TY  - THES
A1  - Kamann, Sebastian
T1  - Crowded field spectroscopy and the search for intermediate-mass black holes in globular clusters
T1  - Spektroskopie dichter Sternfelder und die Suche nach mittelschweren schwarzen Löchern in Kugelsternhaufen
N2  - Globular clusters are dense and massive star clusters that are an integral part of any major galaxy. Careful studies of their stars, a single cluster may contain several millions of them, have revealed that the ages of many globular clusters are comparable to the age of the Universe. These remarkable ages make them valuable probes for the exploration of structure formation in the early universe or the assembly of our own galaxy, the Milky Way. A topic of current research relates to the question whether globular clusters harbour massive black holes in their centres. These black holes would bridge the gap from stellar mass black holes, that represent the final stage in the evolution of massive stars, to supermassive ones that reside in the centres of galaxies. For this reason, they are referred to as intermediate-mass black holes. The most reliable method to detect and to weigh a black hole is to study the motion of stars inside its sphere of influence. The measurement of Doppler shifts via spectroscopy allows one to carry out such dynamical studies. However, spectroscopic observations in dense stellar fields such as Galactic globular clusters are challenging. As a consequence of diffraction processes in the atmosphere and the finite resolution of a telescope, observed stars have a finite width characterized by the point spread function (PSF), hence they appear blended in crowded stellar fields. Classical spectroscopy does not preserve any spatial information, therefore it is impossible to separate the spectra of blended stars and to measure their velocities. Yet methods have been developed to perform imaging spectroscopy. One of those methods is integral field spectroscopy. In the course of this work, the first systematic study on the potential of integral field spectroscopy in the analysis of dense stellar fields is carried out. To this aim, a method is developed to reconstruct the PSF from the observed data and to use this information to extract the stellar spectra. Based on dedicated simulations, predictions are made on the number of stellar spectra that can be extracted from a given data set and the quality of those spectra. Furthermore, the influence of uncertainties in the recovered PSF on the extracted spectra are quantified. The results clearly show that compared to traditional approaches, this method makes a significantly larger number of stars accessible to a spectroscopic analysis. This systematic study goes hand in hand with the development of a software package to automatize the individual steps of the data analysis. It is applied to data of three Galactic globular clusters, M3, M13, and M92. The data have been observed with the PMAS integral field spectrograph at the Calar Alto observatory with the aim to constrain the presence of intermediate-mass black holes in the centres of the clusters. The application of the new analysis method yields samples of about 80 stars per cluster. These are by far the largest spectroscopic samples that have so far been obtained in the centre of any of the three clusters. In the course of the further analysis, Jeans models are calculated for each cluster that predict the velocity dispersion based on an assumed mass distribution inside the cluster. The comparison to the observed velocities of the stars shows that in none of the three clusters, a massive black hole is required to explain the observed kinematics. Instead, the observations rule out any black hole in M13 with a mass higher than 13000 solar masses at the 99.7% level. For the other two clusters, this limit is at significantly lower masses, namely 2500 solar masses in M3 and 2000 solar masses in M92. In M92, it is possible to lower this limit even further by a combined analysis of the extracted stars and the unresolved stellar component. This component consists of the numerous stars in the cluster that appear unresolved in the integral field data. The final limit of 1300 solar masses is the lowest limit obtained so far for a massive globular cluster.
N2  - Kugelsternhaufen sind dichte, gravitativ gebundene Ansammlungen von teilweise mehreren Millionen Sternen, die ein fester Bestandteil jeder massiven Galaxie sind. Aus der Untersuchung der Kugelsternhaufen in der Milchstraße weiß man, dass das Alter von vielen dieser Objekte vergleichbar ist mit jenem des Universums. Dies macht sie zu wertvollen Forschungsobjekten, beispielsweise um die Entstehung der Milchstraße und die Strukturbildung im frühen Universum zu verstehen. Eine aktuelle wissenschaftliche Fragestellung befasst sich damit, ob Kugelsternhaufen massive schwarze Löcher beherbergen. Diese würden eine Brücke schlagen von den stellaren schwarzen Löchern, die durch den Kollaps massereicher Sterne entstehen, zu den supermassiven schwarzen Löchern, welche man in den Zentren massiver Galaxien beobachtet. Man bezeichnet sie daher auch als mittelschwere schwarze Löcher. Die sicherste Diagnostik, um schwarze Löcher zu detektieren und ihre Masse zu bestimmen ist, die Bewegung der Sterne innerhalb ihrer gravitativen Einflusssphäre zu vermessen. Spektroskopische Untersuchungen vermögen dies über die Dopplerverschiebung von Spektrallinien, sind jedoch in dichten stellaren Feldern wie Kugelsternhaufen schwierig. Aufgrund der Turbulenz in der Atmosphäre und dem endlichen Auflösungsvermögen des Teleskops erscheinen die Sterne in den Beobachtungen nicht punktförmig, sondern mit einer durch die Punktspreizfunktion (PSF) gegebenen Breite. In dichten stellaren Feldern führt dies dazu, dass die Sterne überlappen. Da klassische spektroskopische Verfahren nicht bildgebend sind, lassen sich die Beiträge der Einzelsterne zu einem beobachteten Spektrum nicht trennen und die Geschwindigkeiten der Sterne können nicht vermessen werden. Bildgebende spektroskopische Verfahren, wie etwa die Integralfeld-Spektroskopie, bieten jedoch die Möglichkeit, die PSF zu rekonstruieren und basierend darauf die Spektren überlappender Sterne zu trennen. Im Rahmen der vorgelegten Arbeit wird das Potential der Integralfeld-Spektroskopie in der Beobachtung dichter stellarer Felder zum ersten Mal systematisch analysiert. Hierzu wird eine Methodik entwickelt, die das Extrahieren von Einzelsternspektren über eine Rekonstruktion der PSF aus den vorhandenen Daten erlaubt. Anhand von Simulationen werden Voraussagen darüber gemacht, wie viele Sternspektren aus einem gegebenen Datensatz extrahiert werden können, welche Qualität diese Spektren haben und wie sich Ungenauigkeiten in der rekonstruierten PSF auf die Analyse auswirken. Es zeigt sich hierbei, dass die entwickelte Methodik die spektroskopische Analyse von deutlich mehr Sternen erlaubt als klassische Verfahren. Parallel zu dieser systematischen Studie erfolgt die Entwicklung einer dezidierten Analysesoftware, welche im zweiten Teil der Arbeit auf Daten von drei Kugelsternhaufen angewendet wird, die mit dem PMAS Integralfeld-Spektrographen am Calar Alto Observatorium aufgenommen wurden: M3, M13 und M92. Die Auswertung dieser Daten liefert Spektren für eine Stichprobe von ungefähr 80 Sternen pro Kugelsternhaufen, weit mehr als bisher im Zentrum eines der drei Haufen verfügbar waren. In der weiteren Analyse werden Jeans Modelle für jedes der drei Objekte gerechnet. Diese erlauben basierend auf einer angenommenen Massenverteilung innerhalb des Kugelsternhaufens eine Vorhersage der Geschwindigkeitsdispersion der Sterne. Der Vergleich mit den gemessenen Geschwindigkeiten zeigt, dass in keinem der drei Haufen ein schwarzes Loch benötigt wird, um die Dynamik der zentrumsnahen Sterne zu erklären. Im Gegenteil, die Beobachtungen können zu 99,7-prozentiger Sicherheit ausschließen, dass sich in M13 ein schwarzes Loch mit einer Masse größer 13000 Sonnenmassen befindet. In den anderen beiden Haufen liegt diese Grenze noch bei deutlich geringeren Massen, nämlich bei 2500 Sonnenmassen in M3 und 2000 Sonnenmassen in M92. In M92 ist es außerdem möglich, das Limit noch weiter herabzusetzen durch eine zusätzliche Analyse der unaufgelösten stellaren Komponente. Diese Komponente besteht aus dem integrierten Licht all jener Sterne, die zu schwach und zahlreich sind als dass sie aus den verfügbaren Daten einzeln extrahiert werden könnten. Das endgültige Limit von 1300 Sonnenmassen ist das geringste, welches bisher in einem massiven Kugelsternhaufen gemessen wurde.
KW  - Kugelsternhaufen
KW  - Sterndynamik
KW  - Physik schwarzer Löcher
KW  - Integralfeld-Spektroskopie
KW  - PSF Analyse
KW  - globular clusters
KW  - stellar dynamics
KW  - black hole physics
KW  - integral field spectroscopy
KW  - PSF fitting
Y1  - 2013
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-67763
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  - Thater, Sabine
T1  - The interplay between supermassive black holes and their host galaxies
T1  - Das Zusammenspiel zwischen supermassereichen Schwarzen Löchern und ihren Muttergalaxien
N2  - Supermassive black holes reside in the hearts of almost all massive galaxies. Their evolutionary path seems to be strongly linked to the evolution of their host galaxies, as implied by several empirical relations between the black hole mass (M BH ) and different host galaxy properties. The physical driver of this co-evolution is, however, still not understood. More mass measurements over homogeneous samples and a detailed understanding of systematic uncertainties are required to fathom the origin of the scaling relations.

In this thesis, I present the mass estimations of supermassive black holes in the nuclei of one late-type and thirteen early-type galaxies. Our SMASHING sample extends from the intermediate to the massive galaxy mass regime and was selected to fill in gaps in number of galaxies along the scaling relations. All galaxies were observed at high spatial resolution, making use of the adaptive-optics mode of integral field unit (IFU) instruments on state-of-the-art telescopes (SINFONI, NIFS, MUSE). I extracted the stellar kinematics from these observations and constructed dynamical Jeans and Schwarzschild models to estimate the mass of the central black holes robustly. My new mass estimates increase the number of early-type galaxies with measured black hole masses by 15%. The seven measured galaxies with nuclear light deficits (’cores’) augment the sample of cored galaxies with measured black holes by 40%. Next to determining massive black hole masses, evaluating the accuracy of black hole masses is crucial for understanding the intrinsic scatter of the black hole- host galaxy scaling relations. I tested various sources of systematic uncertainty on my derived mass estimates.

The M BH estimate of the single late-type galaxy of the sample yielded an upper limit, which I could constrain very robustly. I tested the effects of dust, mass-to-light ratio (M/L) variation, and dark matter on my measured M BH . Based on these tests, the typically assumed constant M/L ratio can be an adequate assumption to account for the small amounts of dark matter in the center of that galaxy. I also tested the effect of a variable M/L variation on the M BH measurement on a second galaxy. By considering stellar M/L variations in the dynamical modeling, the measured M BH decreased by 30%. In the future, this test should be performed on additional galaxies to learn how an as constant assumed M/L flaws the estimated black hole masses.
Based on our upper limit mass measurement, I confirm previous suggestions that resolving the predicted BH sphere-of-influence is not a strict condition to measure black hole masses. Instead, it is only a rough guide for the detection of the black hole if high-quality, and high signal-to-noise IFU data are used for the measurement. About half of our sample consists of massive early-type galaxies which show nuclear surface brightness cores and signs of triaxiality. While these types of galaxies are typically modeled with axisymmetric modeling methods, the effects on M BH are not well studied yet. The massive galaxies of our presented galaxy sample are well suited to test the effect of different stellar dynamical models on the measured black hole mass in evidently triaxial galaxies. I have compared spherical Jeans and axisymmetric Schwarzschild models and will add triaxial Schwarzschild models to this comparison in the future. The constructed Jeans and Schwarzschild models mostly disagree with each other and cannot reproduce many of the triaxial features of the galaxies (e.g., nuclear sub-components, prolate rotation). The consequence of the axisymmetric-triaxial assumption on the accuracy of M BH and its impact on the black hole - host galaxy relation needs to be carefully examined in the future.
In the sample of galaxies with published M BH , we find measurements based on different dynamical tracers, requiring different observations, assumptions, and methods. Crucially, different tracers do not always give consistent results. I have used two independent tracers (cold molecular gas and stars) to estimate M BH in a regular galaxy of our sample. While the two estimates are consistent within their errors, the stellar-based measurement is twice as high as the gas-based. Similar trends have also been found in the literature. Therefore, a rigorous test of the systematics associated with the different modeling methods is required in the future. I caution to take the effects of different tracers (and methods) into account when discussing the scaling relations.

I conclude this thesis by comparing my galaxy sample with the compilation of galaxies with measured black holes from the literature, also adding six SMASHING galaxies, which were published outside of this thesis. None of the SMASHING galaxies deviates significantly from the literature measurements. Their inclusion to the published early-type galaxies causes a change towards a shallower slope for the M BH - effective velocity dispersion relation, which is mainly driven by the massive galaxies of our sample. More unbiased and homogenous measurements are needed in the future to determine the shape of the relation and understand its physical origin.
N2  - Supermassereiche schwarze Löcher befinden sich in den Herzen von fast allen massiven Galaxien. Ihr evolutionärer Werdegang scheint stark mit dem Wachstum ihrer Muttergalaxien in Verbindung zu stehen, wie mehrere empirische Beziehungen zwischen der Masse der schwarzen Löcher (M BH ) und verschiedenen Eigenschaften der Muttergalaxien andeuten. Der physikalische Ursprung dieser Koevolution ist jedoch immer noch nicht verstanden. Weitere Massenmessungen über homogene Galaxienproben und ein detailliertes Verständnis der systematischen Unsicherheiten sind erforderlich, um den Ursprung dieser Skalierungsbeziehungen zu ergründen.

In dieser Arbeit präsentiere ich die Massenabschätzungen von Supermassereichen Schwarzen Löchern der Zentren einer Spiral- und dreizehn elliptischer und linsenförmiger Galaxien. Meine SMASHING-Probe erstreckt sich vom mittleren bis zum hohen Galaxienmassenbereich und wurde ausgewählt, um Lücken entlang der Skalierungsbeziehungen zu schließen. Alle Galaxien wurden mit hoher räumlicher Auflösung beobachtet, wobei der adaptivoptische Modus von Integralfeldspektrographen (IFU) modernster Teleskope (SINFONI, NIFS, MUSE) verwendet wurde. Aus diesen Beobachtungen habe ich die Sternenkinematik extrahiert und dynamische Jeans- und Schwarzschildmodelle konstruiert, um die Masse der zentralen Schwarzen Löcher robust zu bestimmen. Meine neuen Massenschätzungen erhöhen die Anzahl elliptischer Galaxien mit vermessenen Schwarzen Löchern um 15%. Die sieben vermessenen Galaxien mit inneren Lichtdefiziten ("Cores") ergänzen die Probe der Core-Galaxien mit gemessenen schwarzen Löchern um 40%. Neben der Bestimmung ist die Beurteilung der Genauigkeit von Schwarzlochmassen entscheidend für das Verständnis der intrinsischen Streuung der Beziehungen zwischen schwarzem Loch und Muttergalaxie. Ich habe meine abgeleiteten Massenabschätzungen auf verschiedene systematische Fehlerquellen getestet. Dabei habe ich Bezug genommen auf die Auswirkungen von Staub, Variation des Masse-Licht-Verhältnisses (M/L), Dunkler Materie, verschiedener dynamischer Modelle und verschiedener dynamischer Tracer. Die Ergebnisse präsentiere ich in dieser Arbeit.

Ich schließe diese Arbeit, indem ich meine Galaxienprobe mit der den in der Forschungsliteratur zusammengestellten Galaxien mit bereits vermessenen Schwarzen Löchern vergleiche und auch sechs SMASHING-Galaxien hinzufüge, die außerhalb dieser Arbeit veröffentlicht wurden. Keine der SMASHING-Galaxien weicht signifikant von den veröffentlichten Messungen ab. Eine gemeinsame Analyse meiner Messungen und der veröffentlichten elliptischen Galaxien ergibt eine Abflachung der Steigung für die M BH - effektive Geschwindigkeitsdispersionsbeziehung, die hauptsächlich von den massiven Galaxien meiner Probe bewirkt wird. In Zukunft sind unvoreingenommene und homogenere Messungen erforderlich, um die Form der Skalierungsbeziehung zu bestimmen und ihren physikalischen Ursprung zu verstehen.
KW  - supermassive black holes
KW  - galaxy evolution
KW  - stellar kinematics
KW  - galaxy dynamics
KW  - integral field spectroscopy
KW  - supermassereiche Schwarze Löcher
KW  - Galaxienentwicklung
KW  - stellare Kinematik
KW  - Galaxiendynamik
KW  - Integralfieldspektroskopie
Y1  - 2019
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-437570
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.
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KW  - Galaxienentwicklung
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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  - Jonic, Sanja
T1  - Constraining black hole growth across cosmic time
T1  - Einschränkung des Wachstums von Schwarzen Löchern über die
kosmische Zeit hinweg
BT  - the faintest active galactic nuclei
BT  - die schwächsten aktiven galaktischen Kerne
N2  - Active Galactic Nuclei (AGN) are considered to be the main powering source of active galaxies, where central Super Massive Black Holes (SMBHs), with masses between 106 and 109 M⊙ gravitationally pull the surrounding material via accre- tion. AGN phenomenon expands over a very wide range of luminosities, from the most luminous high-redshift quasars (QSOs), to the local Low-Luminosity AGN (LLAGN), with significantly weaker luminosities. While "typical" luminous AGNs distinguish themselves by their characteristical blue featureless continuum, the Broad Emission Lines (BELs) with Full Widths at Half Maximum (FWHM) in order of few thousands km s1, arising from the so-called Broad Line Region (BLR), and strong radio and/or X-ray emission, detection of LLAGNs on the other hand is quite chal- lenging due to their extremely weak emission lines, and absence of the power-law continuum. In order to fully understand AGN evolution and their duty-cycles across cosmic history, we need a proper knowledge of AGN phenomenon at all luminosi- ties and redshifts, as well as perspectives from different wavelength bands.
In this thesis I present a search for AGN signatures in central spectra of 542 local (0.005 < z < 0.03) galaxies from the Calar Alto Legacy Integral Field Area (CALIFA) survey. The adopted aperture of 3′′ × 3′′ corresponds to central ∼ 100 − 500 pc for the redshift range of CALIFA. Using the standard emission-line ratio diagnostic diagrams, we initially classified all CALIFA emission-line galaxies (526) into star- forming, LINER-like, Seyfert 2 and intermediates. We further detected signatures of the broad Hα component in 89 spectra from the sample, of which more than 60% are present in the central spectra of LINER-like galaxies. These BELs are very weak, with luminosities in range 1038 − 1041 erg s−1, but with FWHMs between 1000 km s−1 and 6000 km s−1, comparable to those of luminous high-z AGN. This result implies that type 1 AGN are in fact quite frequent in the local Universe. We also identified additional 29 Seyfert 2 galaxies using the emission-line ratio diagnostic diagrams.
Using the MBH − σ∗ correlation, we estimated black hole masses of 55 type 1 AGN from CALIFA, a sample for which we had estimates of bulge stellar velocity dispersions σ∗. We compared these masses to the ones that we estimated from the virial method and found large discrepancies. We analyzed the validity of both meth- ods for black hole mass estimation of local LLAGN, and concluded that most likely virial scaling relations can no longer be applied as a valid MBH estimator in such low-luminosity regime. These black holes accrete at very low rate, having Edding- ton ratios in range 4.1 × 10−5 − 2.4 × 10−3. Detection of BELs with such low lumi- nosities and at such low Eddington rates implies that these LLAGN are still able to form the BLR, although with probably modified structure of the central engine.
In order to obtain full picture of black hole growth across cosmic time, it is es- sential that we study them in different stages of their activity. For that purpose, we estimated the broad AGN Luminosity Function (AGNLF) of our entire type 1 AGN sample using the 1/Vmax method. The shape of AGNLF indicates an apparent flattening below luminosities LHα ∼ 1039 erg s−1. Correspondingly we estimated ac- tive Black Hole Mass Function (BHMF) and Eddington Ration Distribution Function (ERDF) for a sub-sample of type 1 AGN for which we have MBH and λ estimates. The flattening is also present in both BHMF and ERDF, around log(MBH) ∼ 7.7 and log(λ) < 3, respectively. We estimated the fraction of active SMBHs in CALIFA by comparing our active BHMF to the one of the local quiescent SMBHs. The shape of
the active fraction which decreases with increasing MBH, as well as the flattening of AGNLF, BHMF and ERDF is consistent with scenario of AGN cosmic downsizing.
To complete AGN census in the CALIFA galaxy sample, it is necessary to search for them in various wavelength bands. For the purpose of completing the census we performed cross-correlations between all 542 CALIFA galaxies and multiwavelength surveys, Swift – BAT 105 month catalogue (in hard 15 - 195 keV X-ray band), and NRAO VLA Sky Survey (NVSS, in 1.4 GHz radio domain). This added 1 new AGN candidate in X-ray, and 7 in radio wavelength band to our local LLAGN count.
It is possible to detect AGN emission signatures within 10 – 20 kpc outside of the central galactic regions. This may happen when the central AGN has recently switched off and the photoionized material is spread across the galaxy within the light-travel-time, or the photoionized material is blown away from the nucleus by outflows. In order to detect these extended AGN regions we constructed spatially resolved emission-line ratio diagnostic diagrams of all emission-line galaxies from the CALIFA, and found 1 new object that was previously not identified as AGN.
Obtaining the complete AGN census in CALIFA, with five different AGN types, showed that LLAGN contribute a significant fraction of 24% of the emission-line galaxies in the CALIFA sample. This result implies that AGN are quite common in the local Universe, and although being in very low activity stage, they contribute to large fraction of all local SMBHs. Within this thesis we approached the upper limit of AGN fraction in the local Universe and gained some deeper understanding of the LLAGN phenomenon.
N2  - Aktive galaktische Kerne (Active Galactic Nuclei - AGN) gelten als die Hauptantriebsquelle für aktive Galaxien, bei denen zentrale supermassive schwarze Löcher (Supermassive Black Holes - SMBHs), mit Massen zwischen 106 und 109 M☉, umgebendes Material durch Akkretion ziehen. Das AGN-Phänomen erstreckt sich � uber sehr weite Reiche von Leuchtdichten, von den leuchtendsten Quasaren mit hoher Rotverschiebung z, bis zum lokalen AGN mit niedriger Leuchtkraft (Low-Luminosity AGN - LLAGN). Die "typische" leuchtende AGNs auszeichnen sich durch ihr charakteristisches blaues Kontinuum ohne Merkmale, die breite Emissionslinien in der Größenordnung von einigen Tausend km s-1, und der starken Radio- und/oder Röntgenemission. Aufgrund extrem schwachen Emissionslinien der LLAGN, und des Fehlens des power-law Kontinuum sind LLAGN schwer zu erkennen. Um die AGN-Evolution und ihre Arbeitszyklen in der kosmischen Geschichte vollständig zu verstehen, benötigen wir eine genaue Kenntnis des AGN-Phänomens bei allen Leuchtdichten und Rotverschiebungen sowie Perspektiven aus verschiedenen Wellenlängenbändern.

In dieser Arbeit stelle ich eine Suche nach AGN-Signaturen in zentralen Spektren von 542 lokalen (0.005 < z < 0.03) Galaxien aus der CALIFA-survey (Calar Alto Legacy Integral Field Area) vor. Unter Verwendung der Standarddiagnosediagramme f� ur das Emissionslinienverh� altnis haben wir zun� achst alle CALIFA-Emissionsliniengalaxien (526) in sternbildende, LINER-ähnliche, Seyfert 2 und Zwischenprodukte eingeteilt. Wir haben ferner Signaturen der breiten Hα -Komponente in 89 zentralen Spektren entdeckt, von denen mehr als 60% in den zentralen Spektren von LINER-ähnlichen Galaxien vorhanden sind. Diese Linien sind sehr schwach, mit Leuchtdichten im Bereich von 1038 - 1041 erg s-1, aber mit Breiten zwischen 1000 km s-1 und 6000 km s-1, vergleichbar mit denen von leuchtendem Hoch-z AGN. Dieses Ergebnis impliziert, dass Typ 1 AGN im lokalen Universum tatsächlich ziemlich häufig sind. Wir haben auch zus� atzliche 29 Seyfert 2 Galaxien mithilfe der Diagnosediagramme des Emissionslinienverhältnisses identifiziert.

Unter Verwendung der MBH - σ* Korrelation schätzten wir die Schwarzlochmassen von 55 Typ 1 AGN aus CALIFA. Wir haben diese Massen mit denen verglichen, die wir anhand der Virialmethode geschätzt haben, und dort große Diskrepanzen festgestellt. Wir analysierten die G� ultigkeit beider Methoden zur Schätzung der Schwarzlochmasse MBH von lokalem LLAGN und kamen zu dem Schluss, dass die wahrscheinlichsten viralen Skalierungsbeziehungen in einem solchen Regime mit geringer Leuchtkraft nicht mehr g� ultig sind. Diese SMBHs haben auch sehr niedrige Eddington-Verhältnisse (im Bereich von 4.1 x 10-5 - 2.4 x 10-3). Der Nachweis von BELs mit so geringen Leuchtdichten und so niedrigen Eddington-Raten impliziert, dass diese LLAGN immer noch in der Lage sind, das BLR zu bilden, obwohl die Struktur der Zentralmaschine wahrscheinlich modifiziert ist.

Um ein vollständiges Bild des Wachstums der SMBHs � uber die kosmische Zeit zu erhalten, ist es wichtig, dass wir sie in verschiedenen Stadien ihrer Aktivität untersuchen. Zu diesem Zweck haben wir die breite AGN-Leuchtkraftfunktion unserer Typ 1 AGN geschätzt. Die Form von Leuchtkraftfunktion zeigt eine scheinbare Abflachung unter den Leuchtdichten LHα ~ 1039 erg s-1 an. Entsprechend haben wir die aktive Schwarzlochmassenfunktion und die Eddington-Rationsverteilungsfunktion auch gesch� atzt. In diesen Verteilungen ist auch eine Abflachung vorhanden, und das stimmt mit dem Szenario der kosmischen Verkleinerung von AGN überein.

Um den AGN-Zensus in der CALIFA-Galaxienprobe abzuschließen, müssen sie in verschiedenenWellenlängenbändern gesucht werden. Deswegen führten wir Kreuzkorrelationen zwischen CALIFA-Galaxien und Multiwellenlängen-Vermessungen, Swift - BAT 105-Monats-Katalog (im harten Röntgenband) und NVSS (im Radiobereich). Dies fügte unserer lokalen LLAGN-Zahl 1 neuen AGN-Kandidaten im Röntgenbereich und 7 im Radiowellenlängenband hinzu.

Es ist möglich, AGN-Emissionssignaturen außerhalb der zentralen galaktischen Regionen zu erfassen. Dies kann passieren, wenn das zentrale AGN kürzlich abgeschaltet wurde und das AGN Material innerhalb der Lichtlaufzeit über die Galaxie verteilt ist, oder das photoionisierte Material durch Abflüsse vom Kern weggeblasen wird. Um diese erweiterten AGN-Regionen zu erfassen, haben wir räumlich aufgelöste Diagnosediagramme für das Emissionslinienverhältnis erstellt und 1 neues Objekt gefunden, das zuvor nicht als AGN identifiziert wurde. 

Der vollständige AGN-Zensus in CALIFA ergab, dass LLAGN einen signifikanten Anteil von 24% der Emissionsliniengalaxien in der CALIFA ausmacht. Dieses Ergebnis impliziert, dass AGN im lokalen Universum weit verbreitet sind und, obwohl sie sich in einem sehr niedrigen Aktivitätsstadium befinden. In dieser Arbeit näherten wir uns der Obergrenze der AGN-Fraktion im lokalen Universum und erhielten ein tieferes Verständnis des LLAGN-Phänomens.
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KW  - Schwarze Löcher
KW  - Demografie des Schwarzen Lochs
KW  - supermassive black holes
KW  - supermassereiche Schwarze Löcher
KW  - galaxy evolution
KW  - Galaxienentwicklung
KW  - integral field spectroscopy
KW  - Integralfieldspektroskopie
Y1  - 2021
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-509753
ER  -