Einführung in die

Astronomie und Astrophysik II

Teil 9

Jochen LiskeFachbereich Physik

Hamburger Sternwartejochen.liske@uni-hamburg.de

Astronomische Nachricht der Woche

Astronomische Nachricht der Woche

Astronomische Nachricht der Woche

Credit: Marco Langbroek

Themen

Interstellare Materie

Sternentstehung

Sternentwicklung

Exoplaneten

Die anderen „Boten“

Die Milchstraße

Galaxien

Aktive Galaktische Kerne

Intergalaktische Materie

Kosmologie

Vor 1920er: Natur der Galaxien („Nebel“) vollkommen unklar

Alle innerhalb der Milchstraße? Eigenständige „Weltinseln“?

1755: Kant spekuliert über „Weltinseln“

1771 – 1784: Charles Messier katalogisiert 103 Objekte in seinem „Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles“ (später zu 110 Objekten

ergänzt)

Historisches

Charles Messier

Messier Katalog

Vor 1920er: Natur der Galaxien („Nebel“) vollkommen unklar

Alle innerhalb der Milchstraße? Eigenständige „Weltinseln“?

1755: Kant spekuliert über „Weltinseln“

1771 – 1784: Charles Messier katalogisiert 103 Objekte in seinem „Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles“ (später zu 110 Objekten

ergänzt)

Beispiele von „Daten“ (1845): Zeichnungen von Lord Rosse, beobachtet mit

seinem 72“ Teleskop

Historisches

Vor 1920er: Natur der Galaxien („Nebel“) vollkommen unklar

Alle innerhalb der Milchstraße? Eigenständige „Weltinseln“?

1755: Kant spekuliert über „Weltinseln“

1771 – 1784: Charles Messier katalogisiert 103 Objekte in seinem „Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles“ (später zu 110 Objekten

ergänzt)

1864: J. Herschels „General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars“

(5079 Objekte)

1888: Dreyers „New General Catalogue (NGC) of Nebulae and Clusters ofStars“, später ergänzt durch „Index Catalogues“ (> 15,000 objects)

Historisches

Andromeda (M31) ca. 1890

Vor 1920er: Natur der Galaxien („Nebel“) vollkommen unklar

Alle innerhalb der Milchstraße? Eigenständige „Weltinseln“?

1755: Kant spekuliert über „Weltinseln“

1771 – 1784: Charles Messier katalogisiert 103 Objekte in seinem „Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles“ (später zu 110 Objekten

ergänzt)

1864: J. Herschels „General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars“

(5079 Objekte)

1888: Dreyers „New General Catalogue (NGC) of Nebulae and Clusters ofStars“, später ergänzt durch „Index Catalogues“ (> 15,000 Objekte)

1920: die „Große Debatte“:

Historisches

Harlow Shapley Heber Curtis

Vor 1920er: Natur der Galaxien („Nebel“) vollkommen unklar

Alle innerhalb der Milchstraße? Eigenständige „Weltinseln“?

1755: Kant spekuliert über „Weltinseln“

1771 – 1784: Charles Messier katalogisiert 103 Objekte in seinem „Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles“ (später zu 110 Objekten

ergänzt)

1864: J. Herschels „General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars“

(5079 Objekte)

1888: Dreyers „New General Catalogue (NGC) of Nebulae and Clusters ofStars“, später ergänzt durch „Index Catalogues“ (> 15,000 Objekte)

1920: die „Große Debatte“

1923: durch Hubbles Beobachtungen von Cepheiden in Andromeda zugunsten der „Weltinseln“-Theorie entschieden:

d(M31) = 900 000 Lj (korrekter Wert: 2.5 x 106 Lj)

Weit außerhalb der MW

Geburt der extragalaktischen Astronomie

Historisches

Edwin Hubble

Fragen? Fragen!

pingo.upb.de 329715

Fragen? Fragen!

Eine Galaxie ist ein gravitativ gebundenes System von > ~106

Sternen und Dunkler Materie von einer Größe > ~0.1 kpc ( keine

sehr genaue Definition!)

Galaxien

Galaxien

Galaxien

Eine Galaxie ist ein gravitativ gebundenes System von > ~106

Sternen und Dunkler Materie von einer Größe > ~0.1 kpc ( keine

sehr genaue Definition!)

Typischer Abstand zwischen Galaxien ist mehrere 100 mal größer

als die typische Größe einer Galaxie

Sternendichte innerhalb einer Galaxie ist ~107 mal größer als der

globale Durchschnitt

In diesem Sinne sind Galaxien wohldefinierte Objekte

Galaxien

Sterne

Bestimmen maßgeblich die

optische Erscheinung von

Galaxien

Dominante baryonische

Massen-Komponente von

großen Galaxien

Verschiedene Massen und

Entwicklungsstadien

Einzelne Sterne können in der

Regel nicht beobachtet werden

Beobachten nur das integrierte

Licht von Sternpopulationen

Wird normalerweise von den

jüngsten noch verbliebenen

Sternen dominiert (L M3.5 – 4 )

Galaxien: Komponenten

Gas

0 – ~50% der baryonischen

Masse, je nach Galaxientyp

Zusammensetzung:

• ~90% H (~70% nach Masse)

• ~10% He (~30% Nach Masse)

• < 1% Metalle

Normalerweise in verschiedenen

Phasen (n, p, T)

• Ionisiert

• Neutral

• Molekular

Galaxien: Komponenten

Staub

Häufigkeit hängt stark vom Galaxientyp ab

Beitrag zur baryonischen Masse aber immer irrelevant

Absorbiert, streut und rötet das stellare Licht

Großer Einfluss auf das optische Erscheinungsbild einer Galaxie

Rötung durch Staub erschwert die Bestimmung der

Eigenschaften der Sternpopulationen (Alter und Metallizität)

Galaxien: Komponenten

Absorbierte Energie wird

im IR wieder abgestrahlt

Staub kann das IR-

Erscheinungsbild von

Galaxien dominieren

Galaxien: Komponenten

Zentrales supermassives Schwarzes Loch (SMBH)

In fast allen großen Galaxien präsent

Beitrag zur Gesamtmasse komplett irrelevant

Relevanz für Gesamtgalaxie

durch Korrelation der SMBH-

Masse mit Galaxie-

eigenschaften etabliert

Physikalische Prozesse, die

das SMBH mit seiner Galaxie

koppeln, sind völlig ungeklärt

Galaxien: Komponenten

Zentrales supermassives Schwarzes Loch (SMBH)

In fast allen großen Galaxien präsent

Beitrag zur Gesamtmasse komplett irrelevant

Relevanz für Gesamtgalaxie

durch Korrelation der SMBH-

Masse mit Galaxie-

eigenschaften etabliert

Physikalische Prozesse, die

das SMBH mit seiner Galaxie

koppeln, sind völlig ungeklärt

Galaxien: Komponenten

Dunkle Materie

Dominiert die Gesamtmasse einer Galaxie (~90%)

Existenz von Rotationskurven, stellaren Geschwindigkeits-

dispersionen und Gravitationslinseneffekt abgeleitet

Wechselwirkt mit sich selbst und mit baryonischer Materie nur

durch Gravitation und vielleicht schwache Wechselwirkung

Praktisch kollisionslos

Dynamisch „kalt“ CDM

Kein direkter oder indirekter

Nachweis

Physikalische Natur

vollkommen ungeklärt

Galaxien: Struktur

Strukturelle Komponenten (von großen Galaxien)

Scheibe(n)

• Rotationsgestützt

• Balken

• Spiralarme

Bulge

• Ungeordnete Bewegung

Stellarer Halo

• Kugelsternhaufen

DM Halo

Kein Bulge reine Scheiben-

galaxie

Keine Scheibe Elliptische

Galaxie

Galaxien: Struktur

Galaxien: Struktur

Galaxien: Struktur

Galaxien: Struktur

Galaxien: Struktur

Galaxien: Struktur

Galaxien: Struktur

Für Galaxien gibt es keine „Hauptreihe“

Vielfalt der Galaxien es werden mehrere Parameter benötigt, um eine Galaxie hinreichend zu beschreiben. Die wichtigsten sind:

Morphologie, Struktur (Verteilung der Sterne)

Größe, Flächenhelligkeit

Leuchtkraft, stellare MasseGrundlegendste, integrale Eigenschaft der stellaren Population

Farbe, weitere Eigenschaften der stellaren Population„Alter“ oder besser: momentane Sternentstehungsrate und

Sternentstehungshistorie, Metallizität, ursprüngliche Massenfunktion

Kalte Gasmasse und deren Verteilung

Staubmasse und deren Verteilung, Extinktionskurve

Zentrale Aktivität

Masse des umgebenden DM Halos, Umfeld

Entfernung, kosmische Epoche

Galaxien: Charakterisierung

Anzahl der Galaxien pro

Einheit Strahlungsfluss und

Fläche am Himmel

Riesige Anzahl von Galaxien

für Beobachtungen

zugänglich

Funktion der beobachteten

Wellenlänge

Aus dieser simplen

Beobachtung ergeben sich

zwei wichtige Einsichten:

Das Universum ist nicht

euklidisch

Die Galaxienpopulation

ist nicht statisch

Galaxien: Flächendichte

Bandbreite von Leuchtkräften erstreckt sich über viele

Größenordnungen

Galaxien: Leuchtkraft

Bandbreite von Leuchtkräften erstreckt sich über viele

Größenordnungen

Galaxien: Leuchtkraft

Bandbreite von Leuchtkräften erstreckt sich über viele

Größenordnungen

Galaxien: Leuchtkraft

Bandbreite von Leuchtkräften erstreckt sich über viele

Größenordnungen

Verteilung: Leuchtkraftfunktion (LF) = Anzahl von Galaxien pro

Einheit Leuchtkraft und Volumen

Empirisch: LF gut beschrieben durch Schechter-Funktion

(Potenzgesetz + exponentieller Abfall zu hohen Leuchtkräften)

* = Normalisierung

L* = Charakteristische Leuchtkraft (Übergangsleuchtkraft)

= Index des Potenzgesetzes (= logarithmische Steigung der LF

bei niedrigen Leuchtkräften)

Galaxien: Leuchtkraft

3

Galaxien: Leuchtkraft

Die Leuchtkraftfunktion variiert als Funktion von:

Wellenlänge

Umgebung (Galaxienhaufen vs. Feld)

Kosmischer Epoche (Entwicklung der Galaxienpopulation)

Galaxientyp

…

Galaxien: Leuchtkraft

Stellare Massenfunktion gut beschrieben durch Doppel-Schechter-

Funktion:

Galaxien: stellare Masse

Bandbreite von Größen erstreckt sich über viele Größenordnungen

Galaxien: Größe

Bandbreite von Größen erstreckt sich über viele Größenordnungen

Galaxien: Größe

Bandbreite von Größen erstreckt sich über viele Größenordnungen

Verteilung: Größenfunktion = Anzahl von Galaxien pro Einheit

Größe und Volumen

Größe und Leuchtkraft sind stark miteinander korreliert

gemeinsame Verteilung in Größe und Leuchtkraft

Bei gegebenem L ist die Größe lognormal verteilt:

wobei <R> und lnR von L

abhängen:

Galaxien: Größe

Der Begriff „Morphologie“ bezieht sich auf das visuelle

Erscheinungsbild von Galaxien

Markante, extrem unterschiedliche Morphologien starker Hinweis

auf unterschiedliche Entstehungs- und/oder Entwicklungsprozesse

Galaxien: Morphologie

Der Begriff „Morphologie“ bezieht sich auf das visuelle

Erscheinungsbild von Galaxien

Markante, extrem unterschiedliche Morphologien starker Hinweis

auf unterschiedliche Entstehungs- und/oder Entwicklungsprozesse

Welcher spezifische Aspekt der Morphologie enthält die relevante

Information und wie lässt sich dies vermessen?

Verschiedene Ansätze:

Morphologische Klassifikation

• Durch „angucken“

Flächenhelligkeitsprofile

• Anpassen von empirisch geeigneten

Funktionen (z.B. Sérsic-Funktion)

• Photometrische Dekomposition von Scheiben und Bulges

Nichtparametrische Bildanalyse

• Bzgl. z.B. Symmetrie, Konzentration, etc.

Galaxien: Morphologie

Der Begriff „Morphologie“ bezieht sich auf das visuelle

Erscheinungsbild von Galaxien

Markante, extrem unterschiedliche Morphologien starker Hinweis

auf unterschiedliche Entstehungs- und/oder Entwicklungsprozesse

Welcher spezifische Aspekt der Morphologie enthält die relevante

Information und wie lässt sich dies vermessen?

Verschiedene Ansätze:

Morphologische Klassifikation

• Grundlegende Idee: Galaxien können mehr

oder weniger eindeutig einer endlichen Anzahl von mehr oder weniger

wohldefinierten morphologischen Kategorienzugeordnet werden

• Es gibt viele Klassifikationssystem, die

wichtigsten sind:

• Hubble-System

• de Vaucouleurs-System

Galaxien: Morphologie

Hubbles Klassifikationssystem

Elliptische Galaxien

Glatte, nahezu elliptische Isophoten

Unterteilt in Subtypen En, wobei n = int(10(1 − b/a))

aber nur n = 1 – 7 in Gebrauch

Galaxien: Morphologie

Hubbles Klassifikationssystem

Spiralgalaxien

Dünne Scheibe mit Spiralarmen

Bulge

Unterteilt in zwei Untergruppen: mit und ohne Balken

Weitere Unterteilung in Subtypen a,b,c gemäß

• Anteil des Lichts im Bulge

• Öffnungswinkel der Spiralarme

Galaxien: Morphologie

Hubbles Klassifikationssystem

Linsengalaxien (S0)

Zwischenform

Wie elliptische: glatte Lichtverteilung, keine Spiralarme

Wie Spiralen: dünne Scheibe und Bulge (letztere aber

dominanter)

Z.T. auch mit Balken (SB0)

Galaxien: Morphologie

Hubbles Klassifikationssystem

Irreguläre Galaxien

Keine Scheibe oder Bulge

Asymmetrisch

Ungleichmäßig

Galaxien: Morphologie

Irr I

Irr II

Hubbles Klassifikationssystem

E und S0 werden oft als „frühe Typen“ bezeichnet, S(B) als „späte

Typen“

Auch: „frühe“ und „späte“ Spiralen: S(B)a, S(B)c

Kein Bezug zu einer etwaigen Entwicklungssequenz!

Den diversen Morphologien von Zwerggalaxien

Irr I

Irr II

Galaxien: Morphologie

de Vaucouleurs

Klassifikationssystem:überarbeitetes und

erweitertes Hubble-System

de Vaucouleurs Klassifikationssystem

Überarbeitung und Erweiterung des Hubbleschen Systems

Feinere Unterteilung des Hubble-Typs (E-S0-S) und Erweiterung um

Sd, Sm, Im

Veränderte Nomenklatur: S, SB SA, SB

Einführung einer 3. Achse (zusätzlich zu Typ und Balkenpräsenz):

normal oder mit Ring: (s) or (r)

Explizite Anerkennung von fließenden Übergängen zwischen den

„Klassen“ in allen drei Dimensionen Zwischentypen

Beispiele:

SAB(r)c

SA(rs)ab

IBm

Achtung: oft wird nur die feinere Unterteilung und Erweiterung

benutzt, während der Rest des de Vaucouleur-Systems ignoriert wird

Galaxien: Morphologie

Galaxien: Morphologie

Beispiele

Beispiele

Beispiele

SB(s)bc

Beispiele

Beispiele

E2

Beispiele

Beispiele

SBm

Beispiele

Beispiele

SA(s)cd

Beispiele

Beispiele

E5

Beispiele

Beispiele

SB(r)0

Galaxien: Morphologie

Galaxien: Morphologie

Probleme

Morphologie von Zwerggalaxien ist vielfältiger als nur S(B)m, Im

Abgesehen von den tatsächlichen Eigenschaften einer Galaxie

hängt ihr Erscheinungsbild noch von einer Anzahl

beobachtungstechnischer Parameter ab:

Auflösung des Bildes relativ zur Größe der Galaxie ( Entfernung!)

Helligkeit relativ zum Hintergrund

Signal/Rauschen Verhältnis

Projektionseffekte

Wellenlänge

Galaxien: Morphologie

Nahe Galaxien Dieselben Galaxien wie sie bei

großer Entfernung erscheinen würden

Galaxien: Morphologie

Probleme

Morphologie von Zwerggalaxien ist vielfältiger als nur S(B)m, Im

Abgesehen von den tatsächlichen Eigenschaften einer Galaxie

hängt ihr Erscheinungsbild noch von einer Anzahl

beobachtungstechnischer Parameter ab:

Auflösung des Bildes relativ zur Größe der Galaxie ( Entfernung!)

Helligkeit relativ zum Hintergrund

Signal/Rauschen Verhältnis

Projektionseffekte

Wellenlänge

Visuelle Klassifizierung ist subjektiv, allerdings sind die Resultate

erfahrener Beobachter innerhalb von 1 Hubble-Typ reproduzierbar

Entwicklung von objektiven und quantitativen morphologischen

Messgrößen, Anwendung von Maschinellem Lernen

Achtung: Galaxien im frühen Universum haben viel irregulärere

Morphologien Hubble-Sequenz irrelevant

Galaxien: Morphologie

Fragen?

Farbe = relative Helligkeit (oder Leuchtkraft) in zwei verschiedenen

photometrischen Bändern

Massereichere Sterne emittieren einen größeren Anteil ihrer

Strahlung bei kürzeren Wellenlängen als masseärmere Sterne

(Teff M3/8)

Massereichere Sterne leben kürzer als masseärmere Sterne

(t M-2)

Die Farbe einer Galaxie (also des integrierten Lichts ihrer

Sternenpopulation) trägt Information über ihre

Sternentstehungsgeschichte

Farbe = gröbste, aber am leichtesten zu beobachtende

Information über die Sternpopulation einer Galaxie

jenseits ihrer Gesamtleuchtkraft in einem Band

Aber Vorsicht: Farbe wird auch durch Metallizität und

Staub beeinflusst

Galaxien: Farbe

Die Farbverteilung von Galaxien ist bimodal

Reflektiert ungefähr die Unterscheidung zwischen elliptischen

und Spiralgalaxien

Die Korrelation ist jedoch nicht perfekt: Scheiben können rot sein

und Spheroiden blau

Die Farben-Leuchtkraft Verteilung zeigt überlappende blaue und

rote Sequenzen

Galaxien: Farbe

Die Farbverteilung von Galaxien ist bimodal

Reflektiert ungefähr die Unterscheidung zwischen elliptischen

und Spiralgalaxien

Die Korrelation ist jedoch nicht perfekt: Scheiben können rot sein

und Spheroiden blau

Die Farben-Leuchtkraft Verteilung zeigt überlappende blaue und

rote Sequenzen

Galaxien: Farbe

Innerhalb jeder Sequenz sind

leuchtkräftigere Galaxien röter

Alter, Metallizität und/oder

Staub variieren mit Leuchtkraft

(stellarer Masse)

Galaxien: Kalte Gas(HI)-Masse

Die kühle ISM stellt das Reservoir dar, aus dem neue Sterne

entstehen können

Wichtig für die weitere Entwicklung einer Galaxie

Neutraler Wasserstoff befindet sich im Grundzustand

Keine Strahlung (auch keine Absorption) im Optischen

Aber: kann im Radiobereich beobachtet werden:

21 cm Linie = Hyperfeinstrukturübergang des Wasserstoff-

Grundzustands

ΔE 6 x 10−6 eV = 1420 MHz, λ = 21.106 cm

Galaxien: Kalte Gas(HI)-Masse

Mit Himmelsdurchmusterungen bei 21 cm kann die HI-Masse für

eine große Anzahl von Galaxien bestimmt werden

Verteilung von HI-Massen zeigt wieder Bimodalität

HI findet sich vor allem in Scheiben

Anteil der HI Masse größer für kleinere Galaxien

Galaxien: Kalte Gas(HI)-Masse

Mit Himmelsdurchmusterungen bei 21 cm kann die HI-Masse für

eine große Anzahl von Galaxien bestimmt werden

Verteilung von HI-Massen zeigt wieder Bimodalität

HI findet sich vor allem in Scheiben

Anteil der HI Masse größer für kleinere Galaxien

HI-Massenfunktion (wieder Schechter-Funktion):

Galaxien: Kalte Gas(HI)-Masse

Direkte Beobachtung von Staub:

Keine einfach zu verstehenden Spektrallinien

Aber: jedes Staubteilchenstrahl strahlt wie ein BB

Emission eines Kontinuums im IR

Galaxien: Staub

Direkte Beobachtung von Staub:

Keine einfach zu verstehenden Spektrallinien

Aber: jedes Staubteilchenstrahl strahlt wie ein BB

Emission eines Kontinuums im IR

Durchmusterung bei 250 m (Herschel)

Staubmassen-Funktion:

Galaxien: Staub

Direkte Beobachtung von Staub:

Keine einfach zu verstehenden Spektrallinien

Aber: jedes Staubteilchenstrahl strahlt wie ein BB

Emission eines Kontinuums im IR

Durchmusterung bei 250 m (Herschel)

Staubmassen-Funktion

Wieder Bimodalität: Staub meist nur in Scheiben

Galaxien: Staub

Großer Einfluss auf das optische Erscheinungsbild einer Galaxie

Extinktion (= Absorption und Streuung)

Verfärbung (Rötung) aufgrund der wellenlängenabhängigen Extinktion Extinktionskurve:

Galaxien: Staub

Großer Einfluss auf das optische Erscheinungsbild einer Galaxie

Extinktion (= Absorption und Streuung)

Verfärbung (Rötung) aufgrund der wellenlängenabhängigen Extinktion

Effekt von Staub auf das optische Bild einer Galaxie hängt nicht nur von der

Staubmasse und seiner Extinktionskurve ab, sondern auch von der relativen Verteilung von Staub und Sternen innerhalb der Galaxie

Attenuation() = aus einer Galaxie entweichendes Sternlicht / produziertes

Sternlicht

Attenuation abhängig von der Inklination!

Galaxien: Staub

Großer Einfluss auf das optische Erscheinungsbild einer Galaxie

Extinktion (= Absorption und Streuung)

Verfärbung (Rötung) aufgrund der wellenlängenabhängigen Extinktion

Effekt von Staub auf das optische Bild einer Galaxie hängt nicht nur von der

Staubmasse und seiner Extinktionskurve ab, sondern auch von der relativen Verteilung von Staub und Sternen innerhalb der Galaxie

Attenuation() = aus einer Galaxie entweichendes Sternlicht / produziertes

Sternlicht

Attenuation abhängig von der Inklination

Inklination beeinflusst, wieviel wir von der Scheibe und dem Bulge zu sehen

bekommen!

Galaxien: Staub

Spielt das Umfeld einer Galaxie eine Rolle?

Galaxien: Umfeld

Spielt das Umfeld einer Galaxie eine Rolle?

Galaxien: Umfeld

Spielt das Umfeld einer Galaxie eine Rolle?

Galaxien: Umfeld

Spielt das Umfeld einer Galaxie eine Rolle?

Galaxien: Umfeld

Spielt das Umfeld einer Galaxie eine Rolle?

Galaxien: Umfeld

Spielt das Umfeld einer Galaxie eine Rolle?

Ja! Der Typen-Mix von Galaxien hängt stark

von der Dichte der Umgebung ab

Viele Korrelationen zwischen Galaxien-

eigenschaften und Umfeld

Warum spielt das Umfeld eine Rolle?

Frequenz von Begegnungen und

Verschmelzungen

Galaxien: Umfeld

Gravitative Umgebung Gezeiteneffekte

Gas-Umgebung

Verfügbarkeit von kaltem Gas für Sternentstehung

Entfernung von Gas aus Galaxien durch Staudruck

Strahlungs-Umgebung

Dichtere Regionen des Universums kollabierten früher als weniger

dichte

Fragen?

Für Galaxien gibt es keine „Hauptreihe“

Vielfalt der Galaxien es werden mehrere Parameter benötigt, um eine Galaxie hinreichend zu beschreiben. Die wichtigsten sind:

Morphologie, Struktur (Verteilung der Sterne)

Größe, Flächenhelligkeit

Leuchtkraft, stellare MasseGrundlegendste, integrale Eigenschaft der stellaren Population

Farbe, weitere Eigenschaften der stellaren Population„Alter“ oder besser: momentane Sternentstehungsrate und

Sternentstehungshistorie, Metallizität, ursprüngliche Massenfunktion

Kalte Gasmasse und deren Verteilung

Staubmasse und deren Verteilung, Extinktionskurve

Zentrale Aktivität

Masse des umgebenden DM Halos, Umfeld

Entfernung, kosmische Epoche

Galaxien: Charakterisierung