Supermassive black holes, star clusters, and stellar discs in galactic nuclei

In this thesis we investigated the structures of the central regions of galaxies. This was done by characterising some aspects of the central massive objects (CMOs) found to live in the galactic nuclei, such as studying the possible formation scenarios, stellar properties and scaling relations using a variety of methods. In Chapter 1 we highlighted the importance of understanding the physical properties of CMOs in galaxies by exploring their possible connection with the host galaxies. We reviewed the previous works on the properties, formations scenarios, and scaling relations of supermassive black holes (SBHs), nuclear star clusters (NSCs), and nuclear stellar discs (NSDs) which reside in galactic nuclei. SBHs are believed to be the cause of the past or present activity of the galaxies. The masses of the SBHs range between 10^6 and 10^10 M_⊙ and can be measured with several methods. SBHs are found to correlate with several properties of their host galaxy and their formation is still unclear. NSCs are commonly found in the centres of both elliptical and disc galaxies. They are very massive (M_NSC∼ 10^5 − 10^8 M_⊙), very compact (r_e ∼ 5 pc), and very bright (−14 < M_I < −10). They can have multiple stellar populations, possessing both an old spheroidal component and a younger elongated disc or ring component. The mass of NSCs tightly correlates with the total mass of the galaxy, but several other correlations have been proposed to link the properties of the NSCs with those of the host galaxy. A combined scenario where star formation occurs in the centre of galaxies after dissipation processes and mass accretes via the mergers of globular clusters seems the more plausible way to form NSCs. NSDs are small (h ∼ 10 − 50 pc) and bright (μ_0,V ∼ 16 − 19 mag arcsec^(−2^) discs. They never dominate the light distribution of the galactic nuclei, and locally contribute at most half the galaxy surface brightness. They are fragile systems and do not survive a major merger. Their stellar population has been studied in details in only a few objects, showing a variety of phenomena. NSDs follow the same relation between the central face-on surface-brightness and the scalelength as the main discs of lenticular and spiral galaxies and embedded discs of early-type galaxies. No other relation was found with the properties of the host galaxy. The external capture or the secular infall of gas into the centre where it accumulates, dissipates and forms stars are the most studied scenarios to form NSDs. SBHs, NSCs, and NSDs have been observed to coexist in some galaxies, rising the question whether they are incarnations of the same object and share a common formation scenario. Then in Chapter 2 we investigated the formation and properties of NSDs by looking for their presence in a set of N−body simulations studying the dissipationless merging of multiple star clusters in galactic nuclei. A few tens of star clusters with sizes and masses comparable to those of globular clusters observed in the Milky Way are accreted onto a pre-existing nuclear stellar component: either a massive super star cluster or a rapidly rotating, compact disc with a scalelength of a few parsecs, mimicking the variety of observed nuclear structures. Images and kinematic maps of the simulation time-steps were then built and analysed as if they were real and at the distance of the Virgo cluster. We used the Scorza-Bender method to search for the presence of disc structures via photometric decomposition. In one case the merger remnant had all the observed photometric and kinematic properties of NSDs observed in real galaxies. This shows that current observations are consistent with most of the NSD mass being assembled from the migration and accretion of star clusters into the galactic centre. In the other simulation instead, we detected an elongated structure from the unsharp masked image, that does not develop the photometric or kinematic signature of an NSD. Thus, in the context of searches for a disc structure, the Scorza-Bender method is a robust and necessary tool. In Chapter 3 we investigated the structure and properties of the stellar population of the nuclear regions of the interacting SB0 galaxy NGC 1023 through a detailed analysis of archival Hubble Space Telescope (HST) imaging and ground-based integral-field spectroscopy. The stars of the nuclear disc are remarkably younger and more metal-rich with respect to the host bulge. These findings support a scenario in which the nuclear disc is the end result of star formation in gas piled up in the galaxy centre. The gas can be of either internal or external origin, i.e. from either the main disc of NGC 1023 or the nearby interacting satellite NGC 1023A. The dissipationless formation from already formed stars through the migration and accretion of star clusters into the galactic centre is rejected. In Chapter 4 we presented a dynamical analysis aimed at constraining the mass of the CMOs in the lenticular galaxy NGC 383 at a distance of 63.4 Mpc. The central stellar velocity dispersion is consistent with a putative SBHwith a mass of 5.8 x 10^8 M_⊙. We presented archival HST imaging and spectroscopic observations obtained with the Wide Field and Planetary Camera 2 mounting the F814W filter and the Space Telescope Imaging Spectrograph using the G570M grism, respectively. The data provide detailed information on the structure and mass profile of the stellar component, the dust optical depth, and the spatial distribution and kinematics of the ionised gas within the innermost region of the galaxy. Dynamical models, which account for the observed stellar mass profile and include the contribution of a NSC and a central SBH, were constructed to reproduce the kinematics derived from the [N II]λ6583 emission line along three slit positions crossing the nucleus and parallel to the galaxy major axis. A secure SBH detection with a mass of 8.5 (+1.8 -1.3) x 10^8 M_⊙ was obtained when a single CMO is considered. If we account for the presence of the NSC, then the masses of the SBH and NSC were 6.0 (+1.8 -1.2) x 10^8 M_⊙ and M_NSC = 8.9 (+5.0 - 3.9) x10^7 M_⊙, respectively. Both are consistent with the scaling relations linking the mass of CMOs with the properties of their host galaxy. These measurements prove that SBHs can coexist with NSCs and represent an important step forward in the characterisation of CMOs. The main conclusions of this thesis can be summarised as follows: 1) NSDs can form via accretion events, but a certain amount of gas is necessary; 2) the young stellar population of the NSD of NGC 1023 suggests a formation via gas dissipation; 3) a SBH and a NSD coexist in NGC 383 and follow different scaling relations with the host galaxy. For the first time we were able to disentangle simultaneously the mass of both the CMOs using dynamical modelling.

La tesi è dedicata allo studio della struttura delle regioni centrali delle galassie. Attraverso metodi differenti si è proceduto a caratterizzare alcuni aspetti degli oggetti centrali massicci (CMO) che risiedono nei nuclei galattici investigando, ad esempio, i loro possibili scenari di formazione, le proprietà delle loro popolazioni stellari e le relazioni che li legano all’intera galassia. Nel primo capitolo si è evidenziata l’importanza di capire le proprietà fisiche dei CMO riassumendo i risultati degli studi precedenti in cui si discutono gli scenari di formazione, le relazioni di scala e le proprietà dei buchi neri supermassicci (SBH), degli ammassi stellari nucleari (NSC) e dei dischi stellari nucleari (NSD) che costituiscono gli oggetti massicci centrali conosciuti fino ad oggi. La massa dei SBH è compresa nell’intervallo tra 10^6 e 10^(10) masse solari e si può misurare in diversi modi. Si pensa che essi risiedano in tutte le galassie, alle quali sono legate mediante una serie di relazioni. Per questo motivo è plausibile che abbiano formazione ed evoluzione comuni. Tuttavia gli scenari proposti rimangono incerti. I NSC sono, invece, oggetti massicci (M_NSC∼ 10^5 −10^8 masse solari), molto compatti (r_e ∼ 5 pc) e molto brillanti (−14 < M_I < −10). Essi possono essere costituiti da popolazioni stellari multiple, ossia possono avere una componente vecchia di forma sferoidale ed una componente giovane a forma di disco o ad anello. La loro massa e la loro luminosità sono correlate a varie proprietà della galassia che li ospita. Lo scenario di formazione piu' plausibile sembra essere quello in cui il gas migra verso il centro della galassia, dove ha luogo la formazione stellare. Accanto a questi processi dissipativi, la loro massa può aumentare tramite eventi di fusione che coinvolgono ammassi globulari. I NSD, invece, sono dischi stellari piccoli (h ∼ 10 − 50 pc) e luminosi (μ_0,V ∼ 16 − 19 mag arcsec^(-2)). Essi contribuiscono al massimo alla metà della luminosità del nucleo e sono sistemi fragili che non sopravvivono ad eventi di fusione galattica. La popolazione stellare, di cui sono costituiti, è stata studiata in dettaglio solo per pochi oggetti e gli esiti hanno mostrato risultati non omogenei. La loro brillanza superficiale centrale è legata al raggio di scala, come mostrano anche i dischi galattici delle spirali o delle galassie lenticolari, o i dischi immersi nelle galassie ellittiche. I NSD sembrano essersi formati dal gas che si è accumulato nel nucleo dalla galassia e che ha cominciato a formare stelle. Tale gas può avere avuto origine interna alla galassia, provenendo da regioni periferiche, oppure può essere stato catturato dall’esterno a seguito di eventi di fusione. SBH, NSC e NSD possono risiedere nello stesso nucleo galattico, che porta a chiedersi se essi siano manifestazioni di uno stesso oggetto e condividano lo stesso scenario di formazione. Nel secondo capitolo della tesi si sono studiate la formazione e le proprietà dei NSD analizzando una serie di simulazioni che studia eventi di fusione non dissipativi di ammassi stellari nei nuclei galattici. Un ammasso stellare massiccio e un disco compatto nucleare vengono fatti accrescere dalla fusione con una decina di ammassi stellari, i quali hanno dimensioni e masse comparabili a quelle degli ammassi globulari osservati nella Via Lattea. In questo modo, le simulazioni riescono a riprodurre strutture che si osservano nei nuclei galattici. Sono, poi, state analizzate le immagini e le mappe cinematiche ricavate come se fossero realmente state osservate alla distanza dell’Ammasso della Vergine e come se avessero caratteristiche simili al nucleo di NGC 4244. Mediante il metodo di Scorza & Bender, si è proceduto alla decomposizione fotometrica delle immagini per ottenere i parametri strutturali degli eventuali NSD. Le simulazioni riguardanti l’accrescimento di ammassi globulari in un disco nucleare pre-esistente hanno mostrato la presenza di un NSD le cui proprietà cinematiche e fotometriche sono in accordo con quelle misurate per i NSD di galassie reali. Ciò è indice del fatto che i NSD possano essere frutto di eventi di fusione che coinvolgono ammassi stellari nei nuclei galattici. Le simulazioni realizzate a partire dalla struttura sferoidale, invece, mostrano un nucleo allungato che presenta caratteristiche dissimili da quelle dei NSD. Ciò evidenzia l’importanza di utilizzare il metodo di Scorza & Bender per verificare la presenza di NSD. Nel terzo capitolo della tesi si è proceduto ad analizzare la struttura e le proprietè della popolazione stellare del nucleo galattico di NGC 1023, una galassia interagente di tipo SB0. A tale scopo è stata condotta un’analisi fotometrica accurata delle immagini d’archivio ottenute con l’Hubble Space Telescope (HST) nonché uno studio spettroscopico dettagliato mediante spettri a campo integrale ottenuti con telescopi da terra. Le stelle del NSD sono significativamente piu' giovani e piu' metalliche rispetto a quelle dello sferoide. Ciò supporta uno scenario in cui il NSD è il risultato della formazione stellare avvenuta con il gas che è stato trasportato nel centro della galassia. Tale gas può avere avuto origine interna o esterna: può, infatti, provenire dal disco galattico di NGC 1023 o dalla galassia satellite NGC 1023A. Le caratteristiche del NSD di NGC 1023 escludono, dunque, un’origine non dissipativa, quale può essere la fusione di ammassi stellari nel nucleo. Il quarto capitolo della tesi è dedicato all’analisi dinamica della galassia di tipo lenticolare NGC 383, che dista 63.4 Mpc, allo scopo di misurare le masse dei CMO che sono presenti nel suo nucleo. La dispersione di velocità centrale di NGC 383 è consistente con una massa del SBH di 5.8 x10^8 masse solari. L’analisi è stata condotta utilizzando le immagini d’archivio ottenute con la camera Wide Field and Planetary Camera 2 e grazie agli spettri ottenuti con lo spettrografo Space Telescope Imaging Spectrograph di HST. Tali dati hanno fornito informazioni dettagliate sulla struttura, il profilo di massa della componente stellare, la profondità ottica delle regioni dominate dalla polvere e la distribuzione spaziale e cinematica del gas ionizzato presente nelle regioni centrali della galassia. Per riprodurre il profilo cinematico che è stato derivato dalla riga di emissione [N II]λ6583 lungo tre aperture parallele all’asse maggiore della galassia e di cui una passante per il centro, sono stati costruiti modelli dinamici che hanno incluso i profili di massa della componente stellare, del NSC e del SBH. Quando si è considerato un unico CMO, si è ottenuta una massa del SBH pari a 8.5 (+1.8 -1.3) x10^8 masse solari. Quando, invece, si è tenuto conto anche della presenza del NSC, si sono ricavate masse pari a 6.0 (+1.8 −1.2) x10^8 masse solari e 8.9 (+5.0 −3.9) x10^7 masse solari per il SBH e il NSC, rispettivamente. In entrambi i casi le masse dei CMO ottenute sono in accordo con le relazioni di scala che le legano ad alcune proprietà dell’intera galassia. Questi risultati costituiscono un importante passo in avanti nel contesto della caratterizzazione dei CMO e provano che i SBH possono coesistere con i NSC in alcune galassie. Le principali conclusioni della tesi possono, quindi, essere riassunte in tre punti: 1) I NSD possono formarsi anche attraverso eventi di fusione, ma una certa quantità di gas è comunque necessaria; 2) NGC 1023 ospita un NSD che ha una popolazione giovane e metallica, frutto di una formazione dovuta a processi dissipativi; 3) un SBH e un NSC coesistono nel nucleo di NGC 383 e seguono relazioni diverse se confrontate con le proprietà della galassia che li ospita. Per la prima volta le masse di questi oggetti sono state misurate in maniera simultanea mediante l’utilizzo di modelli dinamici.