμοποιεί την προσομοίωση υψηλότερης ανάλυσης που πραγματοποίησαν οι εν λόγω ερευνητές για να διερευνήσει: (i) τις δομικές, χημικές και δυναμικές ιδιότητες των αστρικών δομών της εσωτερικής άλω του M31∙ και (ii) την εξέλιξη των περιφερειακών τμημάτων του αστρικού δίσκου του τα οποία, σε μεγάλο βαθμό, σχηματίστηκαν λόγω του συμβάντος της συγχώνευσης. Στο κεφάλαιο 2 παρουσιάζω την προσομοίωση της μεγάλης συγχώνευσης που χρησιμοποιήθηκε για τη μοντελοποίηση της εξέλιξης του M31. Περιγράφω τη μορφολογία του τελικού γαλαξία, εστιάζοντας στην προκύπτουσα χωρική κατανομή των σωματιδίων του κύριου (πιο μαζικού) και του δευτερεύοντα γαλαξία. Η αρχική περιεκτικότητα σε μέταλλα των αστρικών και αερίων δίσκων του μοντέλου αποτελεί ελεύθερη παράμετρο. Αποδίδω μια αρχική περιεκτικότητα σε μέταλλα σε κάθε σωματίδιο στην αρχή της προσομοίωσης, χρησιμοποιώντας περιορισμούς που προέρχονται από: (i) τη σχέση αστρικής μάζας-μεταλλικότητας και τις κλίσεις μεταλλικότητας από παρατηρούμενους και προσομοιωμένους γαλαξίες∙ και (ii) την περιεκτικότητα σε οξυγόνο πλανητικών νεφελωμάτων του δίσκου του M31. Λαμβάνοντας υπόψη τον επακόλουθο χημικό εμπλουτισμό κάθε σωματιδίου (που ορίζεται από το μοντέλο), υπολογίζω την τελική τιμή μεταλλικότητας για κάθε αστρικό και αέριο σωματίδιο στο τελικό στιγμιότυπο (z=0). Η προκύπτουσα κλίση μεταλλικότητας του τελικού δίσκου (ως συνάρτηση της ακτίνας του) συγκρίνεται στη συνέχεια με τις παρατηρούμενες κλίσεις μεταλλικότητας του δίσκου του M31, οι οποίες έχουν μετρηθεί σε διάφορους αστρικούς πληθυσμούς. Οι προσομοιωμένες κλίσεις για παλιά και νεαρά άστρα είναι σε συμφωνία με τις παρατηρούμενες τιμές. Στο κεφάλαιο 3 παρουσιάζω μια μορφολογική και χημικοδυναμική μελέτη των εσωτερικών δομών της άλω του M31, εστιάζοντας στην τρισδιάστατη δομή του Giant Stellar Stream (GSS) και των northeast (NE) και western (W) shelves όπως αποτυπώνονται στο μοντελοποιημένο, τελικό γαλαξία. Η ανάλυση αυτή αποκαλύπτει μια πολύπλοκη μορφολογία, στην οποία πολλαπλά διακριτά μέρη σχηματίζουν από κοινού τις κύριες δομές που παρατηρούνται στην άλω του. Για να απομονώσω αυτά τα διακριτά μέρη, εφαρμόζω τον αλγόριθμο DBSCAN για να ομαδοποιήσω τα σωματίδια εντός της κάθε αστρικής δομής στην άλω (GSS, NE, W shelves), επιτρέποντας μια άμεση σύγκριση μεταξύ των μοντελοποιημένων διαγραμμάτων στο χώρο των φάσεων (απόσταση από το κέντρο του Μ31 έναντι της ακτινικής ταχύτητας) και των αντίστοιχων διαγραμμάτων που προέκυψαν από πρόσφατες παρατηρήσεις του Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI). Η σύγκριση αυτή καταδεικνύει ότι οι πτυχώσεις, οι σφήνες και τα σφηνοειδή σχήματα του χώρου φάσεων που παρατηρούνται σε διακριτούς αστρικούς πληθυσμούς της εσωτερικής άλω αναπαράγονται επιτυχώς από τα μοντελοποιημένα άστρα. Ο πολυτμηματικός χαρακτήρας των αστρικών δομών που προσομοιώθηκαν εξηγεί τα διακριτά χαρακτηριστικά του χώρου φάσεων που βρέθηκαν από το DESI. Επιπλέον, η μέση μεταλλικότητα του μοντέλου, η ηλιοκεντρική απόσταση και οι προβαλλόμενες αποστάσεις για τα σωματίδια του GSS και των NE και W shelves παρουσιάζουν ισχυρή συμφωνία με τις παρατηρήσεις. Αξίζει να σημειωθεί ότι η παρατηρούμενη κλίση της μεταλλικότητας κατά μήκος του GSS, η οποία παρουσιάζει ένα τοπικό μέγιστο σε απόσταση 40–50 kpc από το κέντρο του γαλαξία, επιβεβαιώνεται ποσοτικά από το μοντέλο. Τέλος, το μοντέλο προβλέπει μια διασπορά της μεταλλικότητας του GSS της τάξης των 0,3–0,5 dex. Αυτό είναι σε συμφωνία με τη παρατηρούμενη διασπορά της μεταλλικότητας στο GSS όπως μετρήθηκε από φασματοσκοπικές παρατηρήσεις, αν και είναι ελαφρώς μικρότερη από τις διασπορές της μεταλλικότητας που προέκυψαν από φωτομετρικές παρατηρήσεις. Στο κεφάλαιο 4 εστιάζω στον αστρικό δίσκο του M31, ο οποίος έχει μετασχηματιστεί λόγω της πρόσφατης συγχώνευσης. Το εξωτερικό τμήμα του αστρικού δίσκου του M31 (σε ακτίνες μεγαλύτερες από 20 kpc) παρουσιάζει κινηματική δίσκου και περιέχει εμφανείς ομάδες σφαιρωτών σμηνών που συγκεντρώνονται σε δύο διαμετρικά αντίθετες περιοχές κατά μήκος του άξονα του γαλαξία: πάνω από τον φωτομετρικό κύριο άξονα στα νοτιοδυτικά και κάτω από αυτόν στα βορειοανατολικά. Αυτά τα σφαιρωτά σμήνη παρουσιάζουν σαφείς ενδείξεις περιστροφής με την ίδια φορά περιστροφής με τον υπόλοιπο δίσκο. Στον τελικό γαλαξία, η κατανομή των παλαιότερων άστρων του πιο μαζικού γαλαξία είναι επιμηκυμένη, παραμορφωμένη και στρεβλωμένη σε μια εκτεταμένη δισκοειδή δομή σε σχέση με την αρχική της μορφή. Εκτός από τον παλαιότερο δίσκο, ένας νεότερος δίσκος δημιουργείται από ψυχρό αέριο που διατήρησε ένα σημαντικό μέρος της στροφορμής του. Από αέριο αυτό προέκυψε μια έκρηξη αστρογένεσης (μετά τη συγχώνευση) δημιουργώνας ένα νεαρότερο σε ηλικία δίσκο. Αυτός ο νεαρός, λεπτότερος δίσκος είναι λιγότερο εκτεταμένος και κινηματικά πιο ψυχρός από τον παλαιότερο, θερμότερο και παχύτερο δίσκο. Ενώ οι δύο δίσκοι διατηρούν σχεδόν παράλληλα διανύσματα στροφορμής για όσο εκτείνεται ο νεαρός δίσκος, τα παλαιότερα άστρα παρουσιάζουν μείωση της κλίσης τους κατά ∼15◦ και στρέψη της γωνίας θέσης (PA, μετρούμενη από Βορρά προς Ανατολή) κατά ∼10◦ (σε σχέση με την κλίση και το PA του φωτομετρικού κύριου άξονα). Kαι τα δύο φαινόμενα εμφανίζονται για ακτίνες μεγαλύτερες από 30 kpc. Η μεταβολή της κλίσης συμφωνεί ποσοτικά με τη χωρική κατανομή των αστέρων στα άκρα του δίσκου, όπως αυτή συνάγεται κινηματικά, ενώ η συστροφή της PA εξηγεί τη χωρική κατανομή των πιο εμφανών ομάδων σφαιρωτών σμήνων στα άκρα του δίσκου. Αξιολογώ τη χρονική εξέλιξη και την παλιρροιακή ανακατανομή που προκύπτουν από τη γαλαξιακή συγχώνευση και διαπιστώνω ότι: (i) υπάρχει μια κατακόρυφη εκτόπιση των άστρων μετά τη συγχώνευση, η οποία οφείλεται σε αυτή και είναι ίδιου μεγέθους (της τάξης των ∼5−10 kpc) σε όλες ηλικιακές ομάδες άστρων του δίσκου∙ και (ii) υπάρχει μια σημαντική ακτινική διαστολή του δίσκου του M31 μετά τη συγχώνευση, η οποία αποκαλύπτει μια πολύπλοκη, στραμμένη και ασύμμετρη δομή του εξωτερικού δίσκου, την οποία ποσοτικοποιώ μέσω της στροφορμής του. Με βάση πολλά στοιχεία που υποδηλώνουν μια μεγάλη συγχώνευση στο πρόσφατο παρελθόν του M31, η παρούσα διατριβή παρέχει σημαντικά, ανεξάρτητα επιχειρήματα υπέρ αυτού του σεναρίου. Αναλύοντας τις χημικοδυναμικές ιδιότητες των περιφερειακών περιοχών του M31, καταλήγω στο συμπέρασμα ότι το GSS αποτελεί μια υπέρθεση πολλαπλών αστρικών βρόγχων, οι οποίοι εξηγούν τις διακριτές, κινηματικά ψυχρές υποομάδες αστέρων που παρατηρούνται εντός του GSS. Αυτές οι βαρυτικά ανακατανεμημένες αστρικές ομάδες συνάγονται κατά τις διαδοχικές διελεύσεις του μαζικού δευτερεύοντα συνοδού γαλαξία με αστρική μάζα ∼10^10 M⊙. Η πολυτμηματική φύση του GSS, σε συνδυασμό με την υψηλή (έως και άνω της ηλιακής) και με ευρεία διασπορά (∼1 dex) μεταλλικότητα των άστρων του, υποδηλώνουν έναν μαζικό πρόγονο γαλαξία με εκτεταμένη ιστορία αστρικής δημιουργίας και όχι έναν μικρό δορυφόρο με μάζα της τάξης ∼10^9 M⊙. Επιπλέον, οι πολύπλοκες μορφές του χώρου φάσεων για το GSS και τα NE και W shelves που αποκαλύφθηκαν πρόσφατα από την έρευνα του DESI αναπαράγονται επιτυχώς από το μοντέλο της μεγάλης συγχώνευσης μέσω επαναλαμβανόμενων διελεύσεων του δευτερεύοντος γαλαξία. Οι διελεύσεις σκεδάζουν κάποια αστέρια του μαζικού γαλαξία και τα μεταφέρουν στο εσωτερικό τμήμα της άλω του. Αυτή η δυναμική εξέλιξη έρχεται σε έντονη αντίθεση με τα μοντέλα μικρής συσσώρευσης (που λαμβάνουν χώρα περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια πριν), τα οποία παράγουν ένα και μοναδικό χαρακτηριστικό στο χώρο φάσεων της κάθε αστρικής δομής. Για παράδειγμα, στα μοντέλα αυτά το GSS αποτελεί ένα και μοναδικό αστρικό ρεύμα. Στο ίδιο πλαίσιο, καταδεικνύω πώς μια εμφανής παλιρροιακή αστρική δομή σχηματίζεται από αστέρια που προϋπήρχαν της συγχώνευσης και επιστρέφει για να διαμορφώσει τον εκτεταμένο δίσκο του M31, επιβεβαιώνοντας επιτυχώς τις παρατηρούμενες μεταλλικότητες, την κινηματική και τις χωρικές κατανομές αστεριών στις εξωτερικές του περιοχές. Αυτά τα ευρήματα δείχνουν ότι το σημαντικότερο γεγονός συσσώρευσης του M31 αποτελεί τον κύριο δυναμικό παράγοντα που διαμόρφωσε το μεγαλύτερο μέρος των σημερινών ιδιοτήτων του γαλαξία, από το εσωτερικό της άλω του έως τον αστρικό του δίσκο. Εν κατακλείδι, η παρούσα εργασία αναδεικνύει και την αξία της συνέργειας μεταξύ εξατομικευμένων στον εκάστοτε γαλαξία προσομοιώσεων και μεγάλων φασματοσκοπικών δειγμάτων διακριτών άστρων. Ο M31 κατέχει μοναδική θέση στις εξωγαλαξιακές μελέτες, καθώς αποτελεί επί του παρόντος τον μοναδικό μαζικό σπειροειδή γαλαξία για τον οποίο ένα εξατομικευμένο μοντέλο υψηλής ανάλυσης της ιστορίας συσσώρευσής του μπορεί να συγκριθεί με εκτεταμένα, ομοιογενή χημικοδυναμικά δεδομένα για ξεχωριστά αστέρια του. Σύμφωνα με το πρότυπο ΛCDM, οι συγχωνεύσεις αποτελούν βασικό παράγοντα της εξέλιξης των δισκοειδών γαλαξιών. Ως εκ τούτου, ο M31 αποτελεί μια κοντινή περίπτωση μελέτης ενός συστήματος που έχει μετασχηματιστεί από μία γαλαξιακή συγχώνευση. Με τη διερεύνηση της πολύπλοκης, πολυτμηματικής φύσης των υποδομών της εσώτερης άλω του και της παραμόρφωσης που προκλήθηκε από τη συγχώνευση στα εξωτερικά τμήματα του δίσκου του, η παρούσα διατριβή καθιερώνει μια άμεση σύνδεση μεταξύ του μοναδικού ιστορικού συσσώρευσης του M31 και των διακριτικών χαρακτηριστικών που εκτείνονται από την εσωτερική του άλω έως τον αστρικό του δίσκο.