dc.contributor.advisor | Fricke, Klaus J. Prof. Dr. | de |
dc.contributor.author | Berentzen, Ingo | de |
dc.date.accessioned | 2003-12-15T12:12:03Z | de |
dc.date.accessioned | 2013-01-18T13:41:38Z | de |
dc.date.available | 2013-01-30T23:51:12Z | de |
dc.date.issued | 2003-12-15 | de |
dc.identifier.uri | http://hdl.handle.net/11858/00-1735-0000-0006-B6B9-5 | de |
dc.identifier.uri | http://dx.doi.org/10.53846/goediss-2918 | |
dc.description.abstract | In dieser Arbeit untersuchen wir den Einfluß von
Wechselwirkungen auf die Entwicklung von gas-reichen
Balkengalaxien mit Hilfe von
N-Körper/Smoothed-particle-hydrodynamics
Simulationen.Im ersten Teil untersuchen wir die dynamischen
Effekte bei Wechselwirkungen zwischen einer
Balkengalaxie mit einer kleinen sphärischen
Begleitgalaxie. In diesen Modellen stößt der kleine
Begleiter fast senkrecht durch die Scheibenebene der
größeren Galaxie. Einschlagort und -zeit wurden
bezüglich der Phase des Balkens und der dynamischen
Entwicklung der Scheibe variiert. Es zeigt sich, dass
die Wechselwirkungen zur Entstehung von expandierenden
Ringstrukturen, dezentrierten Balken, Speichen und
anderen Asymmetrien in der Verteilung von Sternen und
Gas führen. Wir beschreiben, wie die Entwicklungen von
Balkenstärke, Rotationsgeschwindigkeit und
Gaseinfallraten durch die Wechselwirkung beeinflußt
werden. Die Ergebnisse werden mit rein stellaren
Simulationen verglichen, um die Rolle der dissipativen
Komponente auf die Entwicklung der Scheibe und des
Balkens während der Wechselwirkung festzustellen.Im zweiten Teil untersuchen wir die Regeneration
stellarer Balken durch Gezeitenwechselwirkungen anhand
rein stellarer Modelle von Scheibengalaxien, sowie von
Modellen, die aus einer stellaren und einer
Gaskomponente bestehen. Wir finden, dass
Wechselwirkungen, die stark genug sind, um den Balken
in den rein stellaren Modellen zu regenerieren, infolge
des induzierten Gaseinfalls in den dissipativen
Modellen nicht zur Regeneration des Balkens führen. Für
die Modelle, in denen der Balken regeneriert werden
konnte, finden wir eine enge Korrelation zwischen der
Stärke und der Rotationsgeschwindigkeit des induzierten
Balkens. Dieser Zusammenhang kann durch eine
signifikante Umverteilung des Drehimpulses in der
Scheibe durch die Wechselwirkung erklärt werden,
ähnlich den Prozessen und Korrelationen, die auch für
isolierte Balkengalaxien gefunden wurden. Des weiteren
zeigen wir, dass die regenerierten Balken ähnliche
dynamische Eigenschaften besitzen wie die in isolierten
Galaxien.Im letzten Teil präsentieren wir eine systematische
Studie über den Einfluß numerischer Effekte auf die
Entwicklung der Rotationsgeschwindigkeit stellarer
Balken in vollständig selbstkonsistenten Simulationen.
Wir zeigen, dass die Entwicklung der
Rotationsgeschwindigkeit sehr empfindlich ist gegenüber
dem intrinsischen numerischen Rauschen der Modelle,
sowie der numerischen Genauigkeit in der Berechnung der
Gravitationskräfte. Durch die Überlagerung beider
Effekte ergibt sich für die Rotationsgeschwindigkeit
eine Ungenauigkeit von bis zu 13 Prozent. Wir folgern,
dass eine höhere Teilchenzahlen und eine höhere
Genaugikeit in der Kraftberechnung für eine hinreichend
zuverlässige Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit
notwendig sind. | de |
dc.format.mimetype | application/pdf | de |
dc.language.iso | eng | de |
dc.rights.uri | http://webdoc.sub.gwdg.de/diss/copyrdiss.htm | de |
dc.title | Interactions with gas-rich barred galaxies | de |
dc.type | doctoralThesis | de |
dc.title.translated | Wechselwirkungen mit gas-reichen Balkengalaxien | de |
dc.contributor.referee | Athanassoula, Evangelie Prof. Dr. | de |
dc.date.examination | 2003-10-10 | de |
dc.description.abstracteng | In this work we study the effects interactions have
on the evolution of gas-rich barred galaxies using
N-body/smoothed-particle-hydrodynamics simulations.In the first part we investigate the dynamical
effects of an interaction between an {\em initially}
barred galaxy and a small spherical companion. In these
models the small companion passes through the disc of
the larger galaxy nearly perpendicular to it"s plane.
The impact position and time are varied with respect to
the phase of the bar and the dynamical evolution of the
disc. We find that the interactions produce expanding
ring structures, offset bars, spokes, and other
asymmetries in the stars and gas. We describe how the
evolution of the bar strength, pattern speed, and gas
inflow rate are affected by the interaction. The
results are compared with pure stellar simulations to
assess the role played by the dissipative component on
the evolution of the disc and bar during the
interaction.In the second part, we study the regeneration of
stellar bars triggered by a tidal interaction, using
numerical simulations of either purely stellar or
stellar+gas disc galaxies. We find that interactions
which are sufficiently strong to regenerate the bar in
the purely stellar models do not lead to a regeneration
in the dissipative models, owing to the induced gas
inflow. In models in which the bar can be regenerated,
we find a tight correlation between the strength and
the pattern speed of the induced bar. This relation can
be explained by a significant radial redistribution of
angular momentum in the disc due to the interaction,
similar to the processes and correlations found for
isolated barred spirals. We furthermore show that the
regenerated bars show the same dynamical properties as
their isolated counterparts.In the final part, we present a systematic study of
the influence of numerical effects on the evolution of
the pattern speed of bars in fully self-consistent
simulations. We show that the evolution of the pattern
speed is very sensitive to both the intrinsic numerical
noise of the model, as well as to the numerical
accuracy in the force calculation. Owing to the
superposition of these effects the pattern speed shows
an uncertainty of roughly 13 per cent. We conclude that
large particle numbers and high force accuracy are
required for a robust determination of the pattern
speed. | de |
dc.subject.topic | Mathematics and Computer Science | de |
dc.subject.ger | Galaxien | de |
dc.subject.ger | Balkengalaxien | de |
dc.subject.ger | Stellardynamik | de |
dc.subject.ger | Galaxiendynamik | de |
dc.subject.ger | Galaxienwechselwirkungen | de |
dc.subject.ger | 000 Allgemeines | de |
dc.subject.ger | Wissenschaft | de |
dc.subject.eng | Galaxies | de |
dc.subject.eng | barred galaxies | de |
dc.subject.eng | stellar dynamics | de |
dc.subject.eng | galactic dynamics | de |
dc.subject.eng | galaxy interactions | de |
dc.subject.bk | 39.20 | de |
dc.subject.bk | 39.22 | de |
dc.subject.bk | 39.41 | de |
dc.subject.bk | 39.43 | de |
dc.identifier.urn | urn:nbn:de:gbv:7-webdoc-393-2 | de |
dc.identifier.purl | webdoc-393 | de |
dc.affiliation.institute | Fakultät für Physik | de |
dc.subject.gokfull | TDG 200: Zwei- | de |
dc.subject.gokfull | Drei- und Mehrkörperproblem {Astronomie: Himmelsmechanik} | de |
dc.subject.gokfull | TIE 000: Sternsysteme | de |
dc.subject.gokfull | Galaxien {Astronomie} | de |
dc.subject.gokfull | TIE 500: Aufbau und Struktur von Sternsystemen {Astronomie} | de |
dc.subject.gokfull | TIE 600: Elektrische und magnetische Felder {Astronomie: Sternsysteme} | de |
dc.subject.gokfull | TIE 650: Milchstrasse {Astronomie} | de |
dc.subject.gokfull | TIE 715 | de |
dc.subject.gokfull | TIE 800: Unregelmässige Sternsysteme | de |
dc.subject.gokfull | Zwerggalaxien {Astronomie} | de |
dc.subject.gokfull | TIE 900: Sonstige Sternensysteme {Astronomie} | de |
dc.subject.gokfull | TII 000: Interstellare Materie {Astronomie} | de |
dc.subject.gokfull | TII 800: Interstellares Gas {Astronomie: Interstellare Materie} | de |
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