Festvortrag von Eva Grebel

xien im zarten Kindheitsalter von nur wenigen hundert Millionen Jahren geführt
und wird auch als „Fernfeldkosmologie“ bezeichnet. Zu den Einschränkungen
dieses Forschungsfeldes gehört, dass nur sehr leuchtkräftige Galaxien in diesen
großen Distanzen detektiert werden können (die Helligkeit von Objekten nimmt
mit dem Quadrat der Entfernung ab) und dass die jungen Galaxien wegen ihrer
enormen Entfernung als nur wenig ausgedehnte Lichtpunkte erscheinen, Details
also kaum untersucht werden können.
Gelegentlich hilft bei diesen Studien der Gravitationslinseneffekt, also die
Ablenkung des Lichts von Hintergrundsquellen durch eine sich auf der Sichtlinie
zu uns befindliche Masse. Es kann sich hierbei um einzelne Galaxien oder auch
ganze Galaxienhaufen handeln, die auf der Verbindungslinie zwischen einem weit
entfernten Objekt und uns liegen. Durch ihre Masse krümmen sie den Raum,
durch den die Lichtstrahlen laufen, und wirken dadurch wie eine Linse. Solche
Gravitationslinsen können die hinter ihnen liegenden Objekte vergrößern und
ihre Lichtintensität verstärken. Dies ermöglicht verbesserte Untersuchungen der
Struktur ferner Galaxien und kann auch lichtschwächere junge Galaxien einer ge-
naueren Analyse zugänglich machen.
Durch Beobachtungen in verschiedenen Wellenlängenbcreichen lässt sich
die spektrale Energieverteilung der Galaxien bei hoher Rotverschiebung rekon-
struieren. Kennt man diese Intensitätsverteilung des Galaxienlichts bei unter-
schiedlichen Wellenlängen, erlaubt das Rückschlüsse auf Eigenschaften der jungen
Galaxien wie beispielsweise der Sternbildungsintensität, der bisherigen Dauer der
Sternentstehung und der vorhandenen Masse in Form von Sternen.
5.2 Nahfeldkosmologie
Zum anderen können wir ganz nahe Galaxien einschließlich unserer Milchstra-
ße analysieren. Diese Objekte sind uns so nahe, dass wir sie mit exquisit hoher
Auflösung beobachten und sogar einzelne Sterne in ihnen untersuchen können.
Hierbei dienen Sterne vergangener Epochen als unsere „Fossilien“. Wir können
ihre Alter, ihre chemische Zusammensetzung und ihre Kinematik untersuchen
und daraus Rückschlüsse auf die Entwicklung verschiedener galaktischer Kompo-
nenten ziehen.
Die chemische Zusammensetzung der Sterne bestimmt man über die Stärke
der Absorptionslinien unterschiedlicher „Metalle“ in ihren Spektren. Die Spek-
tren zeigen auch die Oberflächentemperatur und die Oberflächenschwerkraft ei-
nes Sterns und bieten, zusammen mit der scheinbaren Helligkeit des Sterns, eine
von mehreren Möglichkeiten, seine Entfernung herzuleiten. Das Alter einzelner
Sterne können wir beispielsweise mittels Sternentwicklungsmodellen aus ihrer
Gesamthelligkeit und ihrer Temperatur abschätzen. Die Bewegungen der Ster-
ne lassen sich über die Verschiebung der Spektrallinien gegenüber ihrer Ruhe-

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