German Title: Hydrodynamische Simulationen kosmologischer Galaxienverschmelzungsbäume

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Abstract

In this thesis we use cosmological merger trees and semi-analytic models of galaxy formation to provide the initial conditions for multi-merger hydrodynamic simulations. In this way we exploit the advantages of merger simulations (high resolution and detailed treatment of the gas physics) and semi-analytic models (cosmological background and low computational cost), and integrate them to create a novel tool. This approach allows us to study the evolution of various galaxy properties with an improved treatment of the gas components, including, for the first time, the hot gaseous halo from which gas cools and accretes onto the central disc. Using a suite of minor merger simulations we find that disc thickening is reduced relative to the collisionless case through the absorption of kinetic impact energy by the gas. In a following series of major merger simulations, we show that adding the hot gas component is a key ingredient in order to reproduce several observed properties of elliptical galaxies, like the abundance of fast rotators. Moreover, the presence of a gaseous halo reduces the starburst efficiency. We then focus on the effects of multiple concurrent mergers, which we found to be cosmologically more common than sequences of isolated binary mergers. For this, we investigate, whether accreted satellite stars can be distinguished kinematically from stars formed 'in situ' in the central galaxy, and find that this is only possible for a fraction of the disrupted satellites. Our simulations to date indicate that the combination of a detailed treatment of gas physics, high resolution, and a cosmological background, brings numerical simulations in better agreement with observations. Overall, the novel tool developed in this thesis will be very useful for pursuing a number of questions pertaining to the transformation of galaxy internal structure by mergers and accretion.

Translation of abstract (German)

In der vorliegenden Arbeit werden kosmologische Verschmelzungsbäume und semi-analytische Galaxienentstehungsmodelle benutzt, um Anfangsbedingungen für hydrodynamische Simulationen von mehrfachen Galaxienverschmelzungen zu erstellen. Somit werden die Vorteile von Simulationen (hohe Auflösung und detaillierte Behandlung der Gasphysik) und semi-analytischen Modellen (kosmologischer Hintergrund und geringer Rechenaufwand) in einem neuen Instrument vereinigt. Dieser Ansatz ermöglicht es, die Entwicklung von verschiedenen Galaxieneigenschaften mit einer detaillierten Behandlung der Gaskomponenten zu untersuchen, wobei erstmals der heiße Gashalo berücksichtigt wird, von dem aus Gas kühlt und auf die zentrale Scheibe akkretiert wird. Mittels einer Reihe von kleineren Verschmelzungssimulationen wird gezeigt, dass im Vergleich zum stoßfreien Fall das Verdicken von Scheibengalaxien reduziert wird, da das Gas kinetische Stoßenergie absorbiert. In einer Serie großer Verschmelzungssimulationen wird demonstriert, dass der Gashalo ein Schlüsselelement ist, um beobachte Eigenschaften von Ellipsengalaxien zu reproduzieren wie die Häufigkeit schneller Rotatoren. Zudem reduziert der Gashalo die Sternentstehungseffizienz von Galaxienkollisionen. Im Weiteren wird der Schwerpunkt auf Simulationen von Mehrfachverschmelzungen gelegt, welche kosmologisch häufiger sind, als eine Sequenz isolierter Verschmelzungen. Hierzu wird untersucht, ob akkretierte Satellitensterne kinematisch von der Zentralgalaxie unterschieden werden können, und gezeigt, dass dies nur für einen Teil der Satelliten möglich ist. Unsere bisherigen Simulationen verdeutlichen, dass die Kombination einer detaillierten Behandlung der Gasphysik, hoher Auflösung und eines kosmologischen Hintergrundes Simulationen in eine bessere Übereinstimmung mit Beobachtungen bringt. Die hier entwickelte Methode wird für eine Reihe von Fragen von Nutzen sein, die sich mit der Transformation der inneren Struktur von Galaxien durch Kollisionen und Akkretion beschäftigen.