Einleitung
Vergleicht man frühe Photographien von Galaxien mit modernen Aufnahmen, so könnte man zu dem Schluß gelangen, daß es sich um statische Gebilde handelt, die keinerlei Entwicklung unterworfen sind. Tatsächlich gibt es jedoch eine Entwicklung, die aber auf Zeitskalen abläuft, die es uns unmöglich machen, die innnerhalb eines Menschenlebens an einem Objekt zu beobachten. Diese Zeitskalen lassen sich mit Hilfe der physikalschen Gesetzmäßigkeitn, die die Entwicklung bestimmmtn, abschätzen. In der vorliegenden Arbeit wird dies für einige physikalische Prozesse in Kapitel 2.3 geschehen. Intersseisert man sich für die verschiedenen Entwicklungsstadien der Galaxien, so kann man einerseits aus Beobachtungen vieler unterschiedlich alter Objekte das Aussehen der Galaxien in verschiedenen Stadien ihrer Entwicklung rekonstruieren.
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Inhaltsverzeichnis
1 Einleitung
2 Einführung
2.1 Die Milchstraße
2.2 Allgemeines zu Galaxien
2.2.1 Elliptische Galaxien
2.2.2 Spiralgalaxien
2.2.3 Zwerggalaxien
2.3 Zeitskalen stellarer Systeme
2.4 Numerische Simulationsmethoden
2.4.1 Problemstellung
2.4.2 TREE-Code
2.5 Stand der Forschung
3 Simulation isolierter Scheibengalaxien
3.1 Theoretische Grundlagen
3.1.1 Jeans-Theoreme
3.1.2 Das Plummer-Modell
3.1.3 Der Virialsatz
3.1.4 Strukturelle Instabilitäten
3.2 Konstruktion eines Anfangsmodells
3.2.1 Die Bulge-Komponente
3.2.2 Die Halo-Komponente
3.2.3 Die Scheiben-Komponente
3.3 Eigenschaften des Anfangsmodells
3.4 Untersuchung der Stabilität des Anfangsmodells
3.4.1 Isolierte Scheibengalaxie mit dynamischem Halo
3.4.2 Isolierte Scheibengalaxie mit statischem Halo
3.5 Dissipation im TREE-Code
3.5.1 Stoßmechanismus
3.5.2 Dissipative Kühlung und dissipationsinduzierte Heizung
3.5.3 Ablauf der Dissipation
3.6 Andere Anfangsmodelle
3.6.1 Parameterstudie zur Anfangsdicke der Scheibe
4 Das Verschmelzen von Satelliten mit Spiralgalaxien
4.1 Die Anfangskonfiguration
4.1.1 Die isolierte Satellitengalaxie
4.1.2 Positionierung des Satelliten
4.1.3 Übersicht der Modelle mit Satellitenwechselwirkung
4.2 Modell einer Wechselwirkung mit statischem Halo
4.2.1 Dynamische Reibung
4.2.2 Die Auswirkung eines induzierten Drehmomentes
4.2.3 Die Bahn des Satelliten
4.2.4 Der Tidenradius
4.2.5 Entwicklung der Satellitenstruktur
4.2.6 Einfluß der Wechselwirkung auf die Scheibenstruktur
4.3 Modell einer Wechselwirkung mit dynamischem Halo
4.3.1 Einfluß der Wechselwirkung auf die Gasdynamik
4.4 Andere Anfangsmodelle
4.4.1 Modelle mit unterschiedlichen Scheibenstrukturen
4.4.2 Modelle mit unterschiedlichen Satellitenstrukturen
5 Sternentstehung
5.1 Implementierung von Sternentstehung
5.1.1 Sternentstehungskriterium
5.1.2 Durchführung von Sternentstehung
5.2 Diskussion der vorgestellten Methode
5.3 Isolierte Galaxienmodelle mit Sternentstehung
5.4 Satellitenwechselwirkung mit Sternentstehung
5.5 Andere Anfangsmodelle
6 Übersichtstabelle aller Simulationsmodelle
7 Zusammenfassung und Ausblick
8 Anhang
8.1 Erhaltung des Bahndrehimpulses bei Sternentstehung
Zielsetzung & Themen
Die vorliegende Diplomarbeit untersucht mittels numerischer Simulationen die Wechselwirkung unterschiedlich großer Galaxien und deren Einfluss auf die strukturelle Entwicklung der Scheibengalaxien sowie die dadurch induzierte Sternentstehung.
- Entwicklung und Validierung stabiler Anfangsmodelle für isolierte Scheibengalaxien unter Berücksichtigung von Bulge, Scheibe und Halo.
- Analyse der Dynamik bei der Akkretion von Satellitengalaxien, insbesondere der Auswirkungen von dynamischer Reibung und induzierten Drehmomenten.
- Implementierung und Untersuchung von Sternentstehungsprozessen basierend auf dissipativen Gaswolkenkollisionen.
- Vergleich der Simulationsergebnisse mit Beobachtungsdaten von wechselwirkenden Galaxien, insbesondere im Hinblick auf die vertikale Struktur (Skalenhöhe).
Auszug aus dem Buch
3.1 Theoretische Grundlagen
Nach Kapitel 2.3 ist die Relaxationszeit für die Sternkomponente groß gegenüber dem Alter des Universums, so daß die Zweikörperrelaxation vernachlässigt und eine Kontinuumsnäherung eingeführt werden kann. Das Sternsystem ist damit vollständig durch die N-Teilchen-Verteilungsfunktion f(N)(r1, v1, r2, v2, ..., rN, vN, t) charakterisiert. Die zeitliche Entwicklung des Systems wird damit durch die Liouville-Gleichung der klassischen Punktmechanik
df/dt(N)(r1, v1, r2, v2, ..., rN, vN, t) = 0
beschrieben (Stoßterme stehen sonst auf der rechten Seite -> Fokker-Planck-Gleichung). Aus der Liouville-Gleichung leitet sich mit der Unabhängigkeit der Koordinaten der Geschwindigkeiten und der Unabhängigkeit der Kräfte von den Geschwindigkeiten durch Integration über N-1 Positionen und Geschwindigkeiten die stoßfreie Boltzmann-Gleichung für die Ein-Teilchen-Verteilungsfunktion f(r, v, t) ab. Voraussetzung dafür ist, daß keine Korrelationen, wie z.B. in kosmologischen Simulationen oder wenn sich Doppelsterne im System befinden sollen, berücksichtigt werden müssen.
Zusammenfassung der Kapitel
Kapitel 1: Einleitung zur Motivation der Arbeit, die sich mit der Dynamik und Entwicklung von Galaxien unter dem Einfluss von Wechselwirkungen befasst.
Kapitel 2: Einführung in die Grundlagen der Galaxienstruktur, Zeitskalen und numerische Simulationsmethoden sowie einen Überblick über den Stand der Forschung.
Kapitel 3: Detaillierte Beschreibung der Konstruktion, Stabilität und Dissipationsprozesse von isolierten Scheibengalaxien-Modellen.
Kapitel 4: Untersuchung der Wechselwirkungsprozesse zwischen einer Scheibengalaxie und einem akkretierenden Satelliten, einschließlich dynamischer Reibung und struktureller Veränderungen.
Kapitel 5: Implementierung und Analyse von Sternentstehungsprozessen innerhalb der Simulationsmodelle und deren Auswirkungen auf die Galaxiendynamik.
Kapitel 6: Übersichtstabelle aller in der Arbeit verwendeten Simulationsmodelle zur schnellen Referenz.
Kapitel 7: Zusammenfassende Darstellung der Ergebnisse und ein Ausblick auf weiterführende Fragestellungen.
Kapitel 8: Anhang mit mathematischen Herleitungen zur Erhaltung des Bahndrehimpulses bei Sternentstehungsprozessen.
Schlüsselwörter
Galaxienentwicklung, Scheibengalaxien, Satellitengalaxien, Wechselwirkung, Dynamische Reibung, Sternentstehung, N-Teilchen-Simulation, TREE-Code, Skalenhöhe, Dissipation, Virialsatz, Jeans-Theoreme, Sternsysteme, Dunkle Materie, Galaxiendynamik
Häufig gestellte Fragen
Worum geht es in dieser Diplomarbeit grundsätzlich?
Die Arbeit untersucht die physikalischen Prozesse, die bei der Wechselwirkung von Galaxien unterschiedlicher Masse auftreten, insbesondere die Akkretion von Satellitengalaxien und die daraus resultierende Sternentstehung.
Was sind die zentralen Themenfelder der Arbeit?
Die Schwerpunkte liegen auf der numerischen Simulation von Galaxienstrukturen, der Analyse von Stabilitätskriterien, dem Prozess der dynamischen Reibung sowie der Modellierung dissipativer Gasprozesse und der Sternbildung.
Was ist das primäre Ziel oder die Forschungsfrage?
Das Ziel ist es, die Entwicklung von Scheibengalaxien durch die Interaktion mit Satelliten und interstellarem Gas zu verstehen und zu modellieren, wie diese Interaktionen die vertikale Struktur (Skalenhöhe) und die Sternentstehungsrate beeinflussen.
Welche wissenschaftliche Methode wird verwendet?
Es werden N-Teilchen-Simulationen eingesetzt, wobei spezifisch die sogenannte TREE-Methode verwendet wird, um die gravitativen Kräfte effizient zu berechnen.
Was wird im Hauptteil der Arbeit behandelt?
Der Hauptteil gliedert sich in die Konstruktion und Stabilitätsprüfung isolierter Galaxienmodelle, die Simulation von Verschmelzungsprozessen mit Satelliten unter verschiedenen Bedingungen sowie die Implementierung und Analyse von Sternentstehungsalgorithmen.
Welche Schlüsselwörter charakterisieren die Arbeit?
Wichtige Begriffe sind unter anderem Galaxienentwicklung, dynamische Reibung, Sternentstehung, N-Teilchen-Simulation, TREE-Code und Scheibengalaxien.
Wie unterscheidet sich ein dynamischer Halo von einem statischen in den Simulationen?
Ein dynamischer Halo besteht aus Testteilchen, die auf die Bewegungen des Satelliten reagieren können, während ein statischer Halo ein festes Potential darstellt, das keine direkte Wechselwirkung mit dem Satelliten im Sinne eines Impulsaustausches zulässt.
Was ist die Bedeutung der Skalenhöhe im Kontext der Arbeit?
Die Skalenhöhe ist ein Indikator für die vertikale Ausdehnung der Galaxienscheibe; die Arbeit zeigt, dass Akkretionsprozesse zu einer signifikanten "Heizung" der Scheibe führen, was sich in einer Zunahme dieser Höhe äußert.
- Quote paper
- Jan-Uwe Ness (Author), 1998, Wechselwirkung unterschiedlich großer Galaxien und dadurch induzierte Sternentstehung, Munich, GRIN Verlag, https://www.grin.com/document/60
