Fakultät für Physik - Digitale Hochschulschriften der LMU - Teil 01/05

Die moderne Astrophysik steht vor der Herausforderung, neueste Beobachtungen mit den theoretischen und numerischen Modellen der Galaxienentstehung und -entwicklung zu konfrontieren. So hofft man, die wichtigsten physikalischen Prozesse und ihre Zeitskalen identifizieren zu koennen. In dieser Arbeit nehmen wir eine komplette, helligkeits--limitierte Auswahl von 1862 Galaxien aus der Sloan Digital Sky Survey (SDSS), um eine Anzahl von globalen und strukturellen Parametern zu untersuchen. Diese Auswahl beinhaltet helle Objekte mit einer r--Band Helligkeit von < 15.9 im nahen Universum mit einer Rotverschiebung von z < 0.12. Sie enthaelt elliptische, Spiral- und irregulaere Galaxien. Photometrische Daten sind fuer die u, g, r, i und z--Baender angegeben und von 1588 Galaxien wurden nachtraeglich Spektra genommen. Die `Bulge' Komponente der Galaxien wird mit Sersic und de Vaucouleurs Modellen modelliert, waehrend die Scheibenkomponente mit einer exponentiellen Verteilung modelliert wird. Die Messung des Lichtanteils in `Bulge' und Scheibenkomponente gibt Aufschluss ueber die Effizienz des hierarchischen Strukturbildungsprozesses. In Kapitel 3 zeigen wir, dass der mittlere Anteil des Lichts aus der Scheibe stark mit der totalen absoluten Helligkeit der Galaxie zunimmt. Unabhaengige r und i Band Analysen ergeben einen sehr aehnlichen Trend. Zum ersten Mal schaetzen wir den volumengemittelten Anteil des Lichts aus der Scheibenkomponente von Galaxien ab und stellen fest, dass ungefaehr (55 +- 2) % des gesamten Lichts im lokalen Universum aus Scheiben kommt. Wir ermitteln auch die Leuchtkraftfunktion fuer reine 'Bulges', also fuer Strukturen ohne Scheibenanteil, die nicht einfache Spheroide sind. In Kapitel 4 studieren wir die Abhaengigkeiten von visuellen und quantitativen morphologischen Klassifikationskriterien mit dem Ziel sauberere Galaxienkataloge zu erstellen, besonders bei hohen Rotverschiebungen, wo die Klassifikation schwierig ist. Wir finden, dass Galaxienfarben, effektive Oberflaechenhelligkeit, Masse/Licht Anteil, und Asymmetrie Parameter einen Mehrparameter Raum aufspannen, in der alle Galaxien je nach morphologischem Typ eindeutig positioniert sind. In Kapitel 5 beobachten wir einen klaren Trend, mit dem die Skalenlaenge der Scheiben mit ihrer Helligkeit zunimmt, und dieser Trend ist unabhaengig vom photometrischen Band und der morphologischen Klasse. Es existiert auch eine klare Abhaengigkeit zwischen dem effektiven Radius des `Bulge' und seiner Helligkeit, aber die Steigung dieser Relation aendert sich mit dem morphologischem Typ. Sie ist steiler fuer fruehere Typus, was uns zu der Schlussfolgerung fuehrt, dass die Skalenlaenge weniger von der Morphologie abhaengt als die Skalenlaenge des `Bulges'. Dies legt nahe, dass `Bulges' in fruehen und spaeteren Galaxien in unterschiedlichen Prozessen gebildet werden. Wir finden auch eine Korrelation zwischen den strukturellen Parametern von Scheiben und `Bulges', insbesondere zwischen effektivem Radius der `Bulges' und der Skalenlaenge der Scheiben in Systemen fruehen Typus. Wir interpretieren dies als Beweisstueck zugunsten von saekularen Evolutionsmodellen.

This work presents the results of a detailed study of the statistical and physical properties of binary ultracool dwarfs and brown dwarfs (spectral type later than M7). As for the statistical properties, we found that the frequency of binaries among ultracool objects is significantly lower than for earlier type objects, with a lower limit at 10--15% in the field, and <10% in the Pleiades Open cluster. While we were sensitive to systems with separations up to 100 A.U, we did not find any multiple system with separation greater than 20 A.U. At even larger separations, no wide binaries were reported by the all sky surveys such as 2MASS, DENIS or SDSS. The distribution of separations looks similar to that of F and G dwarfs (Gaussian), but with a peak at 4--8 A.U. Although we were sensitive to mass ratios down to 0.65, we found most of the objects to have mass ratios larger than 0.85. This latter result needs to be confirmed by further statistical studies on well defined statistical samples. Although the sample of known binaries in the Pleiades is too small for a similar analysis, we note that the binary frequency, the distributions of mass ratio and separations are similar, indicating that the properties of binary brown dwarfs might not depend on the age and environment after 125 Myr. Finally, although we did not have the opportunity to perform a similar statistical study in a star forming region, we report the first detection of a young binary brown dwarf with a disk in the R-CrA association. These results provide strong constraints on the models of ultracool dwarf formation and evolution. The binary frequency is currently not reproduced by any of these models. The models of ejection could explain the lack of binaries wider than 20 A.U and the apparent preference for equal mass systems, but they predict a much lower binary frequency. The model assuming that brown dwarfs form in a smilar way than stars could reproduce the binary frequency we observe, but could not explain the distributions of separation and mass ratio. More efforts are required on the theoretical side in order to better explain the observed properties, and on the observational side to give new and improved constraints. As for the physical properties, our observations lead to the discovery of a short period binary L dwarf. Observations at high angular resolution spread over 4 years allowed us to follow the companion on 60% of its orbit. For the first time, we were then able to compute the orbital parameters and total mass of such a very low mass object. In the near future, similar studies should enable us to calibrate brown dwarf mass and luminosity models. Using high angular resolution spectroscopy, we were able to disentangle the spectra of the individual components of 4 binary ultracool dwarfs and to compute their spectral types. Two binaries have companions with spectral types significantly later than their primary (by 3 to 4 spectral subclasses), allowing us to compare the evolution of their effective temperature and atmosphere. Finally, using our high angular resolution images, we were able to detect a possible third component in one of the binaries of our sample.

Die Arbeit liefert neue Beiträge zu zwei wichtigen biophysikalischen Fragestellungen der Peptid-/Proteinfaltung: 1. Welchen Einfluss hat das Lösungsmittel auf die initiale Konformationsdynamik? Das Molekül Azobenzol dient dazu, gezielt in einem ringförmigen Oktapeptid getriebene Konformationsänderungen auszulösen. Azobenzol isomerisiert nach Lichtanregung innerhalb weniger Pikosekunden. Es werden neue Ergebnisse zum Isomerisierungsmechanismus präsentiert, die wichtige Hintergrundinformationen zum Verständnis der Moleküldynamik liefern. Durch die Isomerisation ändert sich die Länge des Azobenzols um fast den Faktor zwei, wodurch in den Azobenzol-Peptiden konformationelle Umorganisationen ausgelöst werden. Bereits früher durchgeführte Messungen an DMSO-löslichen Azobenzol-Peptiden zeigten, dass kinetische Prozesse, die mit Zeitkonstanten von ~10ps und ~100ps ablaufen, der Bewegung des Peptid-Teils zugeordnet werden können. Die hier präsentierten Ergebnisse an Azobenzol-Peptiden, die in Wasser löslich sind zeigen, dass Prozesse auf Zeitskalen >5 ps in Wasser um den Faktor 1.5-2 beschleunigt ablaufen. Man sieht in diesen ultraschnellen Kinetiken echte Umorganisationen des Peptid-Rückgrats, deren Geschwindigkeit durch die Viskositat des Lösungsmittels bestimmt sind 2. Wie schnell ist die Kontaktbildung in Peptiden? Fur ein Verständnis der Proteinfaltung ist wichtig zu wissen, wie lange es dauert, bis zwei (räumlich entfernte) Aminosäuren innerhalb eines Peptids einen Kontakt ausbilden. Zur Bestimmung dieser Kontaktbildungsrate werden Experimente an Xanthon-Peptiden präsentiert, die zwei Marker-Moleküle enthalten. Messungen ergeben, dass der durch einen kurzen Lichtimpuls angeregte Donor Xanthon innerhalb weniger Pikosekunden einen langlebigen Triplett-Zustand besetzt. Weiterhin wird gezeigt, dass bei direktem Kontakt zum Akzeptor Naphthalin ein Triplett-Triplett Energietransfer innerhalb <=1 ps stattfindet. Das System Xanthon/Naphthalin bildet somit ein ideales Paar von Marker-Molekülen. In den hier untersuchten Peptiden sind Donor und Akzeptor durch zwei (bzw. sechs) Aminosäuren voneinander getrennt und man findet für alle Peptide zwei Zeitkonstanten für die Kontaktbildung. Dies ist ein Hinweis darauf, dass die Peptide im Gleichgewicht in zwei Sub-Ensembles vorliegen: etwa ein Viertel der Peptide befinden sich in einer eher kompakten Form, von der aus eine Kontaktbildung mit einer Zeitkonstanten von ca. 250 ps erfolgen kann, der Rest der Peptide ist in einer eher gestreckten Konformation und die Kontaktbildung erfolgt mit einer Zeitkonstanten im Bereich 6-14 ns.

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 versch