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Abstract

Gas is everywhere throughout the Universe, from the gas between galaxies, the intergalactic medium (IGM), to the gas surrounding a galaxy, the circumgalactic medium (CGM), to the gas within a galaxy, the interstellar medium (ISM). According to the standard paradigm, galaxies form at the centers of dark matter halos out of gas that cools from the otherwise hot gaseous atmospheres around them. In turn, the latter are influenced by accreting material from the IGM, by outflowing gas due to feedback, and by infalling satellite galaxies.

In this thesis, I investigate the complex relationship between satellite galaxies and the multiphase host halo gas using the cosmological magneto-hydrodynamical simulations TNG-Cluster and TNG50, the highest-resolution simulation from the IllustrisTNG suite. These simulations provide an unparalleled combination of resolution and sample size, coupled with a well-validated galaxy formation model, enabling several novel insights.

First, in TNG-Cluster, I affirm that massive cluster satellites, with masses similar to or larger than the Milky Way, are capable of retaining their own hot, X-ray-emitting gaseous atmospheres. These atmospheres should be statistically detectable with current and upcoming X-ray surveys and instruments. In contrast, for less massive satellites in smaller groups and clusters, I demonstrate that the ram pressure tails observed in TNG50 ``jellyfish" galaxies originate from the satellite’s interstellar medium. As this cool, metal-enriched gas is stripped from the jellyfish galaxies, it is deposited into the host halo. Consequently, satellites contribute more cool gas to galaxy groups and clusters than is present in them today.

Furthermore, I demonstrate that across cosmic time, the mass of the cool intracluster medium in cluster progenitors correlates with the number of gaseous satellites, affirming that satellites are a legitimate source of cool halo gas, according to TNG. Moreover, I illustrate the complex evolution of the cool intracluster medium, considering interconnected processes such as gas accretion from the intergalactic medium, gas heating and cooling, satellite stripping, star formation, and, most importantly, feedback from the central supermassive black hole. In TNG-Cluster, the total mass of the cool-phase intracluster medium unambiguously decreases since z~1-4, over the past ~10-12 billion years, just after the onset of strong, kinetic-mode feedback from the central supermassive black hole.

These novel results challenge long-standing ideas about the evolution of both satellite and central galaxies, offering fresh insights into the role of environmental effects and feedback processes. I propose specific observational tests to validate these simulation predictions, providing a clear path for future empirical investigations. Comparing these simulation outcomes with data from current and upcoming surveys will sharpen our understanding of galaxy formation and evolution, ultimately guiding the development of more sophisticated galaxy formation models for next-generation cosmological simulations.

Translation of abstract (German)

Gas ist überall im Universum vorhanden, vom Gas zwischen den Galaxien, dem intergalaktischen Medium (IGM), über das Gas, das eine Galaxie umgibt, dem zirkumgalaktischen Medium (CGM), bis hin zum Gas innerhalb einer Galaxie, dem interstellaren Medium (ISM). Nach dem Standardparadigma bilden sich Galaxien, in den Zentren von Halos aus dunkler Materie, aus Gas, das sich von den ansonsten heißen Gasatmosphären um sie herum abkühlt. Letztere werden wiederum durch akkretierendes Material aus dem IGM, ausströmendes Gas aufgrund von Rückkopplungen und einfallende Satellitengalaxien beeinflusst.

In dieser Arbeit untersuche ich die komplexe Beziehung zwischen Satellitengalaxien und dem mehrphasigen Gas des Wirtshalos mithilfe der kosmologischen magneto-hydrodynamischen Simulationen TNG-Cluster und TNG50, der hochauflösendsten Simulation aus der IllustrisTNG-Suite. Diese Simulationen bieten eine beispiellose Kombination aus Auflösung und Stichprobengröße, gekoppelt mit einem gut validierten Galaxienentstehungsmodell, das mehrere neue Erkenntnisse ermöglicht.

Erstens zeige ich, dass in massereiche Haufensatelliten in TNG-Cluster, die eine ähnliche oder größere Masse als die Milchstraße haben, in der Lage sind, ihre eigenen heißen, Röntgenstrahlen emittierenden Gasatmosphären zu behalten. Diese Atmosphären sollten mit aktuellen und zukünftigen Röntgendurchmusterungen und Instrumenten statistisch nachweisbar sein. Im Gegensatz dazu zeige ich für weniger massereiche Satelliten in kleineren Gruppen und Haufen, dass die in TNG50-Quallengalaxien beobachteten Staudruckschweife aus dem interstellaren Medium der Satelliten stammen. Wenn dieses kühle, metallangereicherte Gas aus den Quallengalaxien entfernt wird, lagert es sich im Wirtshalo ab. Folglich tragen die Satelliten mehr kühles Gas zu den Galaxiengruppen und -haufen bei, als heute in ihnen vorhanden ist.

Zweitens zeige ich, dass über die kosmische Zeit hinweg die Masse des kühlen Intraclustermediums in den Vorläufern von Sternhaufen mit der Anzahl der Gassatelliten korreliert, was bestätigt, dass Satelliten gemäß TNG eine legitime Quelle für kühles Halo-Gas sind. Darüber hinaus veranschauliche ich die komplexe Entwicklung des kühlen Haufenmediums, indem ich miteinander verbundene Prozesse wie Gasakkretion aus dem intergalaktischen Medium, Gaserwärmung und -abkühlung, Satellitenstripping, Sternentstehung und vor allem die Rückkopplung durch das zentrale supermassereiche Schwarze Loch berücksichtige. In TNG-Cluster nimmt die Gesamtmasse des Intraclustermediums in der kühlen Phase seit z~2-4 eindeutig ab, und zwar über die letzten ~10-12 Milliarden Jahre, unmittelbar nach dem Beginn der starken kinetischen Rückkopplung durch das zentrale supermassereiche Schwarze Loch.

Diese neuen Ergebnisse stellen langjährige Vorstellungen über die Entwicklung von Satelliten- und Zentralgalaxien in Frage und bieten neue Erkenntnisse über die Rolle von Umwelteinflüssen und Rückkopplungsprozessen. Ich schlage spezifische Beobachtungstests vor, um diese Simulationsvorhersagen zu validieren und einen klaren Weg für zukünftige empirische Untersuchungen aufzuzeigen. Der Vergleich dieser Simulationsergebnisse mit Daten aus aktuellen und zukünftigen Durchmusterungen wird unser Verständnis von Galaxienentstehung und -entwicklung schärfen und letztlich die Entwicklung anspruchsvollerer Galaxienentstehungsmodelle für kosmologische Simulationen der nächsten Generation anleiten.