Title: Shell galaxies: kinematical signature of shells, satellite galaxy disruption and dynamical friction Author: Ivana Ebrová Department / Institute: Astronomical Institute of the Academy of Sciences of the Czech Republic Supervisor of the doctoral thesis: RNDr. Bruno Jungwiert, Ph.D., Astronomical Institute of the Academy of Sciences of the Czech Republic Abstract: Stellar shells observed in many giant elliptical and lenticular as well as a few spiral and dwarf galaxies presumably result from radial minor mergers of galaxies. We show that the line-of-sight velocity distribution of the shells has a quadruple-peaked shape. We found simple analytical expressions that connect the positions of the four peaks of the line profile with the mass distribution of the galaxy, namely, the circular velocity at the given shell radius and the propagation velocity of the shell. The analytical expressions were applied to a test-particle simulation of a radial minor merger, and the potential of the simulated host galaxy was successfully recovered. Shell kinematics can thus become an independent tool to determine the content and distribution of dark matter in shell galaxies up to ~100 kpc from the center of the host galaxy. Moreover we investigate the dynamical friction and gradual disruption of the cannibalized galaxy...

One of the most fundamental, yet still unsolved problems in star formation research is addressed by the question "How do high mass stars form?". While most details related to the formation and early evolution of low mass stars are quite well understood today, the basic processes leading to the formation of high mass stars still remain a mystery. There is no doubt that low mass stars like our Sun form via accretion of gas and dust from their natal environment. With respect to the formation of high mass stars theorists currently discuss two possible scenarios controversely: First, similar to stars of lower masses, high mass stars form by continuous (time variable) accretion of large amounts of gas and dust through their circumstellar envelopes and/or disks. Second, high mass stars form by repeated collisions (coalescence) of protostars of lower masses. Both scenarios bear difficulties which impose strong constrains on the final mass of the young star. To find evidences for or against one of these two theoretical models is a challenging task for observers. First, sites of high mass star formation are much more distant than the nearby sites of low mass star formation. Second, high mass stars form and evolve much faster than low mass star. In particular, they contract to main sequence, hydrogen burning temperatures and densities on time scales which are much shorter than typical accretion time scales. Third, as a consequence of the previous point, young high mass stars are usually deeply embedded in their natal environment throughout their (short) pre-main sequence phase. Therefore, high mass protostars are rare, difficult to find and difficult to study. In my thesis I undertake a novel approach to search for and to characterize high mass protostars, by looking into a region where young high mass stars form in the violent neighbourhood of a cluster of early type main sequence stars. The presence of already evolved O type stars provides a wealth of energetic photons and powerful stellar winds which evaporate and disperse the surrounding interstellar medium, thus "lifting the courtains" around nearby young stars at a relatively early evolutionary stage. Such premises are given in the Galactic starburst region NGC 3603. Nevertheless, a large observational effort with different telescopes and instruments -- in particular, taking advantage of the high angular resolution and high sensitivity of near and mid IR instruments available at ESO -- was necessary to achieve the goals of my study. After a basic introduction on the topic of (high mass) star formation in Chapter 1, a short overview of the investigated region NGC 3603 and its importance for both galactic and extragalactic star formation studies is given in Chapter 2. Then, in Chapter 3, I report on a comprehensive investigation of the distribution and kinematics of the molecular gas and dust associated with the NGC 3603 region. In Chapter 4 I thoroughly address the radial extent of the NGC 3603 OB cluster and the spatial distribution of the cluster members. Together with deep Ks band imaging data, a detailed survey of NGC 3603 at mid IR wavelengths allows to search the neighbourhood of the cold molecular gas and dust for sources with intrinsic mid IR excess (Chapter 5). In Chapter 6 I characterize the most prominent sources of NGC 3603 IRS 9 and show that these sources are bona-fide candidates for high mass protostars. Finally, a concise summary as well as an outlook on future prospects in high mass star formation research is given in Chapter 7. / Eines der wichtigsten, nach wie vor ungeloesten Probleme auf dem Forschungsgebiet der Sternentstehung kann durch die einfache Frage "Wie entstehen massereiche Sterne?" zum Ausdruck gebracht werden. Waehrend die Entstehung und fruehe Entwicklung massearmer Sternen bereits in vielen Details gut verstanden ist, sind die grundlegenden Prozesse waehrend der Entstehung massereicher Sterne noch ungeklaert. Es besteht kein Zweifel, dass massearme Sterne wie unsere Sonne durch Akkretion von Gas und Staub aus ihrer Geburtswolke hervorgehen. Seitens der theoretischen Astrophysik werden hinsichtlich der Entstehung massereicher Sterne zwei moegliche Szenarien kontrovers diskutiert. Folgt man dem ersten Modell, so entstehen massereiche Sterne aehnlich wie massearme Sterne, indem sie kontinuierlich (zeitlich variabel) grosse Mengen Gas und Staub ueber ihre zirkumstellaren Huellen und/oder Scheiben akkretieren. Demgegenueber erklaert das zweite Modell die Entstehung massereicher Sterne ueber wiederholt stattfindende Kollisionen von Protosternen geringerer Masse (Koaleszenz). In beide Szenarien begegnet man jedoch Schwierigkeiten physikalischer Natur, die der entgueltigen Masse eines jungen massereichen Sternes eine obere Grenze setzen. Argumente/Beweise fuer oder gegen eines dieser beiden konkurrierenden Modelle zu finden, stellt fuer die beobachtenden Astrophysiker eine grosse Herausforderung dar. Hierfuer gibt es mehrere Gruende: Erstens, die Entstehungsgebiete massereicher Sterne liegen in deutlich groesserer Entfernung als die relativ nahegelegenen Entstehungsgebiete massearmer Sterne. Zweitens, massereiche Sterne entstehen und entwickeln sich viel schneller als massearme Sterne. Insbesonders verlaeuft die Kontraktion zu Temperaturen und Dichten, die denen waehrend des Wasserstoffbrennens auf der Hauptreihe entsprechen, auf Zeitskalen, die deutlich kuerzer sind als typische Zeitskalen fuer die Akkretion von zirkumstellarer Materie. Drittens, und unmittelbare Konsequenz des vorherigen Punktes, junge massereiche Sterne sind gewoehnlich waehrend ihrer gesamten (relativ kurzen) Vorhauptreihenentwicklung tief eingebettet in jene Wolke aus molekularem Gas und Staub, aus der sie selbst entstanden sind. Massereiche Protosterne sind daher sehr selten, schwierig zu entdecken und schwierig zu studieren. In meiner Doktorarbeit unternehme ich einen neuartigen Versuch, massereiche Protosterne zu suchen und zu charakterisieren, indem ich die turbulente Umgebung ein Haufens von fruehen Hauptreihensternen untersuche. Die Praesenz von bereits entwickelten Sternen des Spektraltyps O fuehrt zur Produktion energiereicher Photonen und kraeftiger Sternwinde, welche die umgebende interstellare Materie verdampfen und zerstreuen. Dadurch kann der Blick auf benachbarte junge Sterne zu einem relativ fruehen Zeitpunkt ihrer Entstehung freigegeben werden. Derartige Voraussetzungen finden sich in der galaktischen Starburst-Region NGC 3603. Nichtsdestoweniger bedarf es jedoch eines gewaltigen beobachtungstechnischen Aufwandes mit mehreren Teleskopen und Instrumenten -- insbesondere sind die hohe raeumliche Aufloesung sowie die exzellente Sensitivitaet der fuer die Beobachtungen im nahen und mittleren Infrarot benutzten ESO-Instrumente von entscheidender Bedeutung --, um die gesteckten Ziele meiner Studie zu erreichen. Nach einer grundlegenden Einfuehrung in die Thematik der Entstehung von (massereichen) Sternen in Kapitel 1 wird ein kurzer Ueberblick gegeben ueber die untersuchte Region NGC 3603 sowie ueber ihre Bedeutung fuer Studien zur Sternentstehung sowohl innerhalb als auch ausserhalb unserer Galaxie (Kapitel 2). Anschliessend berichte ich in Kapitel 3 ueber die Ergebnisse einer umfangreichen Untersuchung zur Verteilung und Kinematik des mit der NGC 3603-Region assoziierten molekularen Gases und Staubes. In Kapitel 4 untersuche ich die radiale Ausdehnung des zentralen OB-Sternhaufens und die raeumliche Verteilung seiner Mitgliedssterne. Zusammen mit tiefen Aufnahmen im Ks-Band erlauben detaillierte Beobachtungen bei Wellenlaengen des mittleren Infrarot die Identifizierung von intrinsisch stark geroeteten Quellen in der Nachbarschaft von kaltem, molekularem Gas und Staub (Kapitel 5). In Kapitel 6 werden dann die hellsten dieser Objekte, die Quellen der NGC 3603 IRS 9- Region, genauestens charakterisiert. Es wird gezeigt, dass diese Quellen geeignete Kandidaten fuer massereiche Protosterne darstellen. Zum Schluss fasse ich die erzielten Ergebnisse in Kapitel 7 zusammen und gebe einen Ausblick auf Schwerpunkte zukuenftiger Studien zur Entstehung massereicher Sterne.

Le passé des galaxies est inscrit dans leurs populations stellaires. Les galaxies les plus nombreuses sont les naines elliptiques (dEs), survivantes de la construction hiérarchique des structures. Par conséquent, l’évolution de l’Univers peut être lue dans les populations de ces galaxies. Dans cette thèse, je présente et je valide une méthode efficace et précise pour étudier l’histoire de la formation stellaire et de l’enrichissement en métaux des systèmes stellaires en se servant de spectres intégrés le long de la ligne de visée. La méthode a été testée de manière extensive avec des spectres de 40 amas globulaires Galactiques et elle a été appliquée à un échantillon de 16 galaxies elliptiques naines d’amas et de groupes et à NGC 205. La comparaison entre les mesures des spectres intégrés et celles obtenues au moyen de diagrammes couleur-magnitude et de spectroscopie d’étoiles résolues montrent que: (1) Les mesures de métallicité faites sur des spectres intégrés ont une précision de 0.15 dex; (2) Les modèles spectroscopiques doivent être améliorés afin de prendre en compte les branches horizontales bleues et les vagabonds bleus, mais nous avons résolu ce problème en ajoutant des étoiles bleues ad hoc ; (3) Les différents modèles de spectres de population sont tr`es comparables du moment qu’ils utilisent des grandes bibliothèques stellaires. Encouragée, et rassurée, par les bons résultats j’ai étudié les populations de galaxies observées avec FORS au VLT. Les résultats les plus marquant sont: (1) Les premières étoiles des galaxies naines se sont formées dans l’Univers précoce (elles sont contemporaines des vieilles étoiles des amas globulaires) et la formation des galaxies naines est compatible avec le scenario de down-sizing pour la formation des galaxies. 40% de la masse stellaire des dEs s’est formée avant z=1; (2) les galaxies naines présentent généralement un gradient décroissant de la métallicité du centre vers l’extérieur. La métallicité décroit typiquement de 0.5 dex dans un rayon effectif. Ces gradients existent déjà dans la population vieille. Les simulations numériques les prédisent mais requièrent un temps plus long pour les établir, et les nouvelles observations vont permettre d’améliorer les modèles. L’étude de NGC 205, galaxie du Groupe Local de masse comparable, indique les mêmes caractéristiques, qui donc ne dépendent pas de l’environnement / The past of the galaxies is imprinted in their stellar populations. The most numerous galaxies in the Universe are the dwarf ellipticals (dEs), left-over of the hierarchical mass-assembly. Consequently, the evolution of the Universe can be read from the stellar populations of the dwarf elliptical galaxies. In this thesis I present and validate an accurate and efficient method to study the age and metallicity evolution in stellar systems using spectra integrated along the line-ofsight. It was extensively tested and validated on a library of 40 Galactic globular clusters and applied to a sample of 16 dwarf elliptical galaxies in cluster and group environments and to NGC 205. The comparison between the integrated light measurement and CMD estimates of the clusters age and metallicity shows that : (1) The metallicity estimations of the old stellar populations are accurate up to 0.15 dex ; (2) the models have to be improved to account for the blue-horizontal branchs and the blue stragglers stars, but this problem can be presently solved by adding ad’hoc blue stars to the models ; (3) the different synthesis models give similar results providing large libraries are used for the synthesis. Further, encouraged by the good results, I applied the full spectrum fitting to dwarf elliptical galaxies observed with FORS at the VLT. The most striking results are : (1) The small galaxies start to form stars in the early Universe (at similar ages like the ages of Galactic globular clusters) and their star formation history is in agreement with the down-sizing scenario of galaxy evolution. 40% of the stellar mass of dEs was formed before z=1 ; (2) The dwarf ellipticals have in general decreasing metallicity from the centre by typically 0.5 dex in one halflight radius. These gradients are already present in the old population. The numerical simulations predict them, but need a longer time to construct them. The new observations will allow to improve the models. The study of NGC 205, galaxy of the Local Group of a similar mass, indicate similar characteristics, suggesting that they do not depend on the environment

Heidelberg, Univ., Diss., 2008.

Würzburg, Univ., Diss., 2009.

University, Diss., 2000--München.

Universiẗat, Diss., 2004--Heidelberg.

University, Diss., 2005--Heidelberg.

La caractérisation du champ magnétique interstellaire de notre Galaxie représente un enjeu majeur de l'astrophysique. Une meilleure connaissance de ses propriétés, en particulier de sa structure, constituerait en effet un atout important pour de nombreux domaines de recherche allant de l'étude des rayons cosmiques à la dynamique de la Galaxie en passant par l'évolution du milieu interstellaire et la formation stellaire. Des observations radio récentes ont permis de mettre en évidence des caractéristiques communes dans la structure magnétique de galaxies proches semblables à la Voie Lactée. Lorsque les galaxies sont vues de face, les lignes de champ magnétique forment un motif en spirale proche de celui observé dans le visible. Lorsque les galaxies sont vues par la tranche, les lignes de champ magnétique sont parallèles au plan galactique dans le disque et ont une forme dite en "X" dans le halo. Il est dès lors naturel de se poser la question de la présence d'une telle structure en X dans le halo de notre propre Galaxie. L'objectif du travail que j'ai effectué lors de mes trois années de thèse a consisté à tenter d'apporter des éléments de réponse à cette question. Les difficultés sont principalement de deux ordres : d'une part, notre position, à l'intérieur de la Voie Lactée ne nous permet pas d'avoir une vision globale de sa structure magnétique à grande échelle ; d'autre part, le champ magnétique est inaccessible à une observation directe, il est donc nécessaire de mettre en oeuvre des techniques indirectes estimant certaines des caractéristiques du champ magnétique à partir de l'effet qu'il peut avoir sur une observable donnée. Pour ma part, j'ai basé mon travail sur l'effet de rotation Faraday. J'ai tout d'abord constitué une carte de référence observationnelle de la profondeur Faraday de notre Galaxie associée au champ magnétique à grande échelle. Pour cela, j'ai dû développer un modèle simple de champ magnétique turbulent afin de pouvoir en soustraire sa contribution à la profondeur Faraday de celle du champ magnétique total. J'ai ensuite construit des cartes théoriques de la profondeur Faraday de notre Galaxie basées sur un ensemble de modèles analytiques du champ magnétique à grande échelle compatibles avec différentes contraintes (théoriques et observationnelles) et dépendant d'un nombre raisonnable de paramètres libres. J'ai finalement ajusté les valeurs de ces paramètres au travers d'une laborieuse phase d'optimisation. Mon manuscrit se décompose en quatre chapitres principaux. Au chapitre 1, je présenterai le contexte de mon travail et j'énoncerai divers résultats généraux utiles à mon étude. Au chapitre 2, je passerai en revue l'ensemble des éléments nécessaires à ma modélisation et j'insisterai particulièrement sur le jeu de modèles analytiques de champ magnétique que j'ai utilisés. Au chapitre 3, je décrirai les procédures de simulation et d'optimisation. Au chapitre 4, je présenterai mes résultats. Dans ce dernier chapitre, je dériverai les valeurs des paramètres des différents modèles de champ conduisant au meilleur accord avec les observations, je tâcherai de préciser le rôle de chaque paramètre et son impact sur la carte théorique, et je discuterai les géométries autorisées dans les différents cas. Je montrerai que l'accord modèle-observation est légèrement meilleur avec un champ du halo bisymétrique qu'avec un champ du halo axiisymétrique et que dans le premier cas, un motif en X apparaît naturellement dans les cartes de polarisation alors que le champ magnétique est horizontal dans le second cas. / Characterization of the interstellar magnetic field of our Galaxy is a major challenge for astrophysics. A better understanding of its properties, particularly its structure, would be valuable in many research areas, from cosmic-ray studies to Galactic dynamics and including interstellar medium evolution and star formation. Recent radio observations uncovered common characteristics in the magnetic structure of nearby galaxies similar to the MilkyWay. In face-on galaxies, magnetic field lines appear to form a spiral pattern similar to that observed in the optical. In edge-on galaxies, magnetic field lines appear to be parallel to the galactic plane in the disc and X-shaped in the halo. One may naturally wonder whether such an X-shape structure is also present in the halo of our own Galaxy. The purpose of the work performed during my three years as a Ph.D. student was to try and provide some answers to this question. There are two major difficulties : on one hand, our location within the Milky Way does not mate it to have a global view of its large-scale magnetic structure; on the other hand, the magnetic field is not directly observable, so it is necessary to implement indirect techniques, based on the effect the magnetic field can have on a given observable, to estimate some characteristics of the magnetic field. My own work is based on Faraday rotation. I first built an observational reference map of the Faraday depth of our Galaxy associated with the large-scale magnetic field. To that end, I had to develop a simple model of the turbulent magnetic field in order to substract its contribution to the Galactic Faraday depth from that of the total magnetic field. I then constructed theoretical maps of Galactic Faraday depth based on a set of analytical models of the large-scale magnetic field that are consistent with various (theoretical and observational) constraints and depend on a reasonable number of free parameters. Finally I fitted the values of these parameters through a challenging optimization phase. My manuscript is divided into four main chapters. In Chapter 1, I present the context of my work as well as various general results useful for my study. In Chapter 2 I review all the elements required for my modeling, with emphasis on the set of analytical models used. In Chapter 3, I describe my simulation and optimization procedures. In Chapter 4 I present my results. In this final chapter, I derive the parameter values of the different field models that lead to the best fit to the observations, I try to identify the role of each parameter and its impact on the theoretical map, and I discuss the different geometries allowed in the various cases. Finally, I show that the fit to the observational map is slightly better with a bisymmetric halo field than with an axisymmetric halo field, and that an X-shape pattern in polarization maps naturally arises in the first case whereas the field appears to remain mainly horizontal in the second case.

The presented study gives a comprehensive overview of the theory and the evidence for a systematically varying stellar initial mass function (IMF). Then we focus on the impact of this paradigm change, that is, from the universal invariant IMF to a variable IMF, on galaxy chemical evolution (GCE) studies. For this aim, we developed the first GCE code, GalIMF, that is able to incorporate the empirically calibrated environment-dependent IMF variation theory, the integrated galactic initial mass function (IGIMF) theory. In this theory, the galaxy-wide IMF is calculated by summing all the IMFs in all embedded star clusters which formed throughout the galaxy in 10 Myr time epochs. The GalIMF code recalculates the galaxy-wide IMF at each time step because the integrated galaxy- wide IMF depends on the galactic star formation rate and metallicity. The resulting galaxy-wide IMF and metal abundance evolve with time. Using this code, we examine the chemical evolution of early-type galaxies (ETGs) from dwarf to the most massive. We find that the introduction of the non-canonical IMF affects the best estimation of the galaxy properties such as their mass, star formation history, and star formation efficiency. Moreover, we are able to provide an independent estimation on the stellar formation timescale of galaxies, the...