Das Gebiet auf welches ich mich spezialisiere heisst Kosmologie.
Diese beschäftigt sich mit der Grundlegenden Struktur des Universums, also vor allem mit Galaxien, welche sehr weit entfernt sind.
Mein Hauptinteresse liegt in der Beschreibung von sehr massiven Galaxien und Galaxien im sehr fruehen Universum. Ich untersuche deren Struktur, Sternentstehungs-Raten, Metallizitaeten und Massen.
Untenstehend ein paar wichtige Konzepte.

Die Entfernung von diesen Galaxien misst man mit der Rotverschiebung z. Das Verhältnis von beobachteter Wellenlänge zu emittierter Wellenlänge ist z + 1.

Das Licht (bzw. die Spektrallinien, siehe Fig. 1) einer z = 4 Galaxie ist also 5 mal weit ins Rote verschoben.
 

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 Hubble Konstante ist, die Entfernung der Objekte (hier annähernd) bestimmen.
 

Fig. 1: Illustration der Rotverschiebung
 

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 kosmologische Rotverschiebung darf nicht mit der gravitativen Rotverschiebung verwechselt werden. Denn diese rührt von der allgemeinen Relativitätstheorie her, welche besagt, dass die Frequenz des Lichts in einem Gravitationsfeld (z.B. der Erde) verändert wird.

Man kann zeigen, dass man mit der gravitativen Rotverschiebung maximal auf etwa z = 2 kommt (dies hängt mit der maximalen Masse M_max eines Sterns als Funktion seines Radius R ab, genau M_max ~ 4/9 R), während die weitest entfernten Galaxien (welche man heute messen kann) bei z = 10 liegen.

Das HUDF (siehe Fig. 2) ist ein Stecknadelkopf grosser Ausschnitt am Himmel, welcher mit den Hubble Space Telescope (HST) fotografiert wurde. Es ist bis heute der weiteste Blick in die Vergangenheit und somit ein riesiger Zoo von verschiedensten Galaxien.

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
 

Die Galaxien sind so genannte Lyman Break Galaxies (LBGs). Dies sind Galaxien mit hohen Sternentstehungsraten.

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!!).

Fig. 3: schwarze Linie ist das Spektrum einer z ~ 2-3 Galaxie, die farbigen sind die verschiedene Filter (oben). Bilder der Galaxie in den verschiedenen Bändern, also UV, grün und rot (unten).
 

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 Drop-Out-Technique genannt. Speziell sind zum Beispiel z ~ 4 Galaxien b-dropouts da sie schon im b-Band (435 nm) rausfallen.