Evolution of Galaxies in Clusters Fakultät für Physik - Digitale Hochschulschriften der LMU - Teil 01/05

In dieser Doktorarbeit studiere ich die Entstehung und Entwicklung von Galaxien in Galaxienhaufen sowohl theoretisch als auch unter Einbeziehung von Beobachtungsdaten. Diese Doktorarbeit gliedert sich in zwei Teile: Einem theoretischen Teil schliesst sich eine Datenanalyse an. Im ersten Kapitel beschreibe ich warum Galaxienhaufen wichtig sind, erklaere die Motivation und Zielsetzung der in dieser Arbeit verwendeten Analyse und erlaeutere den dafuer noetigen theoretischen Hintergrund als auch den Hintergrund fuer die Beobachtungen. Zuerst untersuche ich die Vorhersagen des hierarchischen `Modells der kalten dunklen Materie' fuer die beobachteten Eigenschaften der Population von Galaxien in Galaxienhaufen und fuer ihre Entwicklung als Funktion der kosmischen Rotverschiebung. Ich verwende eine grosse Anzahl von hochaufgeloesten numerischen Simulationen von Galaxienhaufen zusammen mit einer hochaufgeloesten Simulation einer `typischen' Region des Universums. Die grosse Aufloesung der verwendeten Simulationen ermoeglicht es mir, die Entwicklung der Zentren der dunklen Materiehalos zu verfolgen, welche mit groesseren Strukturen zusammenwachsen. Dies erlaubt eine eindeutige Identifizierung leuchtender Galaxien in den Haufen und Substrukturen der dunklen Materie. Diese Analyse ist Bestandteil des zweiten Kapitels. Um eine enge Verbindung zwischen den theoretische Vorhersagen und den Beobachtungen zu ziehen, entwickle ich ein semi-analytisches Programm, welches selbstkonsistent die photometrische und chemische Entwicklung der Galaxien in den Haufen, als auch die chemische Geschichte des Gases innerhalb der Haufen
und innerhalb der Galaxien verfolgt. Dabei modelliere ich den Transport von Masse und Metallen zwischen den Sternen, das kalte Gas in Galaxien, das heisse Gas in dunklen Materiehalos, und das intergalaktische Gas ausserhalb der
virialisierten Halos. Ausserdem modelliere ich die Effekte von Staub auf die emittierte Strahlung von Galaxien. Das dritte Kapitel beschreibt das semi-analytische Modell im Detail und zeigt einen Vergleich mit einer Anzahl von Beobachtungsergebnissen fuer Galaxien aus nahen Haufen. Im folgenden verwende ich dieses Modell, um die Anreicherung des intergalaktischen Mediums und des Gases innerhalb der Galaxienhaufen mit den chemischen Elementen als Funktion der Zeit zu studieren. Dabei untersuche ich, zu welchem Zeitpunkt der Grossteil der Anreicherung stattfand und welche Galaxien den groessten Beitrag lieferten. Im weiteren Verlauf analysiere ich die beobachtbaren Merkmale verschiedener Modelle von Rueckkopplungsmechanismen. Dabei zeige ich, dass die beobachtete Abnahme des baryonischen Massenanteils von Galaxienhaufen zu Gruppen nur in einem `extremen' Modell reproduziert werden kann, in welchem das
wiederausgestossene Material auf einer Zeitskala wiederaufgenommen wird, die vergleichbar mit der Hubblezeit ist. Die Resultate dieser Untersuchungen werden in Kapitel 4 praesentiert. Der zweite Teil meiner Doktorarbeit handelt von der Interpretation von Daten des `ESO Distant Cluster Surveys' (EDisCS). Dieses `ESO Large Program' hat das Ziel, die Entwicklung der Galaxien in Galaxienhaufen ueber mehr als 50 Prozent der kosmischen Zeit zu studieren. Es verbindet die photometrische und spektroskopische Information einer grossen Auswahl von Galaxienhaufen bei
Rotverschiebungen um 0.5 und 0.8. Ich fuehre eine detaillierte dynamische und strukturelle Analyse einer Untermenge der EDisCS Galaxienhaufen durch, fuer welche vollstaendige photometrische und spektroskopische Daten
vorhanden sind. Im besonderen entwickle ich eine Methode, um Substruktur zu quantifizieren, welche der projizierten raeumlichen Verteilung als auch der Geschwindigkeitsverteilung Rechnung traegt. Die Ergebnisse werden dann detailiert mit Resultaten der numerischen Simulation verglichen. Im Kapitel 5 diskutiere ich, wie die Erweiterung der Methode auf den gesamten EDisCS Datensatz wichtige Einschraenkungen auf die relative Bedeutung der
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