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  - Lypova, Iryna
T1  - The galactic plane in gamma-rays above 10 TeV as seen with H.E.S.S.
N2  - The High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) is an array of five imaging atmospheric Cherenkov telescopes located in the Khomas Highland of Namibia. H.E.S.S. operates in a wide energy range from several tens of GeV to several tens of TeV, reaching the best sensitivity around 1 TeV or at lower energies. However, there are many important topics – such as the search for Galactic PeVatrons, the study of gamma-ray production scenarios for sources (hadronic vs. leptonic), EBL absorption studies – which require good sensitivity at energies above 10 TeV. This work aims at improving the sensitivity of H.E.S.S. and increasing the gamma-ray statistics at high energies. The study investigates an enlargement of the H.E.S.S. effective field of view using events with larger offset angles in the analysis. The greatest challenges in the analysis of large-offset events are a degradation of the reconstruction accuracy and a rise of the background rate as the offset angle increases. The more sophisticated direction reconstruction method (DISP) and improvements to the standard background rejection technique, which by themselves are effective ways to increase the gamma-ray statistics and improve the sensitivity of the analysis, are implemented to overcome the above-mentioned issues. As a result, the angular resolution at the preselection level is improved by 5 - 10% for events at 0.5◦ offset angle and by 20 - 30% for events at 2◦ offset angle. The background rate at large offset angles is decreased nearly to a level typical for offset angles below 2.5◦. Thereby, sensitivity improvements of 10 - 20% are achieved for the proposed analysis compared to the standard analysis at small offset angles. Developed analysis also allows for the usage of events at large offset angles up to approximately 4◦, which was not possible before. This analysis method is applied to the analysis of the Galactic plane data above 10 TeV. As a result, 40 sources out of the 78 presented in the H.E.S.S. Galactic plane survey (HGPS) are detected above 10 TeV. Among them are representatives of all source classes that are present in the HGPS catalogue; namely, binary systems, supernova remnants, pulsar wind nebulae and composite objects. The potential of the improved analysis method is demonstrated by investigating the more than 10 TeV emission for two objects: the region associated with the shell-type SNR HESS J1731−347 and the PWN candidate associated with PSR J0855−4644 that is coincident with Vela Junior (HESS J0852−463).
N2  - H.E.S.S. ist eine System von fünf abbildenden atmosphärischen Cherenkov Teleskopen im Khomas-Hochland von Namibia. H.E.S.S. arbeitet in einem weiten Energiebereich von einigen zehn GeV bis zu einigen zehn TeV und erreicht die beste Sensitivität um 1TeV oder bei niedrigeren Energien. Es gibt jedoch viele wichtige Themen – wie die Suche nach galaktischen PeVatrons, die Untersuchung von Gammastrahlen-Produktionsszenarien für Quellen (hadronische vs. leptonische), EBL-Absorptionsstudien – die eine gute Sensitivität bei Energien oberhalb von 10TeV erfordern. Diese Arbeit zielt darauf ab die Sensitivität
von H.E.S.S. zu verbessern und die Gammastrahlenstatistik bei Energien über 10TeV zu erhöhen. Untersucht diese Studie das effektive Gesichtsfeld von H.E.S.S. durch die Verwendung von Ereignissen mit größeren Versatzwinkeln in der Analyse (insbesondere bis zu 4° anstelle von 2.5°) zu vergrößern. Die größten Herausforderungen bei der Analyse von Ereignissen mit großem Versatzwinkeln sind eine Verschlechterung der Rekonstruktionsgenauigkeit und ein Anstieg der Hintergrundrate mit zunehmendem Versatzwinkeln. Die ausgefeiltere Richtungsrekonstruktionsmethode (DISP) und Verbesserungen der Standard-Hintergrundunterdrückungstechnik (die selbst auch wirksame Methode zur Erhöhung der Gammastrahlenstatistik und zur Verbesserung der Sensitivität der Analyse sind) sind zur Überwindung der oben genannten Probleme eingesetzt. Infolgedessen wird die Winkelauflösung
auf der Vorselektionsebene um 5 - 10% für 0.5° und um 20 - 30% für 2° Versatzwinkeln verbessert. Die Hintergrundrate bei großen Versatzwinkeln wird fast auf ein Niveau gesenkt, das bei Versatzwinkeln unter 2.5° typisch ist. Letztendlich erreicht die
hierentwickelte Analysis eine ein um 10 - 20% verbesserte Sensitivität bei kleinen Versatzwinkeln und erlaubt die Verwendung von Ereignissen bei großen Versatzwinkeln bis zu etwa 4°, was vorher nicht möglich war. Diese Analysemethode wird bei der Analyse der Daten der Galaktischen Ebene oberhalb von 10TeV angewandt. Als Ergebnis werden
40 der 78 Quellen, die in der H.E.S.S. Durchmusterung der Galaktischen Ebene (HGPS) vorgestellt wurden, oberhalb von 10TeV detektiert und charakterisiert. Darunter befinden sich Vertreter aller Quellklassen, die im HGPS-Katalog etabliert sind. Das Potenzial der verbesserten Analysemethode wird auch durch die Untersuchung der Emission oberhalb
von 10TeV für zwei Objekte demonstriert: die Region, die mit dem Schalenüberrest SNR HESS J1731-347 assoziiert ist, und der PWN-Kandidat, der mit PSR J0855-4644 assoziiert ist und mit HESS J0852-463 zusammenfällt.
KW  - gamma-ray astronomy
KW  - H.E.S.S.
KW  - astroparticle physics
KW  - Galactic plane data analysis
KW  - Datenanalyse der Galaktischen Ebene
KW  - H.E.S.S
KW  - Astroteilchenphysik
KW  - Gammastrahlungsastronomie
Y1  - 2021
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-509317
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.
KW  - active galactic nuclei
KW  - black holes
KW  - black hole demographics
KW  - aktive galaktische Kerne
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  - 
TY  - THES
A1  - Bouma, Sietske
T1  - The circum- and intergalactic medium and its connection to the large scale structure in the nearby universe
T1  - Das zirkum- und intergalaktisches Medium und sein Zusammenhang mit der großräumigen Struktur im dem nahen Universum
N2  - The majority of baryons in the Universe is believed to reside in the intergalactic medium (IGM). This makes the IGM an important component in understanding cosmological structure formation. It is expected to trace the same dark matter distribution as galaxies, forming structures like filaments and clusters. However, whereas galaxies can be observed to be arranged along these large-scale structures, the spatial distribution of the diffuse IGM is not as easily unveiled. Absorption line studies of quasar (QSO) spectra can help with mapping the IGM, as well as the boundary layer between IGM and galaxies: the circumgalactic medium (CGM). By studying gas in the Local Group, as well as in the IGM, this study aims to get a better understanding of how the gas is linked to the large-scale structure of the local Universe and the galaxies residing in that structure.
Chapter 1 gives an introduction to the CGM and IGM, while the methods used in this study are explained in Chapter 2. Chapter 3 starts on a relatively small cosmological scale, namely that of our Local Group, which includes i.a. the Milky Way (MW) and the M31. Within the CGM of the MW, there exist denser clouds, some of which are infalling while others are moving away from the Galactic disc. To study these clouds, 29 QSO spectra obtained with the Cosmic Origins Spectrograph (COS) aboard the Hubble Space Telescope (HST) were analysed. Abundances of Si II, Si III, Si IV, C II, and C IV were measured for 69 HVCs belonging to two samples: one in the direction of the LG’s barycentre and the other in the anti-barycentre direction. Their velocities range from -100 ≥ vLSR ≥ -400 km/s for the barycentre sample and between +100 ≤ vLSR ≤ +300 km/s for the anti-barycentre sample. By using Cloudy models, these data could then be used to derive gas volume densities for the HVCs. Because of the relationship between density and pressure of the ambient medium, which is in turn determined by the Galactic radiation field, the distances of the HVCs could be estimated. From this, a subsample of absorbers located in the direction of M31 was found to exist outside of the MW’s virial radius, their low densities (log nH ≤ -3.54) making it likely for them to be part of the gas in between the MW and M31. No such low-density absorbers were found in the anti-barycentre sample. Our results thus hint at gas following the dark matter potential, which would be deeper between the MW and M31 as they are by far the most massive members of the LG.
From this bridge of gas in the LG, this study zooms out to the large-scale structure of the local Universe (z ~ 0) in Chapter 4. Galaxy data from the V8k catalogue and QSO spectra from COS were used to study the relation between the galaxies tracing large-scale filaments and the gas existing outside of those galaxies. This study used the filaments defined in Courtois et al. (2013). A total of 587 Lyman α (Lyα) absorbers were found in the 302 QSO spectra in the velocity range 1070 - 6700 km/s. After selecting sightlines passing through or close to these filaments, model spectra were made for 91 sightlines and 215 (227) Lyα absorbers (components) were measured in this sample. The velocity gradient along each filament was calculated and 74 absorbers were found within 1000 km/s of the nearest filament segment. 
In order to find whether the absorbers are more tied to galaxies or to the large-scale structure, equivalent widths of the Lyα absorbers were plotted against both galaxy and filament impact parameters. While stronger absorbers do tend to be closer to either galaxies or filaments, there is a large scatter in this relation. Despite this large scatter, this study found that the absorbers do not follow a random distribution either. They cluster less strongly around filaments than galaxies, but stronger than random distributions, as confirmed by a Kolmogorov-Smirnov test.
Furthermore, the column density distribution function found in this study has a slope of  -β = 1.63±0.12 for the total sample and -β =1.47±0.24 for the absorbers within 1000 km/s of a filament. The shallower slope for the latter subsample could indicate an excess of denser absorbers within the filament, but they are consistent within errors. These values are in agreement with values found in e.g. Lehner et al. (2007); Danforth et al. (2016). 
The picture that emerges from this study regarding the relation between the IGM and the large-scale structure in the local Universe fits with what is found in other studies: while at least part of the gas traces the same filamentary structure as galaxies, the relation is complex. This study has shown that by taking a large sample of sightlines and comparing the data gathered from those with galaxy data, it is possible to study the gaseous large-scale structure. This approach can be used in the future together with simulations to get a better understanding of structure formation and evolution in the Universe.
N2  - Sterne und Galaxien, die das Universum füllen, haben sich alle aus Gas gebildet. Bis heute bleibt der Großteil der baryonischen  Materie im Universum im gasförmigen Zustand, und nur ein geringer Anteil davon ist kollabiert, um Sterne und Galaxien entstehen zu lassen. Der Gravitationskollaps folgt den Potentialtöpfen der Dunklen Materie, wodurch sich die großräumige Struktur (large-scale structures, LSS) des Universums formt. Die Galaxien innerhalb dieser Struktur ordnen sich entlang der Schichten, Filamenten und um die Knotenpunkte, wobei die Regionen niedriger Dichte (Voids) dazwischen liegen. Das diffuse Gas füllt diese Strukturen ebenfalls und stellt somit ein Reservoir der baryonischen Materie den Galaxien für die weitere Sternbildung zur Verfügung. Galaxien wiederum reichen das umgebende diffuse Gas an. Darum spielt das Gas um und zwischen Galaxien, das zirkum- bzw. intergalaktisches Medium (circum-/intergalactic medium, CGM/IGM), eine wichtige Rolle in der Entstehung und Entwicklung der Galaxien und LSS im Universum. Ziel dieses Promotionsprojektes ist es, ein besseres Verständnis über die Zusammenhänge zwischen demintergalaktischen Gas und LSS mit darin befindlichen Galaxien im lokalen Universum zu erhalten.
Die Verteilung de Gases im IGM ist aufgrund der diffusen Beschaffenheit schwer nachzuweisen. Eine der Möglichkeiten es zu untersuchen, ist die Betrachtung der Absorptionsmerkmale in den Spektren der weitentfernten Quasare (QSOs). IGM, das vom Licht dieser QSOs auf dem Weg zum Beobachter durchquert wird, hinterlässt im Spektrum die charakteristischen Absoprtionslinien. Wir analysieren in diesem Promotionsprojekt eine große Anzahl von QSO-Spektren, die vom Cosmic Origin Spectrograph an Bord des Hubble-Weltraumteleskop stammen, um den physikalischen Zustand des intervenierenden intergalaktischen und zirkumgalaktischen Gas im nahen Universumzu untersuchen.
Im ersten Teil dieser Dissertation untersuchen wir anhand der sogenannten Hochgeschwindigkeitswolken (high-velocity clouds, HVCs) das CGM um die Milchstraße in Richtung des Baryzentrums und Anti-Baryzentrums der Galaxien der Lokalen Gruppe (LG). Die HVCs haben Radialgeschwindigkeiten von über 80 kms¡1 und können sehr unterschiedliche Herkunft haben. Wir vermessen die Häufigkeiten verschiedener Ionen von Si und C für 69 HVCs sowie deren Kinematik. Daraus werden physikalische Eigenschaften der Wolken abgeleitet, die auf eine Teilstichprobe besonders interessanter Absorber in Richtung des Baryzentrums hinweisen. Diese Teilstichprobe besteht aus HVCs mit sehr geringen Gasdichten (log n(H) < -3.54), was darauf hindeutet, dass diese Wolken sich höchstwahrscheinlich außerhalb des Virialradius der Milchstraße in der gasförmigen Brücke befinden, die die Milchstraße und die Nachbargalaxie M31 verbindet.
Ausgehend von dieser gasförmigen Brücke in unserer LG zoomen wir im zweiten Teil des Dissertation heraus, um einen Überblick über die Gasverteilung im lokalen Universum auf größeren Skalen zu erhalten. Wir analysieren die Lyman-α (Lyα) -Absorption des neutralen Wasserstoffs (H I) in 302 QSO-Spektren aus allen Himmelsrichtungen und kombinieren diese Daten mit denen von Galaxiefilamenten, die im V8k Katalog von Courtois et al. (2013) identifiziert wurden. Von den 587 HI Lyα-Absorptionssystemen befinden sich 215 in der Nähe von Galaxiefilamenten. Die stärkeren Absorber befinden sich häufig in der Nähe von Galaxien oder näher an den Mittelachsen der Filamente, aber diese Beziehung zeigt eine große Streuung. Die Lyα-Absorber neigen dazu, sich stärker um die Filamentachsen zu gruppieren im Vergleich zu einer zufälligen Population von Absorbern, wenn auch nicht so stark wie Galaxien. Dies weist darauf hin, dass die Lyα-Absorber zwar der großräumigen Struktur folgen, jedoch auf ihre eigene Weise. Schließlich zeigt eine statistische Analyse der Absorberstärken, dass sich die Verteilung der HI-Säulendichten von Region außerhalb zu Regionen innerhalb der Filamente ändert, was die grundsätzlich höhere Dichte der Materie in letzteren widerspiegelt.
DasGesamtergebnis dieser Dissertation stimmt gut mit den Ergebnissen anderer Studien überein: auch wenn ein Teil des intergalaktischen Gases denselben kosmologischen Filamentstrukturen wie Galaxien folgt, bleibt die Beziehung zwischen Gas, Galaxien und großräumigen Struktur komplex. Die hochauflösende kosmologische Simulationen zusammen mit den zukünftigen Beobachtungen werden helfen diesen Zusammenhang besser zu verstehen.
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KW  - Intergalactic Medium
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KW  - Astrophysik
KW  - zirkumgalaktisches Medium
KW  - intergalaktisches Medium
KW  - großräumige Struktur
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Y1  - 2021
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-520852
ER  - 
TY  - THES
A1  - Kerutt, Josephine Victoria
T1  - The high-redshift voyage of Lyman alpha and Lyman continuum emission as told by MUSE
T1  - Die Reise der Lyman alpha- und Lyman Kontinuumsemission bei hoher Rotverschiebung erzählt von MUSE
N2  - Most of the matter in the universe consists of hydrogen. The hydrogen in the intergalactic medium (IGM), the matter between the galaxies, underwent a change of its ionisation state at the epoch of reionisation, at a redshift roughly between 6>z>10, or ~10^8 years after the Big Bang. At this time, the mostly neutral hydrogen in the IGM was ionised but the source of the responsible hydrogen ionising emission remains unclear. In this thesis I discuss the most likely candidates for the emission of this ionising radiation, which are a type of galaxy called Lyman alpha emitters (LAEs). As implied by their name, they emit Lyman alpha radiation, produced after a hydrogen atom has been ionised and recombines with a free electron. The ionising radiation itself (also called Lyman continuum emission) which is needed for this process inside the LAEs could also be responsible for ionising the IGM around those galaxies at the epoch of reionisation, given that enough Lyman continuum escapes. Through this mechanism, Lyman alpha and Lyman continuum radiation are closely linked and are both studied to better understand the properties of high redshift galaxies and the reionisation state of the universe. 

Before I can analyse their Lyman alpha emission lines and the escape of Lyman continuum emission from them, the first step is the detection and correct classification of LAEs in integral field spectroscopic data, specifically taken with the Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE). After detecting emission line objects in the MUSE data, the task of classifying them and determining their redshift is performed with the graphical user interface QtClassify, which I developed during the work on this thesis. It uses the strength of the combination of spectroscopic and photometric information that integral field spectroscopy offers to enable the user to quickly identify the nature of the detected emission lines. The reliable classification of LAEs and determination of their redshifts is a crucial first step towards an analysis of their properties. 

Through radiative transfer processes, the properties of the neutral hydrogen clouds in and around LAEs are imprinted on the shape of the Lyman alpha line. Thus after identifying the LAEs in the MUSE data, I analyse the properties of the Lyman alpha emission line, such as the equivalent width (EW) distribution, the asymmetry and width of the line as well as the double peak fraction. I challenge the common method of displaying EW distributions as histograms without taking the limits of the survey into account and construct a more independent EW distribution function that better reflects the properties of the underlying population of galaxies. I illustrate this by comparing the fraction of high EW objects between the two surveys MUSE-Wide and MUSE-Deep, both consisting of MUSE pointings (each with the size of one square arcminute) of different depths. In the 60 MUSE-Wide fields of one hour exposure time I find a fraction of objects with extreme EWs above EW_0>240A of ~20%, while in the MUSE-Deep fields (9 fields with an exposure time of 10 hours and one with an exposure time of 31 hours) I find a fraction of only ~1%, which is due to the differences in the limiting line flux of the surveys. The highest  EW I measure is EW_0 = 600.63 +- 110A, which hints at an unusual underlying stellar population, possibly with a very low metallicity.

With the knowledge of the redshifts and positions of the LAEs detected in the MUSE-Wide survey, I also look for Lyman continuum emission coming from these galaxies and analyse the connection between Lyman continuum emission and Lyman alpha emission. I use ancillary Hubble Space Telescope (HST) broadband photometry in the bands that contain the Lyman continuum and find six Lyman continuum leaker candidates. To test whether the Lyman continuum emission of LAEs is coming only from those individual objects or the whole population, I select LAEs that are most promising for the detection of Lyman continuum emission, based on their rest-frame UV continuum and Lyman alpha line shape properties. After this selection, I stack the broadband data of the resulting sample and detect a signal in Lyman continuum with a significance of S/N = 5.5, pointing towards a Lyman continuum escape fraction of ~80%. If the signal is reliable, it strongly favours LAEs as the providers of the hydrogen ionising emission at the epoch of reionisation and beyond.
N2  - Die Materie zwischen den Galaxien im Universum, das sogenannte intergalaktische Medium, besteht zum größten Teil aus Wasserstoff, welcher sich zusammensetzt aus einem Proton und einem Elektron. Etwa  ~10^8 Jahre nach dem Urknall änderte sich der Ionisationszustand des Wasserstoffs im intergalaktischen Medium. Durch Strahlung wurden Proton und Elektronen getrennt, der Wasserstoff wurde ionisiert. Die Strahlung mit der nötigen Energie um Wasserstoff zu ionisieren nennt man Lyman Kontinuum Strahlung. Woher diese stammt ist bis heute eine offene Frage. In der vorliegenden Arbeit diskutiere ich die wahrscheinlichsten Kandidaten für die Emission dieser ionisierenden Strahlung: die Lyman alpha Emitter (LAE), eine Gruppe von Galaxien die man im frühen Universum antrifft. Hat nämlich ein Lyman Kontinuum Photon ein Wasserstoffatom ionisiert, kommt es häufig vor, dass sich Proton und Elektron wieder zu einem neutralen Wasserstoffatom verbinden. Bei diesem Prozess wird dann ein Lyman alpha Photon freigesetzt, was den LAE ihren Namen gibt. Da wir in den Spektren dieser Galaxien die Lyman alpha Photonen beobachten können, deren Voraussetzung die Existenz von Lyman Kontinuum Emission in der Galaxie ist, liegt es nahe anzunehmen, dass die Lyman Kontinuum Emission auch in das intergalaktische Medium vordringen kann um den Wasserstoff dort ebenfalls zu ionisieren. Durch diesen Mechanismus sind Lyman alpha und Lyman-Kontinuumsstrahlung eng miteinander verbunden und werden in dieser Arbeit beide untersucht, um die Eigenschaften von Galaxien im frühen Universum und den Zustand des Wasserstoffs im intergalaktischen Medium besser zu verstehen.

Der erste Schritt ist jedoch die Detektion und korrekte Klassifizierung von LAE. Dafür benutze ich Daten des Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), ein Instrument mit dem Beobachtungen möglich sind, die zwei räumliche Dimensionen mit einer spektralen Dimension verbinden. Somit ist in jedem Pixel der Daten ein Spektrum zur Verfügung, in dem nach Emissionslinien gesucht werden kann. Nach der Detektion von Emissionslinien in den MUSE-Daten wird die Aufgabe der Klassifizierung von der grafischen Benutzeroberfläche QtClassify unterstützt, die ich in dieser Arbeit entwickelt habe. Sie bietet dem Benutzer eine schnelle und übersichtliche Identifizierung der gefundenen Emissionslinien, was einen entscheidenden ersten Schritt zur Analyse der Eigenschaften der LAE darstellt.

Da Lyman alpha Photonen in neutralem Wasserstoff, der im Inneren von Galaxien in Gaswolken vorkommt, gestreut wird, verändert sich die Form der Lyman alpha Emissionslinie im Spektrum. Nachdem also die LAE mit Hilfe von QtClassify identifiziert werden konnten, analysiere ich die Lyman alpha Linie hinsichtlich ihrer Breite, ihrer Symmetrie und ihrer Stärke und suche nach Doppellinien, die Hinweise auf die Kinematik der Wasserstoff Gaswolken geben. Besonders wichtig dabei ist die Stärke der Linie im Vergleich zum restlichen Spektrum, die sogenannte Äquivalentbreite. Dabei zeige ich, dass die übliche Methode die Verteilung der Äquivalentbreiten als Histogramme darzustellen ohne die Detektionsgrenzen der Beobachtungen miteinzubeziehen keine Aussage über die Eigenschaften der LAE, sondern lediglich über die Grenzen der Beobachtungen treffen. Daher konstruiere ich eine unabhängigere Verteilungsfunktion, die diese Grenzen mit einbezieht. Ich verdeutliche dies durch einen Vergleich des Anteils von Objekten mit hoher Äquivalentbreite in zwei verschiedenen Datensätzen, die auf Beobachtungen mit unterschiedlicher Belichtungszeit beruhen. Dabei finde ich in dem Datensatz mit der kürzeren Belichtungszeit einen Anteil von ~20% an Objekten mit hohen  Äquivalentbreiten (über >240A) und nur ~1% im Datensatz mit der zehnfach längeren Belichtungszeit obwohl die Eigenschaften der LAE gleich sind. Zudem finde ich eine Galaxie mit einer Äquivalentbreite der Lyman alpha Linie von 600 +- 110A, was auf eine ungewöhnliche Sternpopulation hindeutet.

Als letzten Schritt suche ich in den klassifizierten LAE nach Lyman Kontinuum, was für die Ionisierung des Wasserstoffs im intergalaktischen Medium verantwortlich ist, und untersuche den Zusammenhang zwischen der Lyman alpha und der Lyman Kontinuumsstrahlung. Um das Lyman Kontinuum detektieren zu können benutze ich Daten des Hubble-Weltraumteleskops (HST) und finde sechs Lyman Kontinuum Kandidaten unter den LAE. Um zu testen ob die Lyman Kontinuumsstrahlung lediglich von diesen Objekten ausgeht oder auch im der Gesamtheit der LAE zu finden ist, addiere ich die Daten des HST und finde ein Signal, was darauf hindeutet, dass  ~80% der Lyman Kontinuumsstrahlung aus den Galaxien entkommen und in das intergalaktische Medium vordringen kann. Wenn das gefundene Signal zuverlässig ist deutet es darauf hin, dass in der Tat LAE für die Ionisierung des Wasserstoffs im Universum verantwortlich sein könnten.
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KW  - Lyman alpha
KW  - Lyman continuum
KW  - VLT/MUSE
KW  - emission line classification
KW  - QtClassify
KW  - LAEs
KW  - Lyman alpha
KW  - Lyman Kontinuum
KW  - QtClassify
KW  - VLT/MUSE
KW  - Astronomie
KW  - Emissionslinienklassifikation
KW  - Reionisierung
Y1  - 2019
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-478816
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
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KW  - integral field spectroscopy
KW  - galaxy bars
KW  - galaxy bulges
KW  - stellar populations
KW  - Galaxien
KW  - Galaxienentwicklung
KW  - Galaxienstruktur
KW  - Integrale Feldspektroskopie
KW  - Galaxienbalken
KW  - Galaxienbulges
KW  - Sternenpopulationen
Y1  - 2020
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-482701
ER  - 
TY  - THES
A1  - Herrero Alonso, Yohana
T1  - Properties of high-redshift galaxies in different environments
T1  - Eigenschaften von Galaxien mit hoher Rotverschiebung in verschiedenen Umgebungen
N2  - The Lyman-𝛼 (Ly𝛼) line commonly assists in the detection of high-redshift galaxies, the so-called Lyman-alpha emitters (LAEs). LAEs are useful tools to study the baryonic matter distribution of the high-redshift universe. Exploring their spatial distribution not only reveals the large-scale structure of the universe at early epochs, but it also provides an insight into the early formation and evolution of the galaxies we observe today. Because dark matter halos (DMHs) serve as sites of galaxy formation, the LAE distribution also traces that of the underlying dark matter. However, the details of this relation and their co-evolution over time remain unclear. Moreover, theoretical studies predict that the spatial distribution of LAEs also impacts their own circumgalactic medium (CGM) by influencing their extended Ly𝛼 gaseous halos (LAHs), whose origin is still under investigation. In this thesis, I make several contributions to improve the knowledge on these fields using samples of LAEs observed with the Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) at redshifts of 3 < 𝑧 < 6.
N2  - Die Lyman-𝛼 (Ly𝛼)-Linie erleichtert die Detektion von Galaxien bei hoher Rotverschiebung, sogenannten den Lyman-Alpha-Emittern (LAEs). Die Erforschung ihrer Verteilung enthüllt nicht nur die großräumige Struktur des Universums in frühen Epochen, sondern bietet auch einen Einblick in die Entstehung und Entwicklung der Galaxien, die wir heute beobachten. Da Halos aus Dunkler Materie (DMHs) als Orte der Galaxienentstehung dienen, spiegelt die LAE-Verteilung auch die der zugrunde liegenden Dunklen Materie wider. Darüber hinaus sagen theoretische Studien voraus, dass die Verteilung von LAEs auch Auswirkungen auf ihr eigenes zirkumgalaktisches Medium (CGM) hat, indem sie ihre ausgedehnten gasförmigen Ly𝛼-Halos (LAHs) beeinflusst. In dieser Dissertation leiste ich mehrere Beiträge zur Verbesserung des Wissens über diese Felder anhand von Stichproben von LAEs, die mit dem Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) bei Rotverschiebungen von 3 < 𝑧 < 6 beobachtet wurden.
KW  - high-redshift
KW  - Lyman-alpha emitters
KW  - clustering
KW  - large-scale structure
KW  - Lyman-Alpha-Emitter
KW  - Clustering
KW  - hoher Rotverschiebung
KW  - großräumige Struktur des Universums
Y1  - 2023
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-613288
ER  -