Forschung an der ETH
Das Gebiet auf welches ich mich spezialisiere heisst
Kosmologie.
DIE (KOSMOLOGISCHE) ROTVERSCHIEBUNG
Die Entfernung von diesen Galaxien misst man mit der
Das Licht (bzw. die Spektrallinien, siehe
Fig. 1) einer z = 4 Galaxie ist also 5 mal weit ins Rote verschoben. |
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Diese Rotverschiebung steht in direktem Zusammenhang mit der Ausdehnung
unseres Universums, welches hier als flach angenommen wird (ΩM
= 0.3, ΩΛ = 0.7, H0 = 70 kms-1Mpc-1).
Intuitiv kann man sich das wie folgt vorstellen: Das Universum dehnt sich aus und die Lichtwellen werden in die Länge gezogen, bis sie bei uns ankommen. Ist die Wellenlänge grösser, wird das Licht rot. In Fig. 1 sind Absorptionslinien eines Galaxienhaufens in einem kontinuierlichen Spektrum gezeigt, welche auf dem rechten Bild ins rote verschoben werden. Somit kann man mit Hilfe des modifizierten Hubble Gesetzes z = R H0, wobei R die Distanz und H0 die
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Fig. 1:
Illustration der Rotverschiebung |
Der Kehrwert der Hubble Konstante ist die Hubble Zeit. Dies ist die Zeit von
heute bis zum Urknall, also das Alter des Universums (etwa 13.6 Milliarden
Jahre). Da Distanz immer auch eine Zeit bedeutet (das Licht braucht seine Zeit um zu uns zu reisen), sind die Objekte mit einer hohen Rotverschiebung sehr weit in der Vergangenheit. Mit heutigen Instrumenten kann man bis z = 10 schauen und somit in die ersten Millionen Jahre nach dem Urknall. Die
Man kann zeigen, dass man mit der gravitativen Rotverschiebung maximal auf etwa z = 2 kommt (dies hängt mit der maximalen Masse Mmax eines Sterns als Funktion seines Radius R ab, genau Mmax ~ 4/9 R), während die weitest entfernten Galaxien (welche man heute messen kann) bei z = 10 liegen.
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DAS HUBBLE DEEP FIELD (HUDF) Das
HUDF (siehe
Fig. 2) ist ein
Stecknadelkopf grosser Ausschnitt am Himmel, welcher mit den
Mit der neuen Wide Field Camera 3 (WFC3) an Bord des HST lassen sich die
Galaxien in verschiedenen Wellenlängenbereichen fotografieren. Es sind dies
7 Bänder: b, v, i, z, J, H, Y
von 200 - 1000 nm (UVIS) und 850 - 1700 nm (NIR). |
Fig. 2: Das
Hubble Ultra Deep Field |
Daneben gibt es noch andere Beobachtungs-Programme wie GOODS oder ERS von
welchen wir Daten beziehen.
SELEKTION VON z
~ 4 GALAXIEN
Die Galaxien sind so genannte
Da diese Sterne nur bis zu einer gewissen Wellenlänge die herumliegenden Wasserstoffatome ionisieren können, entsteht ein so genannter Lyman-α Break (bei 121.6 nm), unter welchem sie nicht sichbar sind (da unterhalb dieser Wellenlänge alle Photonen der Galaxie absorbiert werden). Vergleiche dazu auch Fig. 3 bei welcher der Lyman-α Break bei etwa 400 nm ist (Rotverschiebung!!).
Die Galaxien verschwinden also, wenn man sie in verschiedenen Wellenlängen Bereichen (= Bänder) anschaut. Da der Lyman-α Break ebenfalls rot verschoben ist, verschwindet die Galaxie immer in einem anderen Band (röter wenn z höher ist). Dadurch lassen sie die Galaxien einer bestimmten Rotverschiebung sehr leicht aufspüren, da man auf einem riesigen Bild (z.B. dem HUDF) gleichzeitig nach den Galaxien suchen kann. Diese Technik wird
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