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Starbursts and active galactic nuclei (AGN) are predominantly driven by galaxy mergers, i.e., the collision of two galaxies, but isolated galaxies, e.g., our Milky Way, can also be subject to these phenomena. Therefore this thesis is divided into two parts: in partwe investigate starbursts and AGN due to galaxy mergers and in part II we examine the Galactic Center (GC), i.e., the center of our Milky Way. In part I we will focus in particular on the timing of starbursts and AGN activity during a merger event. Recent observations indicate a time lag between these two phenomena in the sense that first the merger produces a starburst, followed by, after a time span of 200-300 million years, an episode of AGN activity. To explain this time lag we develop a scenario where the galaxies’ gas, after having formed stars, first forms an accretion disk around the central black hole due to its angular momentum. The gas then loses its angular momentum due to viscous forces and is finally accreted by the black hole, causing the galactic nucleus to become active. Thus the observed time lag is related to the viscous timescale the gas needs, after having formed stars, to move through the accretion disk before reaching the black hole. We develop a new subgrid model to account for the gas forming an accretion disk and for the subsequent evolution of this disk. Our numerical simulations of galaxy mergers reproduce the observed time lag between starburst and AGN activity and fulfill further observational constraints, like the well known correlation between black hole mass and the stellar velocity dispersion of the host galaxy. In part II we will investigate the center of the Milky Way. The GC hosts a black hole that is surrounded by a gaseous disk, the so-called circumnuclear disk (CND). This disk has an inner cavity with a radius of 1 parsec which is populated by a stellar cluster that launches a strong spherical wind. The GC is currently in a quiescent state where no significant star formation or black hole accretion is taking place, but there is evidence that the GC experienced a starburst and AGN activity several million years ago. We will perform magnetohydrodynamical simulations of the CND to investigate the interaction of the stellar cluster’s wind with the CND. It has previously been argued that this wind is responsible for the quiescent state of the GC by pushing the disk’s gas outwards and thus preventing accretion of gas onto the black hole. Our results disprove this scenario, invoking only the wind actually leads to a collapse of the inner cavity within a short period of time. However, including the effects of magnetic fields, which are observed in the CND, stabilizes the inner cavity against collapse. Thus our results explain why the GC is currently in a quiescent state. Furthermore we discuss whether the fading of the stellar winds will subsequently lead to the accretion of gas by the black hole, which in turn could trigger an episode of star formation and AGN activity. Starbursts und aktive galaktische Kerne (AGK) werden vorwiegend durch die Verschmelzung zweier Galaxien ausgelöst, aber auch in isolierten Galaxien, wie z. B. in unserer Milchstraße, können derartige Prozesse stattfinden. Daher gliedern wir diese Arbeit in zwei Teile: im ersten Teil untersuchen wir Starbursts und AGK, welche durch Galaxienkollisionen entstehen, im zweiten Teil widmen wir uns dem Galaktischen Zentrum (GZ), d. h. dem Zentrum unserer Milchstraße. Im ersten Teil untersuchen wir insbesondere, in welcher zeitlichen Beziehung Starbursts und AGK zueinander stehen. Kürzlich durchgeführte Beobachtungen zeigen nämlich eine Zeitdifferenz zwischen diesen beiden Phänomenen, und zwar generiert die Galaxienkollision zunächst einen Starburst, gefolgt von, nach einer Zeitdauer von etwa 200-300 Myr, einer Episode erhöhter AGK Aktivität. Um diese Zeitdifferenz zu erklären entwickeln wir ein Szenario, in dem das Gas der Galaxien, nachdem es den Starburst erzeugt hat, infolge seines Drehimpulses zunächst eine Akkretionsscheibe um das zentrale Schwarze Loch bildet. Durch viskose Prozesse verliert das Gas dann diesen Drehimpuls und wird schließlich vom Schwarzen Loch verschluckt, dieser Prozess ist gekennzeichnet durch eine hohe Aktivität des galaktischen Kerns. Die beobachtete Zeitdifferenz ist also eine viskose Zeitskala, welche das Gas, nachdem es Sterne gebildet hat, zusätzlich benötigt um zum Schwarzen Loch zu gelangen. Wir entwickeln ein neues Subgrid-Modell, welches die Entstehung und die darauf folgende Entwicklung der Akkretionscheibe berücksichtigt. Die Ergebnisse unserer numerischen Simulationen von Galaxienkollisonen reproduzieren die beobachtete Zeitdifferenz zwischen Starburst und AGK Aktivität und erfüllen weitere Beobachtungsbefunde, wie die allgemein bekannte Korrelation zwischen der Masse des zentralen Schwarzen Loches und der stellaren Geschwindigkeitsdispersion der Galaxie. Im zweiten Teil untersuchen wir das Zentrum unserer Milchstraße. Das GZ beherbergt ein Schwarzes Loch, welches von einer gasförmigen Scheibe umgeben ist. Diese Scheibe hat ein zentrales Loch mit einem Radius von etwa einem Parsec, darin befindet sich ein Sternhaufen, welcher einen starken, sphärischen Wind ausstößt. Das GZ befindet sich zur Zeit in einem Stadium geringer Aktivität, es gibt aber Hinweise auf Starbursts und AGK Aktivität, welche vor einigen Millionen Jahren stattfanden. Wir werden magnetohydrodynamische Simulationen durchführen, um die Interaktion des Innenrandes der Scheibe mit dem Wind des zentralen Sternhaufens zu untersuchen. Bisher wurde angenommen, dass dieser Wind für die derzeitige geringe Aktivität des GZs verantwortlich ist, indem dieser einen Druck auf das Gas der Scheibe ausübt und so die Akkretion des Gases auf das Schwarze Loch verhindert. Unsere Ergebnisse widerlegen dieses Szenario, berücksichtigt man nur die Interaktion der Scheibe mit dem Wind führt dies sogar zum Kollaps des inneren Loches. Nur die zusätzliche Berücksichtigung von Magnetfeldern stabilisiert das innere Loch gegen den Kollaps. Unsere Ergebnisse erklären somit, warum sich das GZ zur Zeit in einem Stadium geringer Aktivität befindet. Wir werden außerdem diskutieren, ob das Nachlassen des Windes vom zentralen Sternhaufen eine Phase erhöhter Akkretion und somit Starbursts und AGK Aktivität auslösen könnte.

We derive analytical expressions for the mass flow rates in and from accretion discs, taking into account the Eddington limit. This allows us to connect the basic properties of outflows with those of the accretion flow. As an example, we derive the radial surface density distribution in the accretion disc of Mrk 231., 6 pages, 2 figures, submitted to MNRAS