Modellierung und Simulationen

Die Abteilung Milchstraße und das Lokale Volumen entwickelt eine Reihe von Modellen, die darauf abzielen, die Struktur und Entstehung von Galaxien wie der Milchstraße, ihren Satelliten und den nächsten Nachbarn zu verstehen. Wir untersuchen grundlegende Probleme in der Entwicklung von Scheibengalaxien, wie z.B. Scheibenwachstum und -verdickung, Störungen durch Kollisionen mit Zwerggalaxien, Gasakkretion, Drehimpulsumverteilung und die Bildung von zentralen Balken und Spiralstrukturen. Chemische Evolutionsmodelle werden verwendet, um die chemischen Häufigkeitsmuster zu verstehen, die in großen galaktischen Durchmusterungen zu sehen sind, wobei ein besonderes Interesse an den ältesten und metallärmsten Sternen besteht. Hydrodynamische Simulationen des Wachstums von Scheibengalaxien im kosmologischen Kontext helfen uns, die Stellung der Milchstraße in Bezug auf die Lokale Gruppe von Galaxien zu verstehen. Die Kombination dieser Modellierungstechniken mit unseren neuesten vollständigen hydrodynamischen kosmologischen Modellen ist wichtig für das Verständnis der Ergebnisse der Weltraummission Gaia.

Dynamik von Galaxienscheiben

Die Entstehung und Entwicklung von galaktischen Scheiben wird sowohl durch interne als auch externe Störungen bestimmt. Wir verwenden hochauflösende N-Körper-Modelle und hydrodynamische Simulationen im kosmologischen Kontext, um den Einfluss von galaktischen Balken, Spiralarmen und einfallenden Satelliten auf die kinematische Heizung der Scheibe, die stellare und gasförmige Drehimpuls-Umverteilung (radiale Migration) und vertikale Scheibenasymmetrien zu untersuchen. Diese Prozesse können stellare Populationen über Zeitskalen von einigen Gyr radial durchmischen, wobei die Effizienz von den Parametern der Balken und Spiralarme abhängt, vor allem von deren Stärke, Mustergeschwindigkeit und Langlebigkeit. Drehimpuls wird nicht nur zwischen den Sternen in der Scheibe ausgetauscht, sondern auch zwischen den Scheibenbaryonen und dem Halo aus dunkler Materie. Wir untersuchen die Struktur und Bildung der dünnen und dicken Scheiben, die Scheibenränder und die Reaktion auf Galaxienverschmelzungen und Vorbeiflüge.

Die Vorhersagen, die wir machen, werden sowohl an Beobachtungen von äußeren Scheibengalaxien (wie den GHOSTS- und CALIFA-Durchmusterungen) als auch an Daten aus großen Milchstraßendurchmusterungen, z.B. RAVE, APOGEE, Gaia und bald 4MOST, getestet.

Verständnis der heutigen Struktur der Milchstraße

Das Milchstraßensystem bietet einen einzigartigen Testboden für die Vorhersagen der Theorien zur Galaxienentwicklung. Ein erster Schritt zur Aufdeckung der Entstehungsgeschichte der Milchstraße ist das Verständnis ihres aktuellen morphologischen und kinematischen Zustands, der aufgrund unserer Position innerhalb der Scheibe weitgehend verdeckt ist. Bis vor kurzem war dies hauptsächlich indirekt möglich, indem man die erwartete Struktur aus Balken- und Spiralresonanzen mit dem lokalen stellaren Geschwindigkeitsfeld verglich. Mit der Aufnahme von Daten, die größere Entfernungen von der Sonne abdecken, ist nun etwa ein Drittel der Milchstraßenscheibe mit 6D-Kinematik und chemischen Häufigkeiten kartiert worden, was sowohl die zentrale Bulge/Balkenregion als auch die äußere Scheibe erreicht.

Die einzigartige Qualität der Gaia-Daten (astrometrische Weltraummission der Europäischen Weltraumorganisation) hat eine reichhaltige Struktur im mehrdimensionalen chemo-kinematischen Phasenraum in der erweiterten Sonnenumgebung aufgedeckt, die eine aus dem Gleichgewicht geratene Galaxie manifestiert. Dies erfordert die Modellierung der Milchstraße als ein sich entwickelndes, nicht-stationäres System. Mit Hilfe von hochauflösenden Simulationen und Bahnintegrationen untersuchen wir die Natur verschiedener Merkmale, die im stellaren Phasenraum zu finden sind, und ihre Relevanz für externe (Wechselwirkung mit Satelliten) und interne (Riesenmolekülwolken, Spiralarme und Balkenresonanzen) Einflüsse. Der Vergleich unserer Modelle mit Daten aus Gaia und bodengestützten spektroskopischen Durchmusterungen hilft uns, die heutige Struktur der Milchstraße einzugrenzen, einschließlich der Parameter von Bulge, Balken und Spiralarmen.

Zusammensetzung und Entstehungsgeschichte der Milchstraße

Wegen der Effekte der radialen Migration können die Sternpositionen und die Kinematik allein uns nicht helfen, die galaktische Entwicklungsgeschichte zu rekonstruieren. Um dies zu erreichen, bauen wir Modelle, die die gesamte Entwicklung der Milchstraße simulieren, einschließlich der Sternentstehungsgeschichte und der chemischen Anreicherung als Funktion der Zeit und des galaktischen Radius. Diese chemo-dynamischen Modelle werden durch die unzähligen aktuellen Einschränkungen eingeschränkt, die in den extrem präzisen astrometrischen Gaia-Daten in Kombination mit bodengestützten spektroskopischen Durchmusterungen gefunden werden.

Die ersten beiden Gaia-Datenveröffentlichungen zeigten bereits, dass der stellare Halo unserer Galaxie von einem massiven, möglicherweise einzigen Verschmelzungsereignis dominiert wird, das als Gaia Sausage-Enceladus bekannt ist. Akkretierte Sterne, die mit diesem Ereignis in Verbindung stehen, sind anhand ihrer Kinematik und chemischen Häufigkeiten identifizierbar, obwohl sie radial mit in-situ geborenen Sternen vermischt sind. Um die Geschichte der Milchstraßenverschmelzung zu verstehen, führen wir hochauflösende N-Körper-/Hydrodynamik-Simulationen im kosmologischen Kontext durch, die darauf abzielen, die Eigenschaften der Satellitenvorläufer (Masse, chemische Zusammensetzung, Orbitalparameter, dunkle Materie und Gasanteil) zu verstehen, basierend auf den heute gefundenen chemo-kinematischen Signaturen.

Es wird erwartet, dass die chemische Anreicherung in massearmen Galaxien langsamer abläuft als in massereicheren Galaxien zu jedem beliebigen Zeitpunkt der Galaxienentwicklung. Dies gibt uns eine Möglichkeit, akkretierte Sterne in der Galaxie zu identifizieren, indem wir nach solchen mit spezifischen Häufigkeitsmustern suchen, die typisch für massearme Galaxien sind. Die am wenigsten angereicherten Sterne geben uns auch einen Einblick in die allererste Sternentstehung im Universum.

Die Simulation der Milchstraße in der lokalen kosmologischen Umgebung

In Zusammenarbeit mit der Sektion Kosmologie und Hochenergie-Astrophysik führen wir kosmologische Zoom-Simulationen (das HESTIA-Projekt) durch, für die die Anfangsbedingungen so festgelegt wurden, dass sie bestimmte lokale kosmografische Merkmale reproduzieren, wie die supergalaktische Ebene, die lokale Void und den Virgo-Haufen. HESTIA verwendet eines der modernsten Galaxienentstehungsmodelle, um realistische Lokale Gruppen in der richtigen kosmologischen Umgebung zu bilden. Dementsprechend erzeugt HESTIA Paare von Galaxien (und ein Gefolge kleinerer Zwerge), die der Milchstraße, Andromeda und M33 in ihrer Dynamik, Masse und Entstehungsgeschichte ähneln, aufgelöst mit 2x104 M⊙ Gasmasse und 180 pc räumlicher Auflösung. Neue Durchläufe mit einer Steigerung der Auflösung auf 90 pc und der Sternmasse auf 8x103 M⊙ sind in Arbeit.

Die Simulation der Milchstraße in der Umgebung der Lokalen Gruppe ermöglicht es uns, eine Reihe von spezifischen Fragen genauer zu untersuchen. Welchen Einfluss haben Satellitengalaxien und größere Nachbargalaxien, wie Andromeda und M33, auf die Sternentstehungsgeschichte der Milchstraße

• Sternentstehungsgeschichte als Funktion von Radius und Azimut,
• kinematische Erwärmung und Scheibenverdickung als Funktion der Position,
• die Akkretion von Sternen und Gas,
• Verteilung der dunklen Materie in der Scheibe und
• die Auslösung der Bildung des galaktischen Balkens und der Spiralarme