TY - THES A1 - Neumann, Justus T1 - Secular evolution in galaxies T1 - Säkulare Evolution in Galaxien BT - properties of bars and bulges as seen with integral field spectroscopy BT - Eigenschaften von Balken und Bulges aus Sicht der integralen Feldspektroskopie N2 - Galaxies are gravitationally bound systems of stars, gas, dust and - probably - dark matter. They are the building blocks of the Universe. The morphology of galaxies is diverse: some galaxies have structures such as spirals, bulges, bars, rings, lenses or inner disks, among others. The main processes that characterise galaxy evolution can be separated into fast violent events that dominated evolution at earlier times and slower processes, which constitute a phase called secular evolution, that became dominant at later times. Internal processes of secular evolution include the gradual rearrangement of matter and angular momentum, the build-up and dissolution of substructures or the feeding of supermassive black holes and their feedback. Galaxy bulges – bright central components in disc galaxies –, on one hand, are relics of galaxy formation and evolution. For instance, the presence of a classical bulge suggests a relatively violent history. In contrast, the presence of a disc-like bulge instead indicates the occurrence of secular evolution processes in the main disc. Galaxy bars – elongated central stellar structures –, on the other hand, are the engines of secular evolution. Studying internal properties of both bars and bulges is key to comprehending some of the processes through which secular evolution takes place. The main objectives of this thesis are (1) to improve the classification of bulges by combining photometric and spectroscopic approaches for a large sample of galaxies, (2) to quantify star formation in bars and verify dependencies on galaxy properties and (3) to analyse stellar populations in bars to aid in understanding the formation and evolution of bars. Integral field spectroscopy is fundamental to the work presented in this thesis, which consists of three different projects as part of three different galaxy surveys: the CALIFA survey, the CARS survey and the TIMER project. The first part of this thesis constitutes an investigation of the nature of bulges in disc galaxies. We analyse 45 galaxies from the integral-field spectroscopic survey CALIFA by performing 2D image decompositions, growth curve measurements and spectral template fitting to derive stellar kinematics from CALIFA data cubes. From the obtained results, we present a recipe to classify bulges that combines four different parameters from photometry and kinematics: The bulge Sersic index nb, the concentration index C20;50, the Kormendy relation and the inner slope of the radial velocity dispersion profile ∇σ. The results of the different approaches are in good agreement and allow a safe classification for approximately 95% of the galaxies. We also find that our new ‘inner’ concentration index performs considerably better than the traditionally used C50;90 and, in combination with the Kormendy relation, provides a very robust indication of the physical nature of the bulge. In the second part, we study star formation within bars using VLT/MUSE observations for 16 nearby (0.01 < z < 0.06) barred active-galactic-nuclei (AGN)-host galaxies from the CARS survey. We derive spatially-resolved star formation rates (SFR) from Hα emission line fluxes and perform a detailed multi-component photometric decomposition on images derived from the data cubes. We find a clear separation into eight star-forming (SF) and eight non-SF bars, which we interpret as indication of a fast quenching process. We further report a correlation between the SFR in the bar and the shape of the bar surface brightness profile: only the flattest bars (nbar < 0.4) are SF. Both parameters are found to be uncorrelated with Hubble type. Additionally, owing to the high spatial resolution of the MUSE data cubes, for the first time, we are able to dissect the SFR within the bar and analyse trends parallel and perpendicular to the bar major axis. Star formation is 1.75 times stronger on the leading edge of a rotating bar than on the trailing edge and is radially decreasing. Moreover, from testing an AGN feeding scenario, we report that the SFR of the bar is uncorrelated with AGN luminosity. Lastly, we present a detailed analysis of star formation histories and chemical enrichment of stellar populations (SP) in galaxy bars. We use MUSE observations of nine very nearby barred galaxies from the TIMER project to derive spatially resolved maps of stellar ages and metallicities, [α/Fe] abundances, star formation histories, as well as Hα as tracer of star formation. Using these maps, we explore in detail variations of SP perpendicular to the bar major axes. We find observational evidence for a separation of SP, supposedly caused by an evolving bar. Specifically, intermediate-age stars (∼ 2-6 Gyr) get trapped on more elongated orbits forming a thinner bar, while old stars (> 8 Gyr) form a rounder and thicker bar. This evidence is further strengthened by very similar results obtained from barred galaxies in the cosmological zoom-in simulations from the Auriga project. In addition, we find imprints of typical star formation patterns in barred galaxies on the youngest populations (< 2 Gyr), which continuously become more dominant from the major axis towards the sides of the bar. The effect is slightly stronger on the leading side. Furthermore, we find that bars are on average more metal-rich and less α-enhanced than the inner parts of the discs that surrounds them. We interpret this result as an indication of a more prolonged or continuous formation of stars that shape the bar as compared to shorter formation episodes in the disc within the bar region. N2 - Galaxien sind gravitativ gebundene Systeme aus Sternen, Gas, Staub und - wahrscheinlich - dunkler Materie. Sie sind die Bausteine des Universums. Die Morphologie von Galaxien ist vielfältig: Einige Galaxien haben Strukturen wie zum Beispiel Spirale, Bulges, Balken, Ringe, Linsen oder innere Scheiben. Die Hauptprozesse, die die Entwicklung von Galaxien charakterisieren, können unterteilt werden in schnelle, heftige Prozesse, die zu früheren Zeiten die Evolution beherrschten, und langsamere Prozesse, die eine Phase bilden, die als säkulare Evolution (secular evolution) bezeichnet wird, die zur jetzigen Zeit dominiert. Interne Prozesse der säkularen Evolution sind zum Beispiel die schrittweise Umverteilung von Materie und Drehimpuls, der Auf- und Abbau von Substrukturen oder der Materiezufluss zu supermassereichen Schwarzen Löchern und ihr Feedback. Bulges – helle zentrale Komponenten in Scheibengalaxien –, auf der einen Seite, sind Relikte der Entstehung und Entwicklung von Galaxien. Zum Beispiel, lässt das Vorhandensein eines klassischen Bulges auf eine relativ heftige Entwicklung schließen. Im Gegensatz dazu, weist das Vorhandensein eines scheibenähnlichen Bulges auf das Auftreten von säkularen Evolutionsprozessen in der Hauptscheibe der Galaxie hin. Galaxienbalken (galaxy bars) - längliche zentrale Sternstrukturen - sind dagegen die Motoren der säkularen Evolution. Eine Untersuchung der Eigenschaften von Balken und Bulges ist der Schlüssel um die Hauptprozesse der säkularen Evolution zu verstehen. Die Hauptziele dieser Arbeit sind (1) das Verbessern der Klassifikation von Bulges durch Kombination von photometrischen und spektroskopischen Ansätzen für eine große Anzahl von Galaxien, (2) das Quantifizieren der Sternentstehung in Balken im Verhältnis zu den Eigenschaften von deren Galaxien und (3) das Analysieren der Sternpopulationen in Balken, um das Verständnis der Entstehung und Entwicklung von Balken zu erweitern. Integrale Feldspektroskopie (integral field spectroscopy) ist grundlegend für die vorliegende Arbeit, die aus drei verschiedenen Projekten besteht. Sie wurde im Rahmen von drei verschiedenen Galaxien Surveys – Durchmusterungen von Galaxien – angefertigt: der CALIFA-Survey, der CARS-Survey und das TIMER-Projekt. Der erste Teil dieser Arbeit befasst sich mit der Charakterisierung von Bulgetypen in Scheibengalaxien. Wir analysieren 45 Galaxien vom CALIFA-Survey unter Benutzung von photometrischer und spektroskopischer Methoden um Eigenschaften von Struktur und Kinematik der Bulges zu identifizieren. Basierend auf den Resultaten präsentieren wir ein Rezept zur Klassifizierung von Bulges, das vier verschiedene Parameter aus Photometrie und Kinematik kombiniert: Der Bulge-Sersic-Index, ein Konzentrationsindex, die Kormendy-Relation und die innere Steigung des Radialdispersionsgeschwindigkeitsprofils. Die Ergebnisse der verschiedenen Ansätze stimmen gut überein und erlauben eine sichere Klassifizierung von ungefähr 95% der Galaxien. Im zweiten Teil untersuchen wir die Sternentstehung in Balken mithilfe von VLT/MUSE-Beobachtungen für 16 nahegelegende Balkengalaxien mit aktiven Kernen (engl. AGN) vom CARS-Survey. Wir berechnen ortsaufgelöste Sternentstehungsraten (engl. SFR) aus Hα Emissionslinienflüssen und führen eine detaillierte Mehrkomponentenanalyse durch photometrische Zerlegung der Galaxien durch. Wir finden eine klare Trennung in acht sternbildende und acht nicht-sternbildende Balken, die wir als Indiz auf ein schnelles Erlöschen von Sternentstehung interpretieren. Des Weiteren, finden wir eine Korrelation zwischen der SFR im Balken und des Helligkeitsprofils des Balkens: Nur die flachsten Balken bilden Sterne. Aufgrund der hohen räumlichen Auflösung von MUSE ist es uns erstmals möglich, die SFR innerhalb des Balkens zu zerlegen und Trends parallel und senkrecht zur Balken-Hauptachse zu analysieren. Die Sternentstehung an der Vorderkante des rotierenden Balkens ist 1,75-mal stärker als an der Hinterkante und nimmt radial ab. Darüber hinaus berichten wir, dass die SFR in Balken nicht mit der AGN Leuchtkraft korelliert. Schließlich, präsentieren wir eine detaillierte Analyse der Sternentstehungsgeschichte und der chemischen Anreicherung von Sternpopulationen (SP) in Galaxienbalken. Wir verwenden MUSE-Beobachtungen von neun nahgelegene Galaxien aus dem TIMER-Projekt und berechnen ortsaufgelöste Karten von Sternenalter und Metallizitäten, [α/Fe]-Häufigkeiten, Sternentstehungsgeschichten sowie Sternentstehung. Anhand dieser Karten untersuchen wir im Detail Variationen von SP in Balken. Wir finden Hinweise für eine Trennung von SP, vermutlich verursacht durch die Präsenz des Balkens. Sterne mittleren Alters bilden einen länglichen dünnen Balken, während alte Sterne einen runderen und dickeren Balken bilden. Diese Beobachtung wird darüberhinaus über ähnliche Resultate in den kosmologischen zoom-in Simulationen des Auriga-Projekts verstärkt. Außerdem finden wir Tendenzen in den jüngsten Populationen, die auf eine kürzliche erfolte oder noch andauernde Sternentstehung entlang der Kanten der Balken hindeuten, mit einem leichten Übergewicht entlang der Vorderkante. Schließlich, finden wir Indiz für eine länger anhaltende oder kontinuierliche Formation von Sternen im Balken verglichen mit kürzeren Formationsepisoden in der Scheibe innerhalb des Balkenradius. KW - galaxies KW - galaxy evolution KW - galaxy structure KW - integral field spectroscopy KW - galaxy bars KW - galaxy bulges KW - stellar populations KW - Galaxien KW - Galaxienentwicklung KW - Galaxienstruktur KW - Integrale Feldspektroskopie KW - Galaxienbalken KW - Galaxienbulges KW - Sternenpopulationen Y1 - 2020 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-482701 ER - TY - THES A1 - Streich, David T1 - Understanding massive disk galaxy formation through resolved stellar populations T1 - Über die Entstehung massiver Scheibengalaxien anhand Aufgelöster Stellare Populationen N2 - In this thesis we utilize resolved stellar populations to improve our understanding of galaxy formation and evolution. In the first part we improve a method for metallicity determination of faint old stellar systems, in the second and third part we analyze the individual history of six nearby disk galaxies outside the Local Group. A New Calibration of the Color Metallicity Relation of Red Giants for HST data: It is well known, that the color distribution of stars on the the Red Giant Branch (RGB) can be used to determine metallicities of old stellar populations that have only shallow photometry. Based on the largest sample of globular clusters ever used for such studies, we quantify the relation between metallicity and color in the widely used HST ACS filters F606W and F814W. We use a sample of globular clusters from the ACS Globular Cluster Survey and measure their RGB color at given absolute magnitudes to derive the color-metallicity relation. We find a clear relation between metallicity and RGB color; we investigate the scatter and the uncertainties in this relation and show its limitations. A comparison with isochrones shows reasonably good agreement with BaSTI models, a small offset to Dartmouth models, and a larger offset to Padua models. Even for the best globular cluster data available, the metallicity of a simple stellar population can be determined from the RGB alone only with an accuracy of 0.3 dex for [M/H]<-1, and 0.15 dex for [M/H]>-1. For mixed populations, as they are observed in external galaxies, the uncertainties will be even larger due to uncertainties in extinction, age, etc. Therefore caution is necessary when interpreting photometric metallicities. The Structural History of Nearby Low Mass Disk Galaxies: We study the individual evolution histories of three nearby, low-mass, edge-on galaxies (IC5052, NGC4244, NGC5023). Using the color magnitude diagrams of resolved stellar populations, we construct star count density maps for populations of different ages and analyze the change of structural parameters with stellar age within each galaxy. The three galaxies show low vertical heating rates, which are much lower than the heating rate of the Milky Way. This indicates that heating agents, as giant molecular clouds and spiral structure are weak in low mass galaxies. We do not detect a separate thick disk in any of the three galaxies, even though our observations cover a larger range in equivalent surface brightness than any integrated light study. While scaleheights increase with age, each population can be well described by a single disk. Only two of the galaxies contain a very weak additional component, which we identify as the faint halo. The mass of these faint halos is less than 1% of the mass of the disk. All populations in the three galaxies exhibit no or only little flaring. While this finding is consistent with previous integrated light studies, it poses strong constraints on galaxy formation models, because most theoretical simulations often find strong flaring due to interactions or radial migration. Furthermore, we find breaks in the radial profiles of all three galaxies. The radii of these breaks are independent of age, and the break strength is decreasing with age in two of the galaxies (NGC4244 and NGC5023). This is consistent with break formation models, that combine a star formation cutoff with radial migration. The differing behavior of IC5052 can be explained by a recent interaction or minor merger. The Structural History of Massive Disk Galaxies: We extend the structural analysis of stellar populations with distinct ages to three massive galaxies, NGC891, NGC4565 and NGC7814. While confusion effects due to the high stellar number densities in their central region, and the prominent dust lanes inhibit an detailed analysis of the radial profiles, we can study their vertical structure. These massive galaxies also have a slower heating than the Milky Way, comparable to the low mass galaxies. This can be traced back to their already thick young populations and thick layers of their interstellar medium. We do not find a clear separate thick disk in any of these three galaxies; all populations can be described by a single disk plus a S\'ersic bulge/halo component. In contrast to the low mass galaxies, we cannot rule out the presence of thick disks in the massive galaxies, because of the strong influence of the halo, that might hide the possible contribution of the thick disk to the vertical star count profiles. However, the faintness of the possible thick disks still points to problems in the earlier ubiquitous findings of thick disks in external galaxies. N2 - Es ist noch nicht einmal einhundert Jahre her, dass sich in der ``Großen Debatte'' die beiden Astronomen Harlow Shapley und Heber Curtis über die Frage stritten, wie groß unsere Milchstraße sei und ob die Spiralnebel innerhalb dieser lägen oder eigene, von dieser getrennte Objekte seien. Seitdem diese Fragen in den darauffolgenden Jahren, insbesondere durch die Arbeiten Hubbles, gelöst werden konnten, hat das Forschungsfeld der Galaxienentstehung und -entwicklung bis heute enorme Fortschritte gemacht, und lässt doch noch so viele Frage offen. Das Schwierige, aber eben auch das Interessante an der Physik der Galaxien besteht darin, dass sich hier so viele Teilbereiche der (Astro-)physik treffen: von der allgemeinen Relativitätstheorie und der Kosmologie, die die Anfangs- und Randbedingungen geben, über die Dynamik kollisionsfreier Systeme für die Bewegung von Sternen und die Hydrodynamik zum Verständnis der Sternentstehung, bis zur Kernphysik zur Entstehung der Elemente in Sternen und Supernovae. All diese verschiedenen Prozesse (und viele mehr) beeinflussen das Bild der Galaxien, das wir heute sehen. In dieser Arbeit benutzen wir aufgelöste Sternenpopulationen, d.h. photometrische Messungen einer großen Zahl einzelner Sterne, um die Entstehungseschichte von Galaxien zu erforschen. Das Hauptwerkzeug dabei ist das Farben-Helligkeits-Diagramm der Sterne. Seit den frühen Arbeiten Ejnar Hertzsprungs und Henry Russels zu Beginn des zwanzigsten Jahrhunderts ist bekannt, dass Sterne in einem Diagramm, in dem die absolute Helligkeit (oder analog die Leuchtkraft) über der Spektralklasse (oder analog der Effektivtemperatur oder der Farbe) der Sterne aufgetragen ist, nur bestimmte Bereiche belegen. Die genaue Verteilung der Sterne in einem solchen Diagramm wird vor allem durch das Alter und die chemische Zusammensetzung, d.h. die Metallizität, bestimmt. Dies bedeutet, dass man aus der verteilung der Sterne im Farben-Helligkeits-Diagramm Rückschlüsse auf deren Alter und Metallizität, und daraus Rückschüsse auf die Entwicklund einer Galaxie ziehen kann. Im ersten Teil der Arbeit widmen wir uns der Farb-Metallizitäts-Beziehung von Roten Riesensternen, die genutzt weden kann, um die Metallizität alter Sternenpopulation aus rein photometrischen Messungen zu bestimmen. Wir verbessern diese Beziehung, die im Grundsatz schon lange bekannt ist, für die Filtersysteme des Hubble-Weltraumteleskopes. Ausgehend von einer Probe von 71 Kugelsternhaufen, für die sowohl spektroskopische Metallizitätsbestimmungen als auch Photometrie mit den Hubble Filtern F606W und F814W verfügbar sind, haben wir die Farben-Helligkeitsbeziehung neu bestimmt und die Streuung um diese Beziehung sowie die Unsicherheiten untersucht. Im Vergleich mit theoretischen Sternentwicklungsmodellen zeigt sich, dass die beobachtete Beziehung gut mit den BaSTI-Modellen übereinstimmt, während die Dartmouth-Modelle eine kleine, und die Padua-Modelle eine größere Abweichung aufzeigen. Desweiteren zeigen wir, dass selbst für die derzeit besten Daten von einfachen, eindeutig alten Populationen, wie die Kugelsternhaufen sie darstellen, eine Metallizitätsbestimmung anhand des Roten-Riesenastes nur mit einer Genauigkeit von 0.3 dex für niedrige Metallizitäten ([M/H]<-1), und mit einer Genauigkeit von 0.15 dex für höhere Metallizitäten durchgeführt werden kann. In komplizierteren Fällen mit gemischten Populationen, wie sie in externen Galaxies häufig zu finden sind, sind die Unsicherheiten noch größer. Im weiteren Teil der Arbeit erforschen wir die Entstehungsgeschichte von sechs nahen edge-on Scheibengalaxien, von denen drei eine Rotationsgeschwindigkeit ähnlich der Milchstraße haben, während drei weitere deutlich kleiner sind. Mit Hilfe der Farben-Helligkeits-Diagramme unterteilen wir deren Sterne in Populationen unterschiedlichen Alters und erstellen Karten der Anzahldichte einer jeden Population. Damit untersuchen wir dann die Abhängigheit der strukturellen Parameter, wie z.B. Skalenhöhe und -länge, vom Alter der Sterne. In allen Galaxien finden wir einen Anstieg der Skalenhöhe mit dem Alter, dessen Stärke jedoch deutlich unterhalb dem der Milchstraße liegt. In den drei massearmen Galaxien kann dies durch eine geringere Häufigkeit und Stärke der die Heizung verursachenden Streuzentren (z.B. Riesenmolekülwolken oder Spiralarme) erklärt werden. In den drei massereichen Galaxien hängt dies wahrschinlch mit der bereits intrinsisch dickeren Verteilung des interstellaren Mediums und der jungen Sterne zusammen. Weiterhin untersuchen wir die Veränderung der Skalenhöhe mit zunehmenden Radius in den Galaxien und finden nur eine geringen Anstieg der Skalenhöhe zu den Außenbereichen der Galaxien hin. Dies ist in Übereinstimmung mit vorherigen Beobachten, stellt jedoch eine bedeutsamen Einschränkung für Galaxiensimulationen dar, in denen oftmals eine starke Aufweitung der Scheiben zu ihrem Rand hin stattfindet. In keiner der Galaxien entdecken wir eine separate dicke Scheibe. In den massearmen Galaxien kann jede der Population gut durch eine einfache Scheibe beschrieben werden. Darüberhinaus finden wir in zwei Galaxien lediglich eine sehr schwache Halo-Komponente, die mit einer maximalen Masse von nur 1% der Masse der Scheibe aber deutlich schwächer ist als es für eine dicke Scheibe erwartet würde. In den massereicheren Galaxien können die Populationen jeweils mit einer Kombination aus einer Scheibe und einer gemeinsamen S\'ersic-Komponente für Halo und Bulge beschrieben werden. Hier können wir die Existenz einer dicken Scheiben nicht mit Sicherheit ausschließen, da die Präsenz einer massiven Halo/Bulge-Komponente eine mögliche Messung der dicken Scheibe verhindern könnte. Allerdings deutet das Fehlen der dicken Scheiben in unseren Beobachtungen darauf hin, dass eventuelle dicke Scheiben deutlich schwächer sein müssen als sie andere Studien bisher gefunden haben. KW - astrophysics KW - extragalactic physics KW - galaxy formation KW - galaxy evolution KW - galaxy structure KW - stellar populations KW - globular clusters KW - Astronomie KW - Astrophysik KW - Galaxienphysik KW - stellare Populationen KW - Scheibengalaxien KW - Spiralgalaxien KW - Galaxienentstehung Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-81027 ER - TY - THES A1 - Wechakama, Maneenate T1 - Multi-messenger constraints and pressure from dark matter annihilation into electron-positron pairs T1 - Multi-Messenger-Grenzen und Druck von Dunkler Materie-Annihilation in Elektron-Positron-Paaren N2 - Despite striking evidence for the existence of dark matter from astrophysical observations, dark matter has still escaped any direct or indirect detection until today. Therefore a proof for its existence and the revelation of its nature belongs to one of the most intriguing challenges of nowadays cosmology and particle physics. The present work tries to investigate the nature of dark matter through indirect signatures from dark matter annihilation into electron-positron pairs in two different ways, pressure from dark matter annihilation and multi-messenger constraints on the dark matter annihilation cross-section. We focus on dark matter annihilation into electron-positron pairs and adopt a model-independent approach, where all the electrons and positrons are injected with the same initial energy E_0 ~ m_dm*c^2. The propagation of these particles is determined by solving the diffusion-loss equation, considering inverse Compton scattering, synchrotron radiation, Coulomb collisions, bremsstrahlung, and ionization. The first part of this work, focusing on pressure from dark matter annihilation, demonstrates that dark matter annihilation into electron-positron pairs may affect the observed rotation curve by a significant amount. The injection rate of this calculation is constrained by INTEGRAL, Fermi, and H.E.S.S. data. The pressure of the relativistic electron-positron gas is computed from the energy spectrum predicted by the diffusion-loss equation. For values of the gas density and magnetic field that are representative of the Milky Way, it is estimated that the pressure gradients are strong enough to balance gravity in the central parts if E_0 < 1 GeV. The exact value depends somewhat on the astrophysical parameters, and it changes dramatically with the slope of the dark matter density profile. For very steep slopes, as those expected from adiabatic contraction, the rotation curves of spiral galaxies would be affected on kiloparsec scales for most values of E_0. By comparing the predicted rotation curves with observations of dwarf and low surface brightness galaxies, we show that the pressure from dark matter annihilation may improve the agreement between theory and observations in some cases, but it also imposes severe constraints on the model parameters (most notably, the inner slope of the halo density profile, as well as the mass and the annihilation cross-section of dark matter particles into electron-positron pairs). In the second part, upper limits on the dark matter annihilation cross-section into electron-positron pairs are obtained by combining observed data at different wavelengths (from Haslam, WMAP, and Fermi all-sky intensity maps) with recent measurements of the electron and positron spectra in the solar neighbourhood by PAMELA, Fermi, and H.E.S.S.. We consider synchrotron emission in the radio and microwave bands, as well as inverse Compton scattering and final-state radiation at gamma-ray energies. For most values of the model parameters, the tightest constraints are imposed by the local positron spectrum and synchrotron emission from the central regions of the Galaxy. According to our results, the annihilation cross-section should not be higher than the canonical value for a thermal relic if the mass of the dark matter candidate is smaller than a few GeV. In addition, we also derive a stringent upper limit on the inner logarithmic slope α of the density profile of the Milky Way dark matter halo (α < 1 if m_dm < 5 GeV, α < 1.3 if m_dm < 100 GeV and α < 1.5 if m_dm < 2 TeV) assuming a dark matter annihilation cross-section into electron-positron pairs (σv) = 3*10^−26 cm^3 s^−1, as predicted for thermal relics from the big bang. N2 - Trotz vieler Hinweise auf die Existenz von dunkler Materie durch astrophysikalische Beobachtungen hat sich die dunkle Materie bis heute einem direkten oder indirekten Nachweis entzogen. Daher gehrt der Nachweis ihrer Existenz und die Enthüllung ihrer Natur zu einem der faszinierensten Herausforderungen der heutigen Kosmologie und Teilchenphysik. Diese Arbeit versucht die Natur von dunkler Materie durch indirekte Signaturen von der Paarzerstrahlung dunkler Materie in Elektron-Positronpaare auf zwei verschiedene Weisen zu untersuchen, nämlich anhand des Drucks durch die Paarzerstrahlung dunkler Materie und durch Grenzen des Wirkungsquerschnitts für die Paarzerstrahlung dunkler Materie aus verschiedenen Beobachtungsbereichen. Wir konzentrieren uns dabei auf die Zerstrahlung dunkler Materie in Elektron-Positron-Paare und betrachten einen modellunabhängigen Fall, bei dem alle Elektronen und Positronen mit der gleichen Anfangsenergie E_0 ~ m_dm*c^2 injiziert werden. Die Fortbewegung dieser Teilchen wird dabei bestimmt durch die Lösung der Diffusions-Verlust-Gleichung unter Berücksichtigung von inverser Compton-Streuung, Synchrotronstrahlung, Coulomb-Streuung, Bremsstrahlung und Ionisation. Der erste Teil dieser Arbeit zeigt, dass die Zerstrahlung dunkler Materie in Elektron-Positron-Paare die gemessene Rotationskurve signifikant beeinflussen kann. Die Produktionsrate ist dabei durch Daten von INTEGRAL, Fermi und H.E.S.S. begrenzt. Der Druck des relativistischen Elektron-Positron Gases wird aus dem Energiespektrum errechnet, welches durch die Diffusions-Verlust-Gleichung bestimmt ist. Für Werte der Gasdichte und des magnetischen Feldes, welche für unsere Galaxie repräsentativ sind, lässt sich abschätzen, dass für E_0 < 1 GeV die Druckgradienten stark genug sind, um Gravitationskräfte auszugleichen. Die genauen Werte hängen von den verwendeten astrophysikalischen Parametern ab, und sie ändern sich stark mit dem Anstieg des dunklen Materie-Profils. Für sehr große Anstiege, wie sie für adiabatische Kontraktion erwartet werden, werden die Rotationskurven von Spiralgalaxien auf Skalen von einegen Kiloparsek für die meisten Werte von E_0 beeinflusst. Durch Vergleich der erwarteten Rotationskurven mit Beobachtungen von Zwerggalaxien und Galaxien geringer Oberflächentemperatur zeigen wir, dass der Druck von Zerstrahlung dunkler Materie die Übereinstimmung von Theorie und Beobachtung in einigen Fällen verbessern kann. Aber daraus resultieren auch starke Grenzen für die Modellparameter - vor allem für den inneren Anstieg des Halo-Dichteprofils, sowie die Masse und den Wirkungsquerschnitt der dunklen Materie-Teilchen. Im zweiten Teil werden obere Grenzen für die Wirkungsquerschnitte der Zerstrahlung der dunkler Materie in Elektron-Positron-Paare erhalten, indem die beobachteten Daten bei unterschiedlichen Wellenlängen (von Haslam, WMAP und Fermi) mit aktuellen Messungen von Elektron-Positron Spektren in der solaren Nachbarschaft durch PAMELA, Fermi und H.E.S.S. kombiniert werden. Wir betrachten Synchrotronemission bei Radiound Mikrowellenfrequenzen, sowie inverse Compton-Streuung und Final-State-Strahlung bei Energien im Bereich der Gamma-Strahlung. Für die meisten Werte der Modellparameter werden die stärksten Schranken durch das lokale Positron-Spektrum und die Synchrotronemission im Zentrum unser Galaxie bestimmt. Nach diesen Ergebnissen sollte der Wirkungsquerschnitt für die Paarzerstrahlung nicht größer als der kanonische Wert für thermische Relikte sein, wenn die Masse der dunklen Materie-Kandidaten kleiner als einige GeV ist. Zusätzlich leiten wir eine obere Grenze für den inneren logarithmische Anstieg α des Dichteprofiles des dunklen Materie Halos unserer Galaxie ab. KW - dunkle Materie KW - Astroteilchenphysik KW - Strahlung Mechanismen KW - Galaxy Struktur KW - Rotationskurven KW - dark matter KW - astroparticle physics KW - radiation mechanisms KW - galaxy structure KW - rotation curves Y1 - 2013 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-67401 ER -