einführung in die astronomie unf astrophysik ii - teil 9 · edwin hubble. fragen? fragen!...
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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
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!
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
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