German Title: Über die physikalischen Ursachen radialer Flächendichteprofile von stellaren Scheiben in Spiralgalaxien

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Abstract

Observations have long established that the radial stellar surface density profiles in disk galaxies are nearly exponential (Type-I profiles). Stellar disks in numerical simulations also tend to approach an exponential profile. Deep imaging has revealed systematic deviations in the profile at large galactocentric radii. Beyond a break the profile may continue with a steeper (Type-II) or shallower (Type-III) exponential profile. In this thesis, I present numerical and analytical models that aim towards a physical understanding of how such profiles come about. I carried out numerical simulations designed to give extensive control over the physical conditions of disk galaxy formation. On this basis, I argue that the type of profile correlates with the initial spin of a galaxy’s host dark matter halo: Type-II/III disks are hosted by high-/low-spin halos. Type-I disks occur at intermediate spins. The formation mechanism for the Type-II disks is consistent with previous results in the literature. Through a very detailed analysis of the low-spin simulations I show that the formation of Type-III profiles can be linked to the formation of a strong bar in low-spin halos. Observational predictions are provided to test the presented hypotheses. The evolution of the radial disk structure can be interpreted as shuffling of the individual stars’ angular momenta. Maximizing a suitably defined entropy in stellar angular momentum space yields an analytic prediction for the radial surface density profiles, given any galactic rotation curve and the corresponding stellar mass and angular momentum of the disk. I carefully compare this result with observational data and simulated disks. It gives a fair match to observations and is in very good agreement with those simulations that provide the closest match to the model assumption of perfectly circular stellar orbits.

Translation of abstract (German)

Beobachtungen ergaben, dass das radiale Flächendichteprofil von Spiralgalaxien exponentiell abfällt (Profil vom Typ-I). Auch in numerischen Simulationen treten exponentielle Profile auf. Genauere Beobachtungen zeigen, dass diese Profile gebrochen sein können. Außerhalb eines solchen Bruchs ist das Profil wieder expoentiell aber steiler (Typ-II) oder flacher (Typ-III). Diese Arbeit zielt darauf ab, dem physikalischen Ursprung dieser beobachteten Profile näher zu kommen. Der erste Teil der Arbeit basiert auf numerischen Simulationen. Diese wurden so geplant, dass sie möglichst gute Kontrolle der physikalischen Bedingungen bei der Scheibenentstehung ermöglichen. Die Ergebnisse legen nahe, dass der Profiltyp vom anfänglichen Gesamtdrehimpuls des dunkle Materie Halos abhängt, der die entsprechende Galaxie beherbergt. Bei geringem Drehimpuls entstehen Typ-II, bei hohem Typ-III und dazwischen Typ-I Profile. Die simulierten Typ-II Profile entsprechen in ihrer Entwicklung bereits, aus der Literatur, bekannten Ergebnissen. Die Entstehung von Typ-III Profilen kann mit der Entstehung eines massiven Balkens in Verbindung gebracht werden. Es werden beobachtbare Vorhersagen zur Verifizierung dieser Hypothese gemacht. Im zweiten Teil wird eine analytische Formel für radiale Flächendichteprofile abgeleitet. Diese hängt ab von der galaktischen Rotationskurve sowie der Masse und dem Drehimpuls der stellaren Scheibe. Ein sorgfältiger und ausführlicher Vergleich mit Beobachtungen ergibt moderate Übereinstimmung, der mit Simulationen gute Übereinstimmung — sofern die Modellvoraussetzung perfekter Kreisbahnen aller Sterne gut angenähert wird.