TY  - THES
A1  - Klessen, Ralf S.
T1  - The relation between interstellar turbulence and star formation
N2  - Eine der zentralen Fragestellungen der modernen Astrophysik ist es, unser Verständnis fuer die Bildung von Sternen und Sternhaufen in unserer Milchstrasse zu erweitern und zu vertiefen. Sterne entstehen in interstellaren Wolken aus molekularem Wasserstoffgas. In den vergangenen zwanzig bis dreißig Jahren ging man davon aus, dass der Prozess der Sternentstehung vor allem durch das Wechselspiel von gravitativer Anziehung und magnetischer Abstossung bestimmt ist. Neuere Erkenntnisse, sowohl von Seiten der Beobachtung als auch der Theorie, deuten darauf hin, dass nicht Magnetfelder, sondern Überschallturbulenz die Bildung von Sternen in galaktischen Molekülwolken bestimmt.  Diese Arbeit fasst diese neuen Überlegungen zusammen, erweitert sie und formuliert eine neue Theorie der Sternentstehung die auf dem komplexen Wechselspiel von Eigengravitation des Wolkengases und der darin beobachteten Überschallturbulenz basiert. Die kinetische Energie des turbulenten Geschwindigkeitsfeldes ist typischerweise ausreichend, um interstellare Gaswolken auf großen Skalen gegen gravitative Kontraktion zu stabilisieren. Auf kleinen Skalen jedoch führt diese Turbulenz zu starken Dichtefluktuationen, wobei einige davon die lokale kritische Masse und Dichte für gravitativen Kollaps überschreiten koennen. Diese Regionen schockkomprimierten Gases sind es nun, aus denen sich die Sterne der Milchstrasse bilden. Die Effizienz und die Zeitskala der Sternentstehung hängt somit unmittelbar von den Eigenschaften der Turbulenz in interstellaren Gaswolken ab. Sterne bilden sich langsam und in Isolation, wenn der Widerstand des turbulenten Geschwindigkeitsfeldes gegen gravitativen Kollaps sehr stark ist. Überwiegt hingegen der Einfluss der Eigengravitation, dann bilden sich Sternen in dichten Gruppen oder Haufen sehr rasch und mit grosser Effizienz.   Die Vorhersagungen dieser Theorie werden sowohl auf Skalen einzelner Sternentstehungsgebiete als auch auf Skalen der Scheibe unserer Milchstrasse als ganzes untersucht. Es zu erwarten, dass protostellare Kerne, d.h. die direkten Vorläufer von Sternen oder Doppelsternsystemen, eine hochgradig dynamische Zeitentwicklung aufweisen, und keineswegs quasi-statische Objekte sind, wie es in der Theorie der magnetisch moderierten Sternentstehung vorausgesetzt wird. So muss etwa die Massenanwachsrate junger Sterne starken zeitlichen Schwankungen unterworfen sein, was wiederum wichtige Konsequenzen für die statistische Verteilung der resultierenden Sternmassen hat. Auch auf galaktischen Skalen scheint die Wechselwirkung von Turbulenz und Gravitation maßgeblich. Der Prozess wird hier allerdings noch zusätzlich moduliert durch chemische Prozesse, die die Heizung und Kühlung des Gases bestimmen, und durch die differenzielle Rotation der galaktischen Scheibe. Als wichtigster Mechanismus zur Erzeugung der interstellaren Turbulenz lässt sich die Überlagerung vieler Supernova-Explosionen identifizieren, die das Sterben massiver Sterne begleiten und große Mengen an Energie und Impuls freisetzen. Insgesamt unterstützen die Beobachtungsbefunde auf allen Skalen das Bild der turbulenten, dynamischen Sternentstehung, so wie es in dieser Arbeit gezeichnet wird.
N2  - Understanding the formation of stars in galaxies is central to much of modern astrophysics. For several decades it has been thought that the star formation process is primarily controlled by the interplay between gravity and magnetostatic support, modulated by neutral-ion drift. Recently, however, both observational and numerical work has begun to suggest that supersonic interstellar turbulence rather than magnetic fields controls star formation.   This review begins with a historical overview of the successes and problems of both the classical dynamical theory of star formation, and the standard theory of magnetostatic support from both observational and theoretical perspectives. We then present the outline of a new paradigm of star formation based on the interplay between supersonic turbulence and self-gravity. Supersonic turbulence can provide support against gravitational collapse on global scales, while at the same time it produces localized density enhancements that allow for collapse on small scales. The efficiency and timescale of stellar birth in Galactic gas clouds strongly depend on the properties of the interstellar turbulent velocity field, with slow, inefficient, isolated star formation being a hallmark of turbulent support, and fast, efficient, clustered star formation occurring in its absence.   After discussing in detail various theoretical aspects of supersonic turbulence in compressible self-gravitating gaseous media relevant for star forming interstellar clouds, we explore the consequences of the new theory for both local star formation and galactic scale star formation. The theory predicts that individual star-forming cores are likely not quasi-static objects, but dynamically evolving. Accretion onto these objects will vary with time and depend on the properties of the surrounding turbulent flow. This has important consequences for the resulting stellar mass function. Star formation on scales of galaxies as a whole is expected to be controlled by the balance between gravity and turbulence, just like star formation on scales of individual interstellar gas clouds, but may be modulated by additional effects like cooling and differential rotation. The dominant mechanism for driving interstellar turbulence in star-forming regions of galactic disks appears to be supernovae explosions. In the outer disk of our Milky Way or in low-surface brightness galaxies the coupling of rotation to the gas through magnetic fields or gravity may become important.
KW  - Sterne
KW  - Sternentstehung
KW  - Turbulenz
KW  - Astrophysik
KW  - Galaxien
KW  - interstellare Materie
KW  - stars
KW  - star formation
KW  - turbulence
KW  - astrophysics
KW  - galaxies
KW  - interstellar matter
Y1  - 2004
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-0001118
ER  - 
TY  - JOUR
A1  - Fulmer, Leah M.
A1  - Gallagher, John S.
A1  - Hamann, Wolf-Rainer
A1  - Oskinova, Lida
A1  - Ramachandran, Varsha
T1  - Testing massive star evolution, star-formation history, and feedback at low metallicity
BT  - photometric analysis of OB stars in the SMC Wing
JF  - Astronomy and astrophysics : an international weekly journal
N2  - Context. 
The supergiant ionized shell SMC-SGS 1 (DEM 167), which is located in the outer Wing of the Small Magellanic Cloud (SMC), resembles structures that originate from an energetic star-formation event and later stimulate star formation as they expand into the ambient medium. However, stellar populations within and surrounding SMC-SGS 1 tell a different story. Aims. We present a photometric study of the stellar population encompassed by SMC-SGS 1 in order to trace the history of such a large structure and its potential influence on star formation within the low-density, low-metallicity environment of the SMC. 

Methods. 
For a stellar population that is physically associated with SMC-SGS 1, we combined near-ultraviolet (NUV) photometry from the Galaxy Evolution Explorer with archival optical (V-band) photometry from the ESO Danish 1.54 m Telescope. Given their colors and luminosities, we estimated stellar ages and masses by matching observed photometry to theoretical stellar isochrone models. Results. We find that the investigated region supports an active, extended star-formation event spanning similar to 25-40 Myr ago, as well as continued star formation into the present. Using a standard initial mass function, we infer a lower bound on the stellar mass from this period of similar to 3 x 10(4) M-circle dot, corresponding to a star-formation intensity of similar to 6 x 10(-3) M-circle dot kpc(-2) yr(-1). 

Conclusions. 
The spatial and temporal distributions of young stars encompassed by SMC-SGS 1 imply a slow, consistent progression of star formation over millions of years. Ongoing star formation, both along the edge and interior to SMC-SGS 1, suggests a combined stimulated and stochastic mode of star formation within the SMC Wing. We note that a slow expansion of the shell within this low-density environment may preserve molecular clouds within the volume of the shell, leaving them to form stars even after nearby stellar feedback expels local gas and dust.
KW  - galaxies
KW  - stellar content
KW  - stars
KW  - formation
KW  - individual
KW  - Small
KW  - Magellanic Cloud
Y1  - 2020
U6  - https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834314
SN  - 0004-6361
SN  - 1432-0746
VL  - 633
PB  - EDP Sciences
CY  - Les Ulis
ER  - 
TY  - THES
A1  - Gressel, Oliver
T1  - Supernova-driven turbulence and magnetic field amplification in disk galaxies
T1  - Supernovagetriebene Turbulenz und Magnetfeldverstärkung in Scheibengalaxien
N2  - Supernovae are known to be the dominant energy source for driving turbulence in the interstellar medium. Yet, their effect on magnetic field amplification in spiral galaxies is still poorly understood. Analytical models based on the uncorrelated-ensemble approach predicted that any created field will be expelled from the disk before a significant amplification can occur. By means of direct simulations of supernova-driven turbulence, we demonstrate that this is not the case. Accounting for vertical stratification and galactic differential rotation, we find an exponential amplification of the mean field on timescales of 100Myr. The self-consistent numerical verification of such a “fast dynamo” is highly beneficial in explaining the observed strong magnetic fields in young galaxies. We, furthermore, highlight the importance of rotation in the generation of helicity by showing that a similar mechanism based on Cartesian shear does not lead to a sustained amplification of the mean magnetic field. This finding impressively confirms the classical picture of a dynamo based on cyclonic turbulence.
N2  - Supernovae sind bekanntermaßen die dominante treibende Energiequelle für Turbulenz im interstellaren Medium. Dennoch ist ihre Auswirkung auf die Verstärkung von Magnetfeldern in Spiralgalaxien weitestgehend unverstanden. Analytische Modelle, die auf der Annahme eines unkorrelierten Ensembles beruhen, sagen voraus, dass das erzeugte Feld aus der galaktischen Scheibe herausgedrängt wird bevor eine substantielle Verstärkung erfolgen kann. Mithilfe numerischer Simulationen supernovagetriebener Turbulenz zeigen wir, dass dies nicht der Fall ist. Unter Berücksichtigung einer vertikalen Schichtung und differentieller galaktischer Rotation beobachten wir eine exponentielle Verstärkung des mittleren Magnetfeldes auf einer Zeitskala von 100 Mio. Jahren. Diese selbstkonsistente numerische Bestätigung eines “schnellen Dynamos” erlaubt es, die beobachteten starken Magnetfelder in jungen Galaxien zu erklären. Darüberhinaus stellen wir die Wichtigkeit der Rotation bei der Erzeugung von Helizität heraus, indem wir zeigen, dass ein ähnlicher Effekt basierend auf kartesischer Scherung nicht zu einer Verstärkung des mittleren Magnetfeldes führt. Dies bestätigt eindrucksvoll das klassische Bild zyklonischer Turbulenz.
KW  - Turbulenz
KW  - Magnetfelder
KW  - Magnetohydrodynamik
KW  - Supernovaüberreste
KW  - Galaxien
KW  - turbulence
KW  - magnetic fields
KW  - magnetohydrodynamics
KW  - supernova remnants
KW  - galaxies
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-29094
ER  - 
TY  - THES
A1  - Werhahn, Maria
T1  - Simulating galaxy evolution with cosmic rays: the multi-frequency view
T1  - Galaxienentwicklung in Simulationen mit komischer Strahlung und deren Strahlungsprozessen
N2  - Cosmic rays (CRs) constitute an important component of the interstellar medium (ISM) of galaxies and are thought to play an essential role in governing their evolution. In particular, they are able to impact the dynamics of a galaxy by driving galactic outflows or heating the ISM and thereby affecting the efficiency of star-formation. Hence, in order to understand galaxy formation and evolution, we need to accurately model this non-thermal constituent of the ISM. But except in our local environment within the Milky Way, we do not have the ability to measure CRs directly in other galaxies. However, there are many ways to indirectly observe CRs via the radiation they emit due to their interaction with magnetic and interstellar radiation fields as well as with the ISM.
In this work, I develop a numerical framework to calculate the spectral distribution of CRs in simulations of isolated galaxies where a steady-state between injection and cooling is assumed. Furthermore, I calculate the non-thermal emission processes arising from the modelled CR proton and electron spectra ranging from radio wavelengths up to the very high-energy gamma-ray regime.
I apply this code to a number of high-resolution magneto-hydrodynamical (MHD) simulations of isolated galaxies, where CRs are included. This allows me to study their CR spectra and compare them to observations of the CR proton and electron spectra by the Voyager-1 satellite and the AMS-02 instrument in order to reveal the origin of the measured spectral features. 
Furthermore, I provide detailed emission maps, luminosities and spectra of the non-thermal emission from our simulated galaxies that range from dwarfs to Milk-Way analogues to starburst galaxies at different evolutionary stages. I successfully reproduce the observed relations between the radio and gamma-ray luminosities with the far-infrared (FIR) emission of star-forming (SF) galaxies, respectively, where the latter is a good tracer of the star-formation rate. I find that highly SF galaxies are close to the limit where their CR population would lose all of their energy due to the emission of radiation, whereas CRs tend to escape low SF galaxies more quickly. On top of that, I investigate the properties of CR transport that are needed in order to match the observed gamma-ray spectra.
Furthermore, I uncover the underlying processes that enable the FIR-radio correlation (FRC) to be maintained even in starburst galaxies and find that thermal free-free-emission naturally explains the observed radio spectra in SF galaxies like M82 and NGC 253 thus solving the riddle of flat radio spectra that have been proposed to contradict the observed tight FRC.
Lastly, I scrutinise the steady-state modelling of the CR proton component by investigating for the first time the influence of spectrally resolved CR transport in MHD simulations on the hadronic gamma-ray emission of SF galaxies revealing new insights into the observational signatures of CR transport both spectrally and spatially.
N2  - Kosmische Strahlung (CR) ist ein essentieller Bestandteil des interstellaren Mediums (ISM) von Galaxien und spielt eine wichtige Rolle in deren Entwicklung. Insbesondere ist sie in der Lage, die Dynamik einer Galaxie zu beeinflussen, indem sie galaktische Ausflüsse treibt oder das ISM aufheizt und sich dadurch auf die Effizienz der Sternentstehung auswirkt. Um Galaxienentstehung zu verstehen ist es daher notwendig, diesen nicht-thermischen Bestandteil des ISM genau zu modellieren. Aber außerhalb unserer lokalen Umgebung innerhalb der Milchstraße haben wir keine Möglichkeit, um CRs in anderen Galaxien direkt zu messen. Allerdings gibt es viele Möglichkeiten, CRs indirekt über die Strahlung zu beobachten, die sie auf Grund ihrer Interaktion mit Magnetfeldern und interstellarer Strahlung sowie mit dem ISM emittieren.
In dieser Arbeit habe ich einen numerischen Code entwickelt, der die spektrale Verteilung der CRs in Simulationen von isolierten Galaxien berechnet, wobei ein stationäres Verhältnis zwischen Injektion und Kühlen angenommen wird. Des Weiteren berechnet er die nicht-thermischen Strahlungsprozesse, die aus den modellierten CR Protonen- und Elektronenspektren hervorgehen. Diese reichen von Radiowellenlängen bis hin zu hochenergetischer Gammastrahlung.
Ich wende diesen Code auf eine Vielzahl von hoch aufgelösten, magneto-hydrodynamischen Simulationen von isolierten Galaxien an, die CRs beinhalten. Das ermöglicht es mir, ihre CR Spektren zu untersuchen und mit Beobachtungen des Voyager-1 Satelliten sowie des AMS-02 Instruments von CR Protonen- und Elektronenspektren zu vergleichen, um dem Ursprung von den gemessenen spektralen Besonderheiten nachzugehen. 
Außerdem lege ich detaillierte Emissionskarten, Leuchtkräfte und Spektren der nicht-thermischen Strahlung unserer simulierten Galaxien vor, die von Zwerggalaxien über Milchstraßen-ähnliche Galaxien bis hin zu Starburst-Galaxien bei verschiedensten Entwicklungsstadien reichen.
Damit kann ich erfolgreich die beobachteten Zusammenhänge zwischen jeweils der Radio- und Gammastrahlungsleuchtkraft mit der Ferninfrarot (FIR) Strahlung der sternbildenden Galaxien reproduzieren, wobei die FIR Strahlung ein guter Indikator für die Rate der Sternentstehung ist. 
Dabei finde ich heraus, dass Galaxien mit einer hohen Rate an Sternentstehung sehr nah an dem Limit sind, in dem ihre CR Population all ihre Energie an die Produktion von Strahlung verlieren würde, während CRs dazu tendieren, Galaxien mit einer niedrigen Sternentstehungsrate schneller zu verlassen. Zusätzlich untersuche ich die Eigenschaften des Transports von CRs, die benötigt werden, um die beobachteten Spektren der Gammastrahlung zu reproduzieren.
Außerdem decke ich die zugrundeliegenden physikalischen Prozesse auf, durch die die Korrelation zwischen der FIR- und Radioleuchtkraft auch in Starburst-Galaxien aufrecht erhalten werden kann und finde heraus, dass die thermische Emission natürlicherweise die beobachteten Radiospektren in Galaxien wie M82 und NGC 253 erklärt, wodurch sich das Rätsel der flachen Radiospektren löst, die scheinbar im Widerspruch zum beobachteten engen Zusammenhang zwischen der FIR- und Radioleuchtkraft standen.
Zuletzt hinterfrage ich die Annahme eines stationären Zustandes bei der Modellierung der CR Protonenspektren, indem ich zum ersten Mal den Einfluss von spektral aufgelöstem Transport von CR Protonen in magneto-hydrodynamischen Simulationen auf die hadronische Gammastrahlung von sternbildenden Galaxien untersuche, was neue Einblicke in beobachtbare Signaturen, sowohl spektral als auch räumlich, von CR-Transport ermöglicht.
KW  - galaxies
KW  - cosmic rays
KW  - numerical astrophysics
KW  - kosmische Strahlung
KW  - Galaxien
KW  - numerische Astrophysik
Y1  - 2023
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-572851
ER  - 
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  - JOUR
A1  - Oskinova, Lida
A1  - Schaerer, Daniel
T1  - Ionization of He II in star-forming galaxies by X-rays from cluster winds and superbubbles
JF  - Astronomy and astrophysics : an international weekly journal
N2  - The nature of the sources powering nebular He II emission in star-forming galaxies remains debated, and various types of objects have been considered, including Wolf-Rayet stars, X-ray binaries, and Population III stars.
Modern X-ray observations show the ubiquitous presence of hot gas filling star-forming galaxies. We use a collisional ionization plasma code to compute the specific He II ionizing flux produced by hot gas and show that if its temperature is not too high (less than or similar to 2.5 MK), then the observed levels of soft diffuse X-ray radiation could explain He II ionization in galaxies.
To gain a physical understanding of this result, we propose a model that combines the hydrodynamics of cluster winds and hot superbubbles with observed populations of young massive clusters in galaxies. We find that in low-metallicity galaxies, the temperature of hot gas is lower and the production rate of He II ionizing photons is higher compared to high-metallicity galaxies. The reason is that the slower stellar winds of massive stars in lower-metallicity galaxies input less mechanical energy in the ambient medium. 
Furthermore, we show that ensembles of star clusters up to similar to 10-20 Myr old in galaxies can produce enough soft X-rays to induce nebular He II emission. We discuss observations of the template low-metallicity galaxy I Zw 18 and suggest that the He II nebula in this galaxy is powered by a hot superbubble. 
Finally, appreciating the complex nature of stellar feedback, we suggest that soft X-rays from hot superbubbles are among the dominant sources of He II ionizing flux in low-metallicity star-forming galaxies.
KW  - galaxies
KW  - ISM
KW  - high-redshift
KW  - bubbles
KW  - X-rays
Y1  - 2022
U6  - https://doi.org/10.1051/0004-6361/202142520
SN  - 0004-6361
SN  - 1432-0746
VL  - 661
PB  - EDP Sciences
CY  - Les Ulis
ER  - 
TY  - THES
A1  - Herenz, Edmund Christian
T1  - Detecting and understanding extragalactic Lyman α emission using 3D spectroscopy
T1  - Detektion und Interpretation extragalaktischer Lyman Alpha Emission mittels 3D Spektroskopie
N2  - In this thesis we use integral-field spectroscopy to detect and understand of Lyman α (Lyα) emission from high-redshift galaxies.

Intrinsically the Lyα emission at λ = 1216 Å is the strongest recombination line from galaxies.  It arises from the 2p → 1s transition in hydrogen.  In star-forming galaxies the line is powered by ionisation of the interstellar gas by hot O- and B- stars.  Galaxies with star-formation rates of 1 - 10 Msol/year are expected to have Lyα luminosities of 42 dex - 43 dex (erg/s), corresponding to fluxes ~ -17 dex - -18 dex (erg/s/cm²) at redshifts z~3, where Lyα is easily accessible with ground-based telescopes.  However, star-forming galaxies do not show these expected Lyα fluxes.  Primarily this is a consequence of the high-absorption cross-section of neutral hydrogen for Lyα photons σ ~ -14 dex (cm²).  Therefore, in typical interstellar environments Lyα photons have to undergo a complex radiative transfer.  The exact conditions under which Lyα photons can escape a galaxy are poorly understood.

Here we present results from three observational projects.  In Chapter 2, we show integral field spectroscopic observations of 14 nearby star-forming galaxies in Balmer α radiation (Hα, λ = 6562.8 Å).  These observations were obtained with the Potsdam Multi Aperture Spectrophotometer at the Calar-Alto 3.5m Telescope}.  Hα directly traces the intrinsic Lyα radiation field.  We present Hα velocity fields and velocity dispersion maps spatially registered onto Hubble Space Telescope Lyα and Hα images.  From our observations, we conjecture a causal connection between spatially resolved Hα kinematics and Lyα photometry for individual galaxies.  Statistically, we find that dispersion-dominated galaxies are more likely to emit Lyα photons than galaxies where ordered gas-motions dominate.  This result indicates that turbulence in actively star-forming systems favours an escape of Lyα radiation.

Not only massive stars can power Lyα radiation, but also non-thermal emission from an accreting super-massive black hole in the galaxy centre.  If a galaxy harbours such an active galactic nucleus, the rate of hydrogen-ionising photons can be more than 1000 times higher than that of a typical star-forming galaxy.  This radiation can potentially ionise large regions well outside the main stellar body of galaxies.  Therefore, it is expected that the neutral hydrogen from these circum-galactic regions shines fluorescently in Lyα.  Circum-galactic gas plays a crucial role in galaxy formation.  It may act as a reservoir for fuelling star formation, and it is also subject to feedback processes that expel galactic material.  If Lyα emission from this circum-galactic medium (CGM) was detected, these important processes could be studied in-situ around high-z galaxies.  In Chapter 3, we show observations of five radio-quiet quasars with PMAS to search for possible extended CGM emission in the Lyα line.  However, in four of the five objects, we find no significant traces of this emission.  In the fifth object, there is evidence for a weak and spatially quite compact Lyα excess at several kpc outside the nucleus.  The faintness of these structures is consistent with the idea that radio-quiet quasars typically reside in dark matter haloes of modest masses.  While we were not able to detect Lyα CGM emission, our upper limits provide constraints for the new generation of IFS instruments at 8--10m class telescopes.

The Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) at ESOs Very Large Telescopeis such an unique instrument.  One of the main motivating drivers in its construction was the use as a survey instrument for Lyα emitting galaxies at high-z.  Currently, we are conducting such a survey that will cover a total area of ~100 square arcminutes with 1 hour exposures for each 1 square arcminute MUSE pointing.  As a first result from this survey we present in Chapter 5 a catalogue of 831 emission-line selected galaxies from a 22.2 square arcminute region in the Chandra Deep Field South.  In order to construct the catalogue, we developed and implemented a novel source detection algorithm -- LSDCat -- based on matched filtering for line emission in 3D spectroscopic datasets (Chapter 4).  Our catalogue contains 237 Lyα emitting galaxies in the redshift range 3 ≲ z ≲ 6.  Only four of those previously had spectroscopic redshifts in the literature.  We conclude this thesis with an outlook on the construction of a Lyα luminosity function based on this unique sample (Chapter 6).
N2  - In der vorliegenden Doktorarbeit präsentieren wir Resultate aus drei integralfeldspektroskopischen Beobachtungskampagnen die mit der Intention Lyman α (Lyα) Strahlung von hoch-rotverschobenen Galaxien zu detektieren und zu verstehen durchgeführt wurden.

Die Lyα Emissionslinie im ultravioletten Teil des elektromagnetischen Spektrums (λ = 1216 Å) ist intrinsisch die stärkste Rekombinationslinie im Linienspektrum sternbildender Galaxien.  Die Linie ist eine Folge der Ionisation des interstellaren Gases durch heiße O- und B- Sterne.  Man erwartet von Galaxien mit Sternentstehungsraten 1 - 10 Msol/Jahr intrinsische Lyα Leuchtkräfte von 42 dex - 43 dex (erg/s), was bei Rotverschiebungen von z~3, bei denen Lyα mit bodengebundenen Teleskopen zu beobachten ist, einem Strahlungsstrom von ~ -17 dex - -18 dex (erg/s/cm²) entspricht.  Allerdings werden nicht von allen sternbildenen Galaxien derartige Lyα Strahlungsströme gemessen.  Dies ist in erster Linie eine direkte Konsequenz des hohen Absorptionsquerschnitts von neutralem Wasserstoff für Lyα Photonen.  Deshalb erfahren Lyα Photonen einen komplexen Strahlungstransportprozess in typischen interstellaren Umgebungen.  Die exakten Bedingungen bei denen Lyα Strahlung eine Galaxie verlassen sind noch nicht hinreichend gut verstanden.


Diesbezüglich werden in Kapitel 2 dieser Arbeit integralfeldspektroskopische Beobachtungsergebnisse der Balmer α Strahlung (Hα, λ = 6562.8 Å) von 14 nahen sternbildenden Galaxien gezeigt.  Die Beobachtungsdaten wurden mit dem Potsdam Multi Aperture Spectrophotometer (PMAS) am Calar Alto 3.5m Teleskop gewonnen.  Hα Strahlung ist eine direkte Kopie des intrinischen Lyα Strahlungsfeldes der Galaxien.  Wir zeigen unsere Hα Geschwindigkeitsfelder und Geschwindigkeitsdispersionsfelder räumlich überlagert zu Hubble-Weltraumteleskop-Bildaufnahmen der Lyα und Hα Strahlungsströme.  Aus diesen Beobachtungen können wir schlussfolgern, dass in einigen Galaxien kausale Zusammenhänge zwischen der Hα-Kinematik und der Lyα-Photometrie bestehen.  Statistisch signifikant finden wir, dass Galaxien, bei denen chaotische Dispersionsbewegungen dominieren, wahrscheinlicher Lyα Strahlung abgeben als Galaxien bei denen die Gasbewegungen durch geordnete Bewegungen dominiert sind.  Dieses Resultat ist ein Indiz dafür, dass Turbulenz im interstellaren Medium aktiv sternbildender Galaxien schafft, welche ein Austreten der Lyα-Strahlung begünstigen.

Neben massereichen Sternen kann nicht-thermische Strahlung eines akretierenden supermassereichen schwarzen Loches eine weitere Energiequelle zur Erzeugung von Lyα Strahlung sein.  Wenn eine Galaxie einen solchen aktiven Galaxienkern enthält, kann die Rate der ionisierenden Photonen 1000-mal höher sein als bei einer normalen sternbildenden Galaxie.  Diese Strahlung hat das Potential große Bereiche weit ausserhalb der Sternansammlungen der Galaxien zu ionisieren.  Deshalb ist zu erwarten, dass der neutrale Wasserstoff in diesen zirkum-galaktischen Gebieten in Lyα-Strahlung fluoresziert.  Dieses zirkum-galaktische Gas spielt eine wesentliche Rolle bei der Entwicklung von Galaxien.  Zum Einen ist es das Reservoir aus denen Sternentstehungsprozesse ihr Gas beziehen, zum Anderen ist es Wechselwirkungsprozessen ausgesetzt, bei denen Gas aus der Galaxie hinausgeschleudert wird.  Wenn Lyα-Strahlung dieses zirkum-galaktischen Mediums detektiert werden könnte, ließen sich diese fundamentalen Prozesse der Galaxienentwicklung detaillierter studieren.  In Kapitel 3 dieser Arbeit zeigen wir PMAS Beobachtungsdaten von 5 radio-leisen Quasaren in denen wir nach dieser ausgedehnten Lyα-Strahlung gesucht haben.  Jedoch haben wir für 4 unserer Quasare keine signifikanten Spuren dieser ausgedehnten Strahlung entdecken können.  Im fünften Objekt finden wir in Entfernung von einigen Kiloparsec zum Kern Anzeichen für eine schwache und räumlich eher kompakte Quelle. Deartig schwache Flüsse von solchen Strukturen erscheinen konsistent mit der Annahme, dass radio-leise Quasare sich in Halos aus dunkler Materie mit eher moderaten Massen befinden.  Obwohl wir nicht direkt Lyα-Strahlung vom zirkum-galaktischen Medium detektieren konnten, sind unsere Detektionsgrenzen von Nutzem bei der Planung von diesbezüglichen Beobachtungen mit der neuen Generation von Integralfeldspektrographen an 8--10m Teleskopen.

Ein derartiges Instrument ist der Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) am ESO Very Large Telescope.  Einer der Hauptbeweggründe für dessen Konstruktion war die Verwendung als Durchmusterungsinstrument für Lyα emittierende Galaxien bei hohen Rotverschiebungen.  Aktuell führen wir eine derartige Durchmusterungskampagne durch.  Nach deren Abschluss, werden wir eine Fläche von 100 Quadratbogenminuten durchmustert haben.  In Kapitel 5 dieser Arbeit präsentieren wir als erstes Resultat einen Katalog von 831 Emissionslinienselektierten Galaxien in einer 22.2 Quadratbogenminuten großen Region im Chandra Deep Field South.  Um diesen Katalog zu erzeugen, haben wir eine neuartige Quellendetektionsmethode für integralfeldspektroskopische Datensätze entwickelt und implementiert (Kapitel 4).  Unser Katalog enthält 237 Lyα emittierende Galaxien bei Rotverschiebungen 3 ≲ z ≲ 6.  Aufgrund ihrer geringen Kontinuumsflussdichten existierten zuvor nur von 4 dieser Galaxien spektroskopische Rotverschiebungen.  Als Abschluss dieser Arbeit präsentieren wir einen Ausbick bezüglich der Konstruktion einer Leuchtkraftfunktion dieser einzigartigen Lyα Galaxienstichprobe (Kapitel 6).
KW  - astrophysics
KW  - galaxies
KW  - high redshift galaxies
KW  - integral field spectroscopy
KW  - quasars
KW  - Astrophysik
KW  - Galaxien
KW  - Galaxien bei hoher Rotverschiebung
KW  - Integralfeldspektroskopie
KW  - Quasare
Y1  - 2016
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-102341
ER  - 
TY  - THES
A1  - Herenz, Peter
T1  - A study of the absorption characteristics of gaseous galaxy halos in the local Universe
T1  - Untersuchung von Absorptionsstrukturen in den gasförmigen Halos von Galaxien im lokalen Universum.
N2  - Today, it is well known that galaxies like the Milky Way consist not only of stars but also of gas and dust. The galactic halo, a sphere of gas that surrounds the stellar disk of a galaxy, is especially interesting. It provides a wealth of information about in and outflowing gaseous material towards and away from galaxies and their hierarchical evolution. For the Milky Way, the so-called high-velocity clouds (HVCs), fast moving neutral gas complexes in the halo that can be traced by absorption-line measurements, are believed to play a crucial role in the overall matter cycle in our Galaxy. Over the last decades, the properties of these halo structures and their connection to the local circumgalactic and intergalactic medium (CGM and IGM, respectively) have been investigated in great detail by many different groups. So far it remains unclear, however, to what extent the results of these studies can be transferred to other galaxies in the local Universe. In this thesis, we study the absorption properties of Galactic HVCs and compare the HVC absorption characteristics with those of intervening QSO absorption-line systems at low redshift. The goal of this project is to improve our understanding of the spatial extent and physical conditions of gaseous galaxy halos in the local Universe. In the first part of the thesis we use HST /STIS ultraviolet spectra of more than 40 extragalactic background sources to statistically analyze the absorption properties of the HVCs in the Galactic halo. We determine fundamental absorption line parameters including covering fractions of different weakly/intermediately/highly ionized metals with a particular focus on SiII and MgII. Due to the similarity in the ionization properties of SiII and MgII, we are able to estimate the contribution of HVC-like halo structures to the cross section of intervening strong MgII absorbers at z = 0. Our study implies that only the most massive HVCs would be regarded as strong MgII absorbers, if the Milky Way halo would be seen as a QSO absorption line system from an exterior vantage point. Combining the observed absorption-cross section of Galactic HVCs with the well-known number density of intervening strong MgII absorbers at z = 0, we conclude that the contribution of infalling gas clouds (i.e., HVC analogs) in the halos of Milky Way-type galaxies to the cross section of strong MgII absorbers is 34%. This result indicates that only about one third of the strong MgII absorption can be associated with HVC analogs around other galaxies, while the majority of the strong MgII systems possibly is related to galaxy outflows and winds. The second part of this thesis focuses on the properties of intervening metal absorbers at low redshift. The analysis of the frequency and physical conditions of intervening metal systems in QSO spectra and their relation to nearby galaxies offers new insights into the typical conditions of gaseous galaxy halos. One major aspect in our study was to regard intervening metal systems as possible HVC analogs. We perform a detailed analysis of absorption line properties and line statistics for 57 metal absorbers along 78 QSO sightlines using newly-obtained ultraviolet spectra obtained with HST /COS. We find clear evidence for bimodal distribution in the HI column density in the absorbers, a trend that we interpret as sign for two different classes of absorption systems (with HVC analogs at the high-column density end). With the help of the strong transitions of SiII λ1260, SiIII λ1206, and CIII λ977 we have set up Cloudy photoionization models to estimate the local ionization conditions, gas densities, and metallicities. We find that the intervening absorption systems studied by us have, on average, similar physical conditions as Galactic HVC absorbers, providing evidence that many of them represent HVC analogs in the vicinity of other galaxies. We therefore determine typical halo sizes for SiII, SiIII, and CIII for L = 0.01L∗ and L = 0.05L∗ galaxies. Based on the covering fractions of the different ions in the Galactic halo, we find that, for example, the typical halo size for SiIII is ∼ 160 kpc for L = 0.05L∗ galaxies. We test the plausibility of this result by searching for known galaxies close to the QSO sightlines and at similar redshifts as the absorbers. We find that more than 34% of the measured SiIII absorbers have galaxies associated with them, with the majority of the absorbers indeed being at impact parameters ρ ≤160 kpc.
N2  - Galaxien bestehen nicht nur aus Planeten und Sternen, sondern sind u.a. auch von einer Hülle aus Gas und Staub, dem Halo, umgeben. Dieser Halo spielt für die Entwicklung der Galaxie eine zentrale Rolle, da er mit der galaktischen Scheibe wechselwirken kann. Für das Verständnis des galaktischen Materiekreislaufs ist es daher entscheidend, die Prozesse und Vorgänge sowie das Zusammenspiel der verschiedenen Gasphasen in diesem Übergangsbereich zum intergalaktischen Medium charakterisieren und verstehen zu können. In der vorliegenden Arbeit werden lokale Phänomene, die sogenannten Hochgeschwindigkeitswolken (HVCs), im Halo der Milchstraße mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskops analysiert und ausgewertet. Im Gegensatz zu dem normalen Halo Gas bewegen sich diese HVCs mit ungewöhnlich hohen Geschwindigkeiten durch die ̈ äußeren Bereiche der Milchstraße. Sie passen daher nicht in das Galaktische Ge- schwindigkeitsmodell und stellen eine eigene, wichtige Klasse von Objekten dar, welche mit der Galaxie wechselwirken und diese beeinflussen. Für die Analyse dieser HVCs werden mehr als 40 Spektren von extragalaktischen Hintergrundquellen statistisch untersucht, um u.a. den Bedeckungsanteil von verschiedenen niedrig-/mittel- und hochionisierten Metallen zu ermitteln. Wegen der Ähnlichkeit der Ionisationsparameter von einfach ionisiertem Silizium, SiII, und einfach ionisiertem Magnesium, MgII, ist es möglich, den Beitrag von HVCs zum Wirkungsquerschnitt von starken MgII Absorbern im lokalen Universum zu bestimmen. Es stellt sich heraus, dass, würde man von außen auf die Milchstraße schauen, Galaktische HVCs etwa 52 % zum totalen Wirkungsquerschnitt von starken MgII Absorptionssystemen in der Milchstraße beitragen. Weiterhin ergibt sich, dass nur etwa ein Drittel der starken MgII Absorptionssysteme in der Umgebung von Milchstraßen-ähnlichen Galaxien als HVC Gegenstücke identifziert werden kann. Betrachtet man die große Anzahl an bekannten MgII Absorptionssystemen folgt daraus, dass das HVC-Phänomen nicht alleine auf unsere Galaxie beschränkt ist, sondern im Gegenteil, weit verbreitet zu sein scheint. Weiterhin werden die Eigenschaften von Metallsystemen bei niedriger Rotverschiebung in Quasarspektren analysiert. Die Suche nach extragalaktischen Metallsystemen in einer Vielzahl von Spektren und deren statistische Auswertung bezogen auf ihre Ursprungsgalaxien ermöglicht es, neue Erkenntnisse über die typische Struktur von Halos Milchstraßen-ähnlicher Galaxien zu erlangen. Eine der Hauptfragestellungen ist die Identifizierung von entfernten Metallsystemen als HVC-Analoga. Dazu wurden weitere Quasarspektren des Hubble-Teleskops ausgewertet und mit den Ergebnissen über Galaktische HVCs verglichen. Es zeigt sich hierbei, dass z.B. in der Säulendichteverteilung von neutralem Wasserstoff eine deutliche zweikomponentige Struktur zu erkennen ist. Diese könnte das Resultat von zwei verschiedenen Absorber Populationen sein, wobei eine HVC-ähnliche Eigenschaften aufweist. Diese Absorptionssysteme besitzen im Mittel sehr ähnliche Eigenschaften wie Galaktische Absorber, z.B. in Bezug auf die Eigenschaften des Gases oder dessen Zusammensetzung. Das impliziert u.a., dass sich auch dazugehörige Galaxien innerhalb eines bestimmten Abstandes um diese Absorber befinden sollten. Diese Vermutung wird anhand der Daten exemplarisch für zweichfach ionisiertes Silizium, SiII, untersucht. Es stellt sich heraus, dass sich in mehr als 34 % der Fälle zugehörige Galaxien bei SiIII Absorbern befinden, wobei die Mehrheit sogar innerhalb des von uns ermittelten mittleren Detektionsradius von 160 kpc zu finden ist. Allgemein können wir viele Hinweise darauf finden, dass das HVC-Phänomen nicht nur auf die Milchstraße beschränkt, sondern weit verbreitet ist. Zusätzlich scheinen Metallsysteme in Quasarspektren gute Indikatoren für HVC-Analoga in der Umgebung von anderen entfernten Galaxien zu sein.
KW  - Halo
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KW  - Spektroskopie
KW  - halo
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KW  - galaxies
KW  - spectroscopy
Y1  - 2014
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-70513
ER  -