Galaxien Entwicklung

Galaxien Entwicklung

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Wir erforschen die Galaxien Entstehung und Entwicklung unter Verwendung verschiedener komplementärer Methoden: Detailierte Studien lokaler Galaxien erlauben die Rekonstruktion ihrer Entstehungsgeschichte, während Beobachtungen entfernter Galaxien eine direkte Messung der zeitlichen Veränderung ihrer Populationen ermöglicht.

Lokales Universum

Die Entstehung heißer stellarer Systeme (Bulges und Elliptische Galaxien) ist primärer Fokus unserer Arbeit, und eng verknüpft mit Studien über deren Dynamik. Im Besonderen finden wir die unterschiedliche Eigenschaften der 'klassichen' und 'pseudo'-Bulges in Übereinstimmung mit hierarchischen 'Merging'. Weiterhin sind die Leucht-Profile der Elliptischen Galxien konsistent mit der Merger Historie, wobei Schwarze Löcher und AGN-Feedback einen wesentlichen Einfluß auf die beobachteten Galaxien Eigenschaften besitzen.

Ein weiterer Fokus unserer Arbeit bezieht sich auf nahe Galxien-Scheiben: Detaillierte Beobachtungen unsere Nachbar Galaxie Andromeda (M31) setzen enge Grenzen an die Staubverteilung, sowie die stellaren Populationen in der Scheibe. Die äußeren Profile der Scheibe hingegen fallen in unterschiedliche Kategorien, welche die dynamischen und Sternentstehungs-Prozesse in Regionen geringer Dichte bestimmen.

Universum bei hohen Rotverschiebungen:

Unsere Arbeit im fernen Universum konzentriert sich auf die Untersuchung tiefer Beobachtungen von umfangreicher Galaxien Proben inklusiver individueller Haufen und Gruppen. Zusammen mit lokalen Objekten bieten diese einen Überblick auf die Galaxien Population der Dunklen Materie Halos, und wie sie sich über die Zeit stukturell und stellar entwicklet haben. 

Der Großteil der am weitesten entwickelten Galaxien befindet sich im Zentrum reicher, lokaler Galaxien Haufen. Wir untersuchen wie sich diese Populationen über einen Zeitraum von mehr als die Hälfte der kosmischen Zeit entwickelt haben, wobei wir uns auf Photometrische- und Spektroskopische-Daten des EDisCS (ESO Distant Cluster Survey) Projektes stützen. Desweiteren analysieren wir die Entwicklung des Massen zu Licht Verhältnisses der Early-Type Galaxien, wobei wir auf die Entwicklung der fundamentalen Plane und die Abhängigkeit von der Umgebung, vor allem aber auf die Größen-Entwicklung zurückgreifen. Ebenso verifiziern wir der morphologischen Zusammensetzung der Galaxien Populationen, welche der ihnen unterliegenden Halos folgen, basierend auf gut bekannten Spektroskopisch selektierten Gruppen bei z~0.4 Während die hellsten elliptischen Galaxien dazu tendieren in den Zentren der Halos zu sitzen, finden sich kleine Anteile der linsenförmigen (S0) Galaxien in Gruppen und Haufen, verschwinden aber bei geringen Dichten. Das erlaubt enge Grenzen an die morphologische Entwicklung zu sezen. Wir beobachten Gruppen detektiert mit Röntgenstrahlung bei z_0.2-0.9 mit hoher Spektroskopischer Auflösung, um den Zusammenhang des hellen IGMs zu Gruppen und Galaxien Eigenschaften zu bestimmen. Die hohe Qualität der Photometrischen Rotverschiebungen ermöglichen es die Galaxien Populationen mit uneingeschränkter Genauigkeit bis zu z~1 innerhalb des COSMOS surveys zu studieren. Die resultierende stellare Massenfunktion benötigt einen bimodalen Fit für Passive- und Sternenentstehungs-Populationen, sowie die Massen Abhängigkeit der Effizienz der Galaxien Formation. Letztendlich habe wir eine mehrskalige Dichtekonstruktion entwickelt, um die Galaxien Umgebung in Detail zu beschreiben, aber ohne Annahmen über die Konstruktion der Gruppen Kataloge zu machen.

M31 disk stellar population and dusk Bild vergrößern
M31 disk stellar population and dusk
The Structure of Bulges Bild vergrößern
The Structure of Bulges
The Light Profiles of Disk Galaxies Bild vergrößern
The Light Profiles of Disk Galaxies
The Light Profiles of Elliptical Galaxies Bild vergrößern
The Light Profiles of Elliptical Galaxies
The Fundamental Plane of EDISCS Ellipticals Bild vergrößern
The Fundamental Plane of EDISCS Ellipticals
Morphological Composition of z~0.4 Groups Bild vergrößern
Morphological Composition of z~0.4 Groups
X-Ray Groups Bild vergrößern
X-Ray Groups
Multi-Scale Environment Bild vergrößern
Multi-Scale Environment

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