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b'Elliptische Galaxien sind homogene, von alten Sternen dominierte dynamische Systeme, die sich heute in einem Zustand ann\\xe4hernden Gleichgewichts befinden. Ihre Entstehung liegt zeitlich weit zur\\xfcck und ihr jetziger Zustand l\\xe4sst nur noch indirekte R\\xfcckschl\\xfcsse auf den genauen Zeitpunkt und die Art ihrer Entstehung zu. Moderne Theorien zur Strukturbildung im Universum sagen vorher, dass alle massereicheren Galaxien von Halos aus dunkler Materie umgeben sind. Die zentrale Dichte der dunklen Materie stellt sich dabei als ein indirektes Mass f\\xfcr die Entstehungsepoche der Galaxien heraus. Hinweise auf den Enstehungsprozess - die Literatur kennt im wesentlichen den Kollaps einer protogalaktischen Gaswolke oder die Verschmelzung mehrerer Vorl\\xe4ufergalaxien - ergeben sich aus der Verteilung der Sternbahnen in elliptischen Galaxien. Sowohl die Verteilung der Masse als auch die der Sternbahnen sind schwierig aus Beobachtungen zu bestimmen, weil elliptische Galaxien dreidimensionale Objekte sind und man nicht von vornherein wei\\xdf unter welchem Blickwinkel man sie beobachtet. Au\\xdferdem bilden ihre Sterne ein stossfreies dynamisches System, das beliebige Grade von Anisotropie annehmen kann. \\n\\nSeit etwa Anfang der 90er Jahre stehen mit den Messungen von projizierten Geschwindigkeitsprofilen Beobachtungsdaten zur Verf\\xfcgung, die eine Rekonstruktion des genauen dynamischen Aufbaus einzelner Objekte zulassen. Erst seit etwa f\\xfcnf Jahren hat die Entwicklung dynamischer Modelle ein vergleichbares Niveau erreicht, so dass es jetzt m\\xf6glich ist, zumindest die volle Bandbreite achsensymmetrischer Modelle mit Beobachtungen einzelner Galaxien zu vergleichen. Die vorliegende Arbeit ist die erste Studie einer Stichprobe von mehreren Objekten mit achsensymmetrischen Modellen. \\xc4hnlich umfangreiche Arbeiten waren bisher auf die Anwendung sph\\xe4risch-symmetrischer Modelle beschr\\xe4nkt, in denen weder Rotation noch Inklinationseffekte ber\\xfccksichtigt werden k\\xf6nnen.\\n\\nDie Datenanalyse der vorliegenden Arbeit basiert auf der sog. Schwarzschild-Methode. Dabei wird zun\\xe4chst aus Galaxienbildern das Gravitationspotential der sichtbaren Materie berechnet. Anschlie\\xdfend wird eine Bibliothek mit tausenden Sternbahnen angelegt, aus deren \\xdcberlagerung dann ein Modell konstruiert wird. Falls n\\xf6tig, wird dunkle Materie hinzugef\\xfcgt bis Modell und Daten im Rahmen der Messfehler \\xfcbereinstimmen. Diese Methode wird im Rahmen der Arbeit weiterentwickelt: Eine gleichm\\xe4ssige Verteilung von invarianten Kurven einzelner Orbits in geeignet gew\\xe4hlten Poincar\\xe9-Schnitten wird als Kriterium f\\xfcr eine zuverl\\xe4ssige Ber\\xfccksichtigung aller Bahntypen eingef\\xfchrt. Ein Verfahren wird implementiert, dass ebenfalls Poincar\\xe9-Schnitte verwendet, um die Phasenvolumina einzelner Orbits und damit die Phasenraumverteilungsfunktion von Galaxien zu berechnen. Monte-Carlo Simulationen zeigen, dass mit optimierter Regularisierung sowohl interne Geschwindigkeiten als auch die Massenstruktur mit einer Genauigkeit von etwa 15 Prozent aus den vorliegenden Daten rekonstruiert werden k\\xf6nnen.\\n\\nDie untersuchten elliptischen Galaxien haben n\\xe4herungsweise konstante Kreisgeschwindigkeiten au\\xdferhalb ihrer Zentren, \\xe4hnlich wie Spiralgalaxien. Die Halo Skalenradien einiger Ellipsen sind allerdings um einen Faktor zehn kleiner als die in gleichhellen Spiralen. Mit den flachen Rotationskurven sind 10 bis 50 Prozent dunkler Materie innerhalb des Effektivradius verkn\\xfcpft. Die zentrale Dichte der dunklen Materie ist in Ellipsen um einen Faktor 25 h\\xf6her als in Spiralgalaxien, was eine Enstehungsrotverschiebung von z = 4 impliziert. Soweit best\\xe4tigen die Modelle aus dieser Arbeit Resultate fr\\xfcherer Arbeiten mit sph\\xe4risch symmetrischen Modellen.\\n\\nIn den Coma Galaxien mit den \\xe4ltesten stellaren Populationen sind entweder - im Vergleich zu j\\xfcngeren Galaxien - mehr Sterne geringer Masse gebildet worden oder aber die dunkle Materie in diesen Galaxien folgt einer \\xe4hnlichen radialen Verteilung, wie die leuchtende Materie.\\n\\nDie Ergebnisse der Arbeit best\\xe4tigen k\\xfcrzlich erschienene Arbeiten, nach denen elliptische Galaxien im grossen und ganzen eine homologe dynamische Familie bilden. Die verbleibende Streuung um entsprechende, aus dem Virialsatz ableitbare, globale Skalenrelationen sind auf eine systematische Verkn\\xfcpfung des Drehimpulses mit der Leuchtkraftverteilung zur\\xfcckzuf\\xfchren. Der Ursprung dieser Relation ist noch unklar, aber ihr Vorhandensein erlaubt die Streuung in den Skalenrelationen um ein Drittel zu reduzieren. Dadurch k\\xf6nnte es in Zukunft m\\xf6glich sein, die Entfernung einzelner Ellipsen mit grosser Genauigkeit aus ihrer Kinematik abzuleiten.\\n\\nDie Abflachung der untersuchten Galaxien kommt durch eine relative Unterh\\xe4ufigkeit von Sternen auf Bahnen, die den \\xc4quator mit hoher vertikaler Geschwindigkeit durchkreuzen, zustande. Eine solche Verteilung von Sternen maximiert ihre Entropie im Phasenraum, wodurch elliptische Galaxien zu einem hohen Grade dynamisch relaxiert scheinen.\\n\\nAllerdings offenbart eine genaue Untersuchung der Sternverteilung im Phasenraum eine reichhaltige Feinstruktur. Ein Objekt besteht aus der \\xdcberlagerung einer d\\xfcnnen, rotierenden Scheibe und eines strukturlosen Sph\\xe4roids. In anderen Galaxien zeigt sich eine starke Asymmetrie zwischen rotierenden und gegenrotierenden Sternen in ihren Au\\xdfenbezirken, gekoppelt mit relativ niedrigen stellaren Altern. Beides deutet daraufhin, dass die Sterne in diesen Regionen erst vor relativ kurzer Zeit zur Galaxie hinzugekommen sind. \\xdcber den beobachteten radialen Bereich zeigt keine Galaxie die typische Struktur nach einem Kollaps. Die Vielfalt der dynamischen Eigenschaften spricht eher f\\xfcr das Verschmelzungsszenario mit seiner nat\\xfcrlichen Variation an Ausgangskonfigurationen und -objekten.'