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VOLLANZEIGE #993
Petsch, Hanns Peter: Numerische Modellieurng verschmelzender Galaxien. Masterarbeit, 2007. * *http://textfeld.ac.at/text/993/

Universität Wien | Fakultät für Geowissenschaften, Geographie und Astronomie | Subeinheit für Astronomie
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ABSTRACT
Zusammenfassung: (scroll down for english version - Abstract) Diese Diplomarbeit beschäftigt sich mit der Modellierung verschmelzender Galaxien. Gravitative Wechselwirkung zwischen Galaxien ist gut verstanden, jedoch ist es bisher kaum gelungen, ein wechselwirkendes Galaxiensystem mit Modellen exakt nachzubilden. Die Suche nach den anfänglichen Parametern einer Galaxien-Wechselwirkung gleicht der sprichwörtlichen Suche nach der Stecknadel im Heuhaufen. Eine Herausforderung dabei ist die große Anzahl an Parametern, die f¨ur die Beschreibung einer solchen Wechselwirkung ben¨otigt werden. Diese Gr¨oßen k¨onnten in detaillierten Beobachtungsdaten (z.B. HI Daten-Kubus) verborgen sein. Um eine effektive Suche in einem hoch-dimensionalen Parameterraum durchf¨uhren zu k¨onnen, m¨ussen schnelle Simulationen und ausgekl¨ugelte Such-Strategien angewandt werden. In dieser Arbeit wird daf¨ur das Programm Minga verwendet, welches einen Genetischen Algorithmus (GA) mit einem eingeschr¨ankten N-K¨oper-Code verbindet (Theis, 1999). Der GA imitiert dabei die Natur in Bezug auf Vererbung von Parametern, besser passende Modelle sind wahrscheinlicher ?Eltern? der n¨achsten Parameter-Generation, und Mutation, um Nebenmaxima der Parameter-Optimierung wieder verlassen zu k¨onnen. Der verwendete N-K¨orper-Code ist eine Erweiterung des von Toomre & Toomre (1972) vorgeschlagenen Ansatzes. Die Galaxien werden nicht nur als Punktmassen betrachtet, sondern als ausgedehnte Dunkle Materie Halos, jedoch wurde bisher keine dynamische Reibung verwendet. Deshalb funktionierten vergangene Versionen von Minga gut bei schwachen Wechselwirkungen und fr¨uhen merger-Stadien, w¨ahrend enge Wechselwirkungen und Verschmelzung nicht behandelt werden konnten. Ziel dieser Arbeit ist es, den N-K¨orper-Code durch Hereinnahme von dynamischer Reibung zu erweitern. Es soll eine m¨oglichst genaue, aber trotzdem noch einfache semianalytische Beschreibung f¨ur die Reibungskraft gefunden werden. Dies w¨urde einen verl¨asslichen Vergleich zwischen Modell und Beobachtung erm¨oglichen. Die erste Formulierung f¨ur die dynamische Reibung stammt von Chandrasekhar (1942) und wurde unter der Annahme einer Punktmasse, die sich in einem unendlich ausgedehnten, homogen Hintergrund bewegt, abgeleitet. In der Zwischenzeit wurden einige Verfeinerungen dieser Formel publiziert, z.B Hashimoto et al. (2003), Spinnato et al. (2003) ber¨ucksichtigten die endliche Ausdehnung des Hintergrundes, oder Just & Pe?narrubia (2005) ber¨ucksichtigten Dichtegradienten im Hintergrund. Um die verschiedenen M¨oglichkeiten zu vergleichen, wurde in dieser Arbeit die dynamische Reibung innerhalb isothermer Sph¨aren, aufgebaut aus Teilchen gleicher Masse, untersucht. Die Referenzmodelle wurden unabh¨angig, mittels tree-code (Dehnen, 2000) und einem direkten Code unter der Verwendung eines GRAPE-6A boards (Sugimoto et al., 1990), gerechnet. Im Wesentlichen wurden in dieser Arbeit drei Parameter der dynamischen Reibung variiert: ? Die Form des Coulomb-Logarithmus (konstant, positions- und massenabh¨angig), ? die St¨arke der dynamischen Reibung selbst, ? die Richtung der dynamischen Reibung (anti-parallel zur Bewegung des Satelliten oder mit zus¨atzlicher Normalkomponente). Um eine geeignete Parametrisierung zu finden, wurde eine Parameterstudie durchgef ¨uhrt, welche die verschiedenen Ans¨atze f¨ur die dynamische Reibung vergleicht. Die Ergebnisse der Arbeit zeigen, dass f¨ur kleine Satelliten (Massenverh¨altnisse q bis zu 1/20 zwischen Satellit und Host-Galaxie) der Ansatz f¨ur die dynamische Reibung nach Chandrasekhar, mit konstantem Coulomb-Logarithmus gut funktioniert, speziell wenn eine Richtungskorrektur aufgrund des Dichtegradienten verwendet wird. Die Wiedergabe des Verschmelzungsvorgangs ist ¨uber mehrere Satellitenuml¨aufe bis hin zur kompletten Verschmelzung m¨oglich. F¨ur massereichere Satelliten m¨ussen Verbesserungen, wie z.B. eine massenabh¨angige Formulierung des Coulomb-Logarithmus, verwendet werden. Bei Massenverh¨altnissen bis q = 1/3 konnte der merging-Vorgang w¨ahrend etwa einer Umlaufperiode korrekt wiedergegeben werden, bei q = 1/1 jedoch nur mehr w¨ahrend einem halben Umlauf. Abstract: This thesis is about modelling merging galaxies. Gravitational interactions between galaxies are well understood, but until now it has hardly been possible to exactly reproduce merger parameters with models. Finding the initial parameters of interacting galaxies is still like looking for a needle in a haystack. One challenge is the large number of parameters describing orbits and galaxies. These parameters might be hidden in detailed observations, e.g. in HI data cubes. However, to perform an effective search in such a high dimensional parameter space, it is necessary to use fast simulations and sophisticated search strategies in parameter space. In this work, we use the code Minga, where a Genetic Algorithm (GA) is coupled with a restricted N-body-code (Theis, 1999). The GA imitates evolution by nature: heredity of parameters, better fitting models are more likely ?parents? of the next generation of parameters, and (cross-over) mutation ? to leave secondary maxima of the parameter optimization. The N-body-code was a modified version of the approach suggested by Toomre & Toomre 1972, i.e. it allowed for dark matter halos, but it did not include dynamical friction. Thus previous versions of Minga work well for weak interactions or early stages of merging, while strong interactions and merging processes could not be considered. Aim of this work is to present an improvement of the restricted N-body-code by implementing dynamical friction (DF). By this, it is necessary to find an as-good-aspossible but still simple semi-analytical description of the frictional force. This allows for a reliable comparison between model and observation. The first approximation of DF was derived for a single point mass moving in a homogeneous infinite background of field stars (Chandrasekhar, 1942). Meanwhile refinements of the formulas have been published, e.g. Hashimoto et al. (2003), Spinnato et al. (2003) ? considering finite host systems, or Just & Pe?narrubia (2005) ? considering density gradients. In order to compare the different implementations, DF within isothermal spheres of equal mass particles is investigated. The reference models are calculated independently by a Dehnen tree-code (Dehnen, 2000) and a direct code using a GRAPE-6A board (Sugimoto et al., 1990). In principle the following parameters of DF have been varied: ? Shape of the coulomb logarithm (constant, position-dependent, mass-dependent), ? intensity of the DF itself, ? direction of the DF (anti-parallel to the satellite movement or with an additional orthogonal component). To determine a proper parameterization, a parameter study comparing different approaches for DF terms was performed. Our results show, that for small satellites (mass ratios q up to 1/20 between satellite and host galaxy), the Chandrasekhar DF approach using constant coulomb logarithm works quite well, especially, if one includes correction of the DF direction caused by a density gradient. It is possible to reproduce the merging process for several orbital timescales up to the complete merging of the satellite. For more massive satellites one has to implement some refinement like a q-dependent formalism to derive the coulomb logarithm. With mass ratios up to q = 1/3 it was possible to reproduce the merging process for one orbital period, for q = 1 only one half of an orbital period could be reproduced.
FACHBEREICH[E]
Astronomie
BEGUTACHTERIN
Christian Theis

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