Download Biennial Report 2006 – 2007

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und unterdichten Gebieten des Universums, was eine
cosmic environment, the local group of galaxies and
Herausforderung an unsere kosmologischen Theorien
subgalactic structures, that we succeeded to model in
darstellt. Ein Testfall der Kosmologie ist die nahe kos-
great detail and precision.
mische Umgebung, die lokale Gruppe von Galaxien und
Galaxienbestandteilen, die wir erfolgreich detailliert mo-
Large Structures and the Local Group
delliert haben.
Observational and theoretical research conducted
over the past decades has culminated in the spatially-
Große Strukturen und die Lokale
Gruppe
Beobachtungen
flat cold Dark Matter cosmological model. Within the
standard model of structure formation, the expansion
rate of the universe and the clustering properties are
described by only a
und
few parameters which
theoretische Forschung
are measured at pres-
der letzen Jahrzehnte
ent already with quite
haben zu einem räum-
high
lich flachen Weltmodell
mean mass density,
ter Dunkler Materie ge-
the value of the cos-
führt. Im Standardmo-
mological
dell der kosmologischen
the
wird
spectrum.
Materie nur durch we-
invariant, similar subFig. 1: Representation of the cosmic web of hierarchical clumps, filaments, walls and
voids with cold dark matter in a high resolution simulation of the Universe.
sind:
die Hubble-Konstante, die mittlere Massendichte,
die kosmologische Konstante, die mittlere Baryonendichte und die allgemeine Normierung des kosmologischen
Inhomogenitätsspektrums.
Die
Struktur-
bildung sollte danach im Wesentlichen skalenunabhängig erfolgen, die gleichen Strukturen entstehen
auf der Skala von Galaxienhaufen und der von Einzelgalaxien. Diese letzte Voraussage ist allerdings problematisch, da viel mehr Strukturen vorhergesagt als beobachtet werden. Deshalb ist eine detaillierte Untersuchung
von galaktischen Strukturen im kosmologischen Maßstab
eine wichtige Aufgabe, die wir in unseren umfangreichen
Simulationsrechnungen parallel mit verschiedenen Massenskalen verfolgen.
Kosmologische Simulationsrechnungen umfassen einen großen dynamischen Bereich sowohl in der Masse
als auch in der räumlichen Auflösung. Ein repräsentativer
Teil des Universums muss mindestens das Ausmaß von
einigen Milliarden Lichtjahren aufweisen, um massereiche
Galaxienhaufen einzuschließen, während die innere
Struktur von Galaxien auf Skalen von einigen 100 Lichtjahren aufgelöst werden muss. Die massereichsten Galaxienhaufen mit tausenden von Galaxien müssen gleichzeitig mit Zwerggalaxien reproduziert werden. Um diese
60
Structure
to be essentially scale
beschrieben,
gemessen
normaliza-
formation is predicted
nige fundamentale Pa-
keit
baryon
tion of the fluctuation
pung der kosmischen
recht hoher Genauig-
mean
overall
Kosmos und die Klum-
die heute schon mit
constant,
abundance, and the
die Expansionsrate des
rameter
the
Hubble constant, the
mit dominierender kal-
Strukturbildung
accuracy:
structures occur on
scales of galaxy clusters and on scales of
galaxies. The latter prediction is problematic because
much more small scale structure is predicted than is
observed. Therefore, a detailed study of the formation
of galactic structures in a cosmological environment
is a very important issue that can be carried out using
our multi mass techniques for particle simulation.
Cosmological simulations cover a large dynamical
range both in mass and force resolution. A representative volume of the universe should be at least of the
size of several billion light years in order to contain
massive galaxy clusters, whereas the inner structure of
galaxies must be resolved on scales of a few 100 lightyears. Most massive clusters containing thousands of
galaxies should be resolved together with dwarf galaxies. This is far from present possibilities even on the
largest supercomputers. To overcome this problem
we use smaller simulation boxes specifically designed
to represent the observed local universe. In this case
the properties of the observed local dwarf galaxies can
be directly compared with the properties of simulated
dwarfs in the right environment. There, we can easily identify well known massive structures such as the
nearby clusters (Coma, Virgo, Perseus Pices, Great