Podcasts about spiralgalaxien

Bunt leuchtende Nebel, schillernde Sternenlandschaften und farbenfrohen Spiralgalaxien – wer die faszinierenden Bilder des Weltalls betrachtet, bekommt schnell den Eindruck: Das Universum ist ein echtes Farbenfeuerwerk. Aber stimmt das eigentlich? Oder spielt uns die Bildbearbeitung hier einen kosmischen Streich?In dieser Folge gehen unsere beiden Himmelspaziergänger Susanne und Paul der Frage nach, wie „echt“ die Farben im All wirklich sind – und warum wir mit bloßem Auge oft nur einen Bruchteil dessen sehen, was Kameras einfangen können. Sie erklären, warum Sterne wie Arktur orange und Sirius bläulich wirken, der Orionnebel aber trotzdem unseren Augen nur grau erscheint. Und sie verraten, was passiert, wenn Licht nicht nur gesehen, sondern gesammelt wird – mit Kameras, Teleskopen und viel Geduld.Ihr erfahrt, warum unsere Augen im Dunkeln auf Sparflamme laufen, wie Nebel überhaupt zum Leuchten kommen – und warum das All selbst inmitten eines riesigen Gasnebels ziemlich... unspektakulär aussehen kann.Von Zäpfchen und Stäbchen über Reflektionsnebel und Falschfarbenbilder bis hin zur Frage: Wie würde ein Nebel eigentlich von innen aussehen? – diese Folge hat es in sich. Farbenfroh, aufschlussreich und garantiert ohne Filter.

Wenn wir in einer klaren Nacht in den Himmel schauen, können wir eine atemberaubende Vielzahl an funkelnden Punkten beobachten. Doch der Blick in den Sternenhimmel liefert immer nur zweidimensionale Bilder. Die dritte Dimension der Himmelsobjekte – also ihre Entfernung zur Erde – ist nicht so leicht zu bestimmen. Mit welchen Methoden Astronominnen und Astronomen den Kosmos dennoch vermessen und welche bedeutende Rolle das Bestimmen von Entfernungen im Weltall heute noch spielt, berichtet Hendrik Hildebrandt von der Universität Bochum in dieser Podcastfolge von Welt der Physik. *** Ein Beitrag von Julia Thomas, gesprochen von Ulrike Kapfer. Aufnahme: Das Hörspielstudio Kreuzberg, Tonbearbeitung und Schnitt: Daniel Lewy und Elias Emken. Redaktion: Welt der Physik https://www.weltderphysik.de/ Welt der Physik wird herausgegeben vom Bundesministerium für Bildung und Forschung und von der Deutschen Physikalischen Gesellschaft. *** Die Website zum Podcast: https://www.weltderphysik.de/mediathek/podcast/vermessung-des-universums/ Bei Fragen, Anmerkungen und Kritik schreibt uns: feedback@weltderphysik.de

Im Sternbild Wassermann sind vor rund 100 Millionen Jahren zwei Spiralgalaxien zusammengestoßen. Die Trümmer fliegen noch umeinander – und bilden ein bizarr anmutendes Objekt, wie Bilder zweier Großteleskope zeigen. Lorenzen, Dirkwww.deutschlandfunk.de, Sternzeit

Mehr als zwei Drittel aller bekannten Galaxien in der näheren Umgebung der Milchstraße gehören zum Typ der Spiralgalaxien, besitzen also eine Kernregion, die von mehr oder minder eng gewundenen Spiralarmen umgeben ist. Von Dirk Lorenzen www.deutschlandfunk.de, Sternzeit Hören bis: 19.01.2038 04:14 Direkter Link zur Audiodatei

Die Forschungsergebnisse der letzten Jahre haben gezeigt, dass das Universum bei weitem nicht nur aus baryonischer Materie besteht. Tatsächlich scheinen 72% aus sogenannter Dunkler Energie zu bestehen, während selbst vom verbleibenden Teil nur etwa ein Fünftel baryonischer Materie zugeordnet werden kann. Der Rest besteht aus Dunkler Materie, deren Beschaffenheit bis heute nicht mit Sicherheit geklärt ist. Ursprünglich in den Rotationskurven von Spiralgalaxien beobachtet, wurde die Notwendigkeit ihrer Existenz inzwischen auch in elliptischen Galaxien und Galaxienhaufen nachgewiesen. Tatsächlich scheint Dunkle Materie eine entscheidende Rolle in der Strukturbildung im Universum gespielt zu haben. In der Frühzeit des Universums, als die Materieverteilung im Weltraum noch äußerst gleichmäßig war und nur sehr geringe Inhomogenitäten aufwies, bildeten sie die Kondensationskeime für den gravitativen Kollaps der Materie. Numerische Simulationen haben gezeigt, dass der heute beobachtbare Entwicklungszustand des Universums erst durch die zusätzliche Masse Dunkler Materie ermöglicht wurde, die den strukturellen Kollaps erheblich beschleunigte und nur dadurch zur heute beobachtbaren Komplexität der Strukturen führen konnte. Da Dunkle Materie nicht elektromagnetisch wechselwirkt, sondern sich nur durch ihre Schwerkraft bemerkbar macht, stellt der Gravitationslinseneffekt eine ausgezeichnete Methode dar, die Existenz und Menge an Dunkler Materie nachzuweisen. Der schwache Gravitationslinseneffekt macht sich zu Nutzen, dass die intrinsischen Orientierungen der Galaxien im Weltraum keine Vorzugsrichtung haben, gleichbedeutend mit ihrer statistischen Gleichverteilung. Die gravitationsbedingte kohärente Verzerrung der Hintergrundobjekte führt zu einer Abweichung von dieser Gleichverteilung, die von den Eigenschaften der Gravitationslinsen abhängt und daher zu deren Analyse genutzt werden kann. Diese Dissertation beschreibt die Galaxy-Galaxy-Lensing-Analyse von insgesamt 89 deg^2 optischer Daten, die im Rahmen des CFHTLS-WIDE-Surveys beobachtet wurden und aus denen im Rahmen dieser Arbeit photometrische Rotverschiebungs- und Elliptizitätskataloge erzeugt wurden. Das Galaxiensample besteht aus insgesamt 5×10^6 Linsen mit Rotverschiebungen von 0.05 < z_phot ≤ 1 und einem zugehörigen Hintergrund von insgesamt 1.7×10^6 Quellen mit erfolgreich gemessenen Elliptizitäten in einem Rotverschiebungsintervall von 0.05 < z_phot ≤ 2. Unter Annahme analytischer Galaxienhaloprofile wurden für die Galaxien die Masse, das Masse-zu-Leuchtkraft-Verhältnis und die entsprechenden Halomodellprofilparameter sowie ihre Skalenrelationen bezüglich der absoluten Leuchtkraft untersucht. Dies geschah sowohl für das gesamte Linsensample als auch für Linsensamples in Abhängigkeit des SED-Typs und der Umgebungsdichte. Die ermittelten Skalenrelationen wurden genutzt, um die durchschnittlichen Werte für die Galaxienhaloparameter und eine mittlere Masse für die Galaxien in Abhängigkeit ihres SED-Typs zu bestimmen. Es ergibt sich eine Gesamtmasse von M_total = 23.2+2.8−2.5×10^11 h^{−1} M_⊙ für eine durchschnittliche Galaxie mit einer Referenzleuchtkraft von L∗ = 1.6×10^10 h^{−2} L_⊙. Die Gesamtmasse roter Galaxien bei gleicher Leuchtkraft überschreitet diejenige des entsprechenden gemischten Samples um ca. 130%, während die mittlere Masse einer blauen Galaxie ca. 65% unterhalb des Durchschnitts liegt. Die Gesamtmasse der Galaxien steigt stark mit der Umgebungsdichte an, betrachtet man die Geschwindigkeitsdispersion ist dies jedoch nicht der Fall. Dies bedeutet, dass die zentrale Galaxienmateriedichte kaum von der Umgebung sondern fast nur von der Leuchtkraft abhängt. Die Belastbarkeit der Ergebnisse wurde von zu diesem Zweck erzeugten Simulationen bestätigt. Es hat sich dabei gezeigt, dass der Effekt mehrfacher gravitativer Ablenkung an verschiedenen Galaxien angemessen berücksichtigt werden muss, um systematische Abweichungen zu vermeiden.

Massearme Sterne haben Nullalter-Hauptreihenmassen von ungefähr 0.8-8.0 Sonnenmassen. Sobald ihr H und He erschöpft ist, haben massearme Sterne die Spitze des asymptotischen Riesenastes (AGB) erreicht und werden unter Abwurf ihrer Hüllen zu Zentralsternen Planetarischer Nebel (ZSPNs). Der größte Teil dieser Arbeit befasst sich mit der Untersuchung der Sternparameter einer speziellen Auswahl von ZSPNs, um die Gültigkeit der allgemein akzeptierten Kern-Masse-Leuchtkraft Beziehung von ZSPNs weiterführend zu prüfen. Die Notwendigkeit einer solch kritischen Untersuchung wurde hervorgerufen durch eine Diskrepanz zwischen den bestimmten Sternparametern einer hydrodynamisch selbstkonsistenten UV-Analyse und den Sternparametern, die von planparallelen Modelllinienfits an photosphärische H und He Absorptionslinien bestimmt werden. Die konsistent bestimmten Massen der UV-Analyse wiesen eine größere Bandbreite auf als jene, die von der optischen Analyse unter zu Hilfenahme von theoretischen post-AGB Entwicklungsverläufen bestimmt wurden. Die Untersuchung wurde unter Verwendung von ”WM-basic”, einem Code, der die Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht in den Atmosphären von heissen Sternen berücksichtigt, durchgeführt. Dieser Code diente zuvor als Basis für die frühere konsistente UV-Analyse von einer speziellen Auswahl von ZSPNs. Zuerst verbesserten wir den Code, indem wir den Starkverbreiterungseffekt einbauten, um damit optische H und He Linien gleichzeitig mit dem UV Spektrum rechnen zu können. Dies erlaubte eine selbstkonsistente Neuuntersuchung des masseärmsten sowie des massereichsten Zentralsterns der betrachteten ZSPNs. Unter Verwendung des UV Parametersatzes konnten wir nicht nur das beobachtete UV Spektrum, sondern auch die optischen Linienprofile reproduzieren, die fast identisch waren mit den optischen Sternparametermodellen. Die konsistenten Modelle, basierend auf dem optischen Parametersatz, konnten keines der Spektren korrekt reproduzieren. Das Fehlen der Konsistenz zwischen den Stern-und Windparametern des optischen Parametersatzes wird auch deutlich, wenn man einen anderen Untersuchungsansatz verwendet, der auf den dynamischen Windparametern basiert. In einer weiterführenden Studie verbesserten wir den WM-basic Code nochmals, indem wir das Klumpungsverfahren einbauten. Die Stärke der optischen Emissionslinien, von der die Massenverlustrate im Fall einer ausschliesslich optischen Analyse bestimmt wird, hängt vom Quadrat der Dichte ab. Ein mögliches Klumpen der Winde würde deshalb zu einer Messunsicherheit in der Bestimmung der atmosphärischen Massenverlustrate von der Stärke solcher optischen Linien führen. Da die Massenverlustrate kein freier Parameter ist, sondern vielmehr eine Funktion der anderen Sternparameter, könnte dies zu einer Messunsicherheit in der Bestimmung der Sternparameter führen. Wir verwendeten den verbesserten Code deshalb um unter hinzufügen der Klumpung das Erscheinungsbild des UV Spektrums des optischen Parametersatzes, neu bewerten zu können. Letzterer wurde in einer früheren Studie ermittelt wurde, die die Klumpung in ihren Modellen verwendete, um Fits an die optischen Linien zu erreichen. Wir fanden heraus, dass, mit oder ohne Berücksichtigung der Klumpung, Windstärken und Endgeschwindigkeiten, welche mit den Sternparametern aus der optischen Analyse übereinstimmen, Spektren liefern, die inkompatibel mit den optischen und UV Beobachtungen sind. Unsere selbstkonsistenten Modelle liefern dagegen gute Fits an beide Beobachtungen. Des weiteren stellte sich heraus, dass Klumpungswerte den gleichen Grad an Einfluss auf die optischen Rekombinationslinien aufweisen wie es die Dichte (das Geschwindigkeitsfeld) hat. Innerhalb der gleichen Studie haben wir auch Schocktemperaturen und Verhältnisse von röntgen-zu bolometrischen Leuchtkräften bestimmt, die es uns ermöglichten, die hoch ionisierte O VI Linie, welche Teil des Spektralbereiches des Far Ultraviolet Spectroscopic Explorers ist, zu reproduzieren. Die erhaltenen Werte stimmen mit jenen überein, die bereits für O Sterne erlangt wurden. Dies bestätigt zum wiederholten Male die Ähnlichkeit der Atmosphären von massereichen O Sternen und O-Typ ZSPNs. Basierend auf den von uns abgeleiteten Schockstrukturen unserer Auswahl von ZSPNs, untersuchten wir einen möglichen Einfluss der Schocks auf Studien von Emissionslinien von H II Regionen. Hierbei werden Verfahren zur Umrechnung von Linienverhältnissen in gewünschte physikalische Eigenschaften benötigt, die in Form von diagnostischen Linienverhältnissen oder Diagrammen vorkommen und die auf Gittern von Photoionisationsmodellen basieren. Wir berechneten solch ein Gitter von schockbeinflussten Ionisationsflüssen eines Zentralsterns und verwendeten diese verstärkten Flüsse als Eingabewert für den Photoionisationscode MOCASSIN. Dies ermöglichte es uns, den Einfluss der schockverstärkten Flüsse auf das den Stern umgebende Gas zu untersuchen. Die Effekte sind speziell wichtig für stellare Quellen mit effektiven Temperaturen kleiner als 30kK. Zum Schluss untersuchten wir in zwei Studien einige der Eigenschaften von jungen, massereichen Sternhaufen (YMCs). In der ersten Studie widmeten wir uns der Frage, ob die anfängliche Massenfunktion der Sternhaufen ein zugrundeliegendes Limit bei hohen Massen aufweisst oder nicht. Wir verwendeten eine Methode, basierend auf den Leuchtkräften der YMCs, kombiniert mit deren Alter, wobei wir herausfanden, dass ein Abschneiden der Massenfunktion benötigt wird, um die Beobachtungen zu reproduzieren. Dies bestätigt frühere Untersuchungsergebnisse. Die zweite Studie beschäftigte sich mit der radialen Verteilung von YMCs in einer Auswahl von nahegelegenen Spiralgalaxien. Wir suchten nach den charakteristischen Abständen zum galaktischen Zentrum, die die Entstehung und/oder das Überleben von den massereichsten Sternhaufen begünstigen. Wir verglichen daraufhin die beobachteten Daten mit einem einfachen theoretischen Modell, das auf der Stichprobengröße basiert. Letzteres ergibt sich aus der Sternentstehungsrate als Funktion des Radiuses, multipliziert mit der Fläche. Wir fanden heraus, dass solch ein Modell dazu in der Lage ist, die beobachteten Abstandsverteilungen der YMCs zu reproduzieren. Dies gelang ohne Zuhilfenahme einer bevorzugten Sternhaufenbildung oder einem Zerfall aufgrund einer erhöhten Anzahl an Riesenmolekülwolken in der Nähe von galaktischen Zentren.

Der erste Teil dieser Arbeit stellt die Konstruktion, Inbetriebnahme und ersteDaten eines neuen optischen, faserbasierten Feldspektrographen namens VIRUS-Wvor. Die Entwicklung wurde durch den Bau des neuen 2 m Fraunhofer Teleskops aufdem Berg Wendelstein in den Bayrischen Alpen motiviert. Die besondereEigenschaft dieses Instruments liegt zum einen in der Fähigkeit, Spektren ineinem zweidimensionalen Sichtfeld aufzuzeichnen, und zum anderen in derKombina- tion eines grossen Sichtfeldes von 105 ′′ × 55 ′′ mit einer relativgrossen instrumentellen Auflösung von R = 8700. Diese Auflösung erlaubt es,Geschwindigkeitsdispersionen von Sternen und Gas bis hinunter zu 15 kms−1aufzulösen. Es wird im Allgemeinen erwartet, dass dies dem Regime entspricht,in dem sich Sterne in Scheiben bilden. Der abgedeckte Spektralbereich diesesDynamikmodus beträgt 4850 A bis 5480 A. Zusätzlich bietet VIRUS-W einen zweiten Modus, welcher der Studie der Zusammensetzung von stellarenPopulationen, also z.B. deren Alter und Metal- lizität, gewidmet ist. Diespektrale Auflösung ist hier geringer (R = 3300), aber der abgedeckteSpektralbereich ist weiter und beträgt 4340 A bis 6040 A. Dies deckt einegrössere Zahl von Absorptionsbanden im stellaren Spektrum ab. Insbesondere isthier Hβ enthalten, welches eine wichtige Grundlage zur Bestimmung des Alterseiner Stellaren Population liefert. Bis zur Fertigstellung des WendelsteinTeleskops wird sich der Spektrograph an dem 2.7m Harlan J. Smith Teleskop des McDonald Observatoriums in Texas befinden. Dort nahm er im November 2010 erfolgreich seinen Betrieb auf. Die bei der Inbetriebnahme gewonnenen Daten erlauben uns, die genaue spektrale Auflösung und die Effizienz zu bestimmen. Durch den Vergle- ich der aufgezeichneten Daten eines spektrophotometrischen Standardsterns mit veröffentlichten Werten errechnen wir fu ̈r das gesamte Atmosphären-Teleskop-Spektrographen-System eine Ef- fizient von 37% im hochauflösenden Dynamikmodus und von 40% im niedriger auflösenden Modus. Wir schliessen diesen Teil mit der Diskussion der Beobachtungen der drei Galaxien NGC2903, NGC205 und NGC3091 aus den November- und Dezember- Kampagnen ab und präsentieren erste Geschwindigkeitsfelder und Messungen von Absorptionen. Der Vergleich mit Literaturdaten für NGC205 zeigt, dass wir in der Lage sind, diese sehr niedrigen Dispersionen von ≃ 20km/s zuverlässig wiederzugeben. Der zweite Teil dieser Arbeit befasst sich mit einer Beobachtungsreihe von Bulgeregionen be- nachbarter Spiralgalaxien, die wir am Hobby-Eberly-Teleskop des McDonald Observatoriums mit dem LRS Langspaltspektrographen durchgefu ̈rht haben. Wir präsentieren kinematische Profile entlang der Hauptachse von 46 Galaxien der Hubbletypen S0 bis Sc. Für 28 dieser Objekte stellen wir ausserdem Profile entlang der kleineren Halbachse vor. Ein systematischer Vergleich der gewonnenen Daten mit photometrischen Dekompositionen erlaubt es uns zu zeigen, dass die Unterscheide, die verschiedene Bulgetypen in ihrem so genan- nten Sersic-Index zeigen, auch in der Kinematik widergespiegelt werden. Pseudobulges zeigen oft eine scheibenartige Morphologie und haben niedrigere Sersic-Indizes — also ein Leuchtkraft- profil, das eher demjenigen einer Scheibe entspricht. Klassische Bulges haben im Allgemeinen grössere Sersic-Indizes (n > 2). Wir zeigen, dass Pseudobulges auch schwächere Gradienten der Geschwindigkeitsdispersion als Funktion des Radius aufweisen — ihre Dispersionsprofile sind also vorwiegend flach. Höhere Sersic-Indizes hingegen treten in Galaxien mit steiler abfallenden Dispersionprofilen auf. Ausserdem beobachten wir, dass Pseudobulges vorwiegend in Galaxien mit nierigeren zentralen Geschwindigkeitsdispersionen auftreten und einen grösseren Grad von Rotation im Verhältnis zu ihrer mittleren Geschwindigkeitsdispersion zeigen.

Elliptische Galaxien sind homogene, von alten Sternen dominierte dynamische Systeme, die sich heute in einem Zustand annähernden Gleichgewichts befinden. Ihre Entstehung liegt zeitlich weit zurück und ihr jetziger Zustand lässt nur noch indirekte Rückschlüsse auf den genauen Zeitpunkt und die Art ihrer Entstehung zu. Moderne Theorien zur Strukturbildung im Universum sagen vorher, dass alle massereicheren Galaxien von Halos aus dunkler Materie umgeben sind. Die zentrale Dichte der dunklen Materie stellt sich dabei als ein indirektes Mass für die Entstehungsepoche der Galaxien heraus. Hinweise auf den Enstehungsprozess - die Literatur kennt im wesentlichen den Kollaps einer protogalaktischen Gaswolke oder die Verschmelzung mehrerer Vorläufergalaxien - ergeben sich aus der Verteilung der Sternbahnen in elliptischen Galaxien. Sowohl die Verteilung der Masse als auch die der Sternbahnen sind schwierig aus Beobachtungen zu bestimmen, weil elliptische Galaxien dreidimensionale Objekte sind und man nicht von vornherein weiß unter welchem Blickwinkel man sie beobachtet. Außerdem bilden ihre Sterne ein stossfreies dynamisches System, das beliebige Grade von Anisotropie annehmen kann. Seit etwa Anfang der 90er Jahre stehen mit den Messungen von projizierten Geschwindigkeitsprofilen Beobachtungsdaten zur Verfügung, die eine Rekonstruktion des genauen dynamischen Aufbaus einzelner Objekte zulassen. Erst seit etwa fünf Jahren hat die Entwicklung dynamischer Modelle ein vergleichbares Niveau erreicht, so dass es jetzt möglich ist, zumindest die volle Bandbreite achsensymmetrischer Modelle mit Beobachtungen einzelner Galaxien zu vergleichen. Die vorliegende Arbeit ist die erste Studie einer Stichprobe von mehreren Objekten mit achsensymmetrischen Modellen. Ähnlich umfangreiche Arbeiten waren bisher auf die Anwendung sphärisch-symmetrischer Modelle beschränkt, in denen weder Rotation noch Inklinationseffekte berücksichtigt werden können. Die Datenanalyse der vorliegenden Arbeit basiert auf der sog. Schwarzschild-Methode. Dabei wird zunächst aus Galaxienbildern das Gravitationspotential der sichtbaren Materie berechnet. Anschließend wird eine Bibliothek mit tausenden Sternbahnen angelegt, aus deren Überlagerung dann ein Modell konstruiert wird. Falls nötig, wird dunkle Materie hinzugefügt bis Modell und Daten im Rahmen der Messfehler übereinstimmen. Diese Methode wird im Rahmen der Arbeit weiterentwickelt: Eine gleichmässige Verteilung von invarianten Kurven einzelner Orbits in geeignet gewählten Poincaré-Schnitten wird als Kriterium für eine zuverlässige Berücksichtigung aller Bahntypen eingeführt. Ein Verfahren wird implementiert, dass ebenfalls Poincaré-Schnitte verwendet, um die Phasenvolumina einzelner Orbits und damit die Phasenraumverteilungsfunktion von Galaxien zu berechnen. Monte-Carlo Simulationen zeigen, dass mit optimierter Regularisierung sowohl interne Geschwindigkeiten als auch die Massenstruktur mit einer Genauigkeit von etwa 15 Prozent aus den vorliegenden Daten rekonstruiert werden können. Die untersuchten elliptischen Galaxien haben näherungsweise konstante Kreisgeschwindigkeiten außerhalb ihrer Zentren, ähnlich wie Spiralgalaxien. Die Halo Skalenradien einiger Ellipsen sind allerdings um einen Faktor zehn kleiner als die in gleichhellen Spiralen. Mit den flachen Rotationskurven sind 10 bis 50 Prozent dunkler Materie innerhalb des Effektivradius verknüpft. Die zentrale Dichte der dunklen Materie ist in Ellipsen um einen Faktor 25 höher als in Spiralgalaxien, was eine Enstehungsrotverschiebung von z = 4 impliziert. Soweit bestätigen die Modelle aus dieser Arbeit Resultate früherer Arbeiten mit sphärisch symmetrischen Modellen. In den Coma Galaxien mit den ältesten stellaren Populationen sind entweder - im Vergleich zu jüngeren Galaxien - mehr Sterne geringer Masse gebildet worden oder aber die dunkle Materie in diesen Galaxien folgt einer ähnlichen radialen Verteilung, wie die leuchtende Materie. Die Ergebnisse der Arbeit bestätigen kürzlich erschienene Arbeiten, nach denen elliptische Galaxien im grossen und ganzen eine homologe dynamische Familie bilden. Die verbleibende Streuung um entsprechende, aus dem Virialsatz ableitbare, globale Skalenrelationen sind auf eine systematische Verknüpfung des Drehimpulses mit der Leuchtkraftverteilung zurückzuführen. Der Ursprung dieser Relation ist noch unklar, aber ihr Vorhandensein erlaubt die Streuung in den Skalenrelationen um ein Drittel zu reduzieren. Dadurch könnte es in Zukunft möglich sein, die Entfernung einzelner Ellipsen mit grosser Genauigkeit aus ihrer Kinematik abzuleiten. Die Abflachung der untersuchten Galaxien kommt durch eine relative Unterhäufigkeit von Sternen auf Bahnen, die den Äquator mit hoher vertikaler Geschwindigkeit durchkreuzen, zustande. Eine solche Verteilung von Sternen maximiert ihre Entropie im Phasenraum, wodurch elliptische Galaxien zu einem hohen Grade dynamisch relaxiert scheinen. Allerdings offenbart eine genaue Untersuchung der Sternverteilung im Phasenraum eine reichhaltige Feinstruktur. Ein Objekt besteht aus der Überlagerung einer dünnen, rotierenden Scheibe und eines strukturlosen Sphäroids. In anderen Galaxien zeigt sich eine starke Asymmetrie zwischen rotierenden und gegenrotierenden Sternen in ihren Außenbezirken, gekoppelt mit relativ niedrigen stellaren Altern. Beides deutet daraufhin, dass die Sterne in diesen Regionen erst vor relativ kurzer Zeit zur Galaxie hinzugekommen sind. Über den beobachteten radialen Bereich zeigt keine Galaxie die typische Struktur nach einem Kollaps. Die Vielfalt der dynamischen Eigenschaften spricht eher für das Verschmelzungsszenario mit seiner natürlichen Variation an Ausgangskonfigurationen und -objekten.

Aktuelle Forschungsergebnisse deuten darauf hin, dass das Universum insgesamt aus 72% Dunkler Energie, 23% nichtbaryonischer Materie und 4.5% baryonischer Materie besteht. Von dieser baryonischen Materie kann bisher nur ein neuntel sicher zugeordnet werden. Ferner laesst sich aus der Rotation von Spiralgalaxien ableiten, dass diese grosse Mengen an Dunkler Materie enthalten, die sich rein durch ihren gravitativen Einfluss auf sichtbare Objekte im Bulge und in der Scheibe der Galaxie zeigt. Dabei wird angenommen dass Bulge und Scheibe in den sog. dunklen Halo eingebettet sind, der diese unsichtbare Materie beinhaltet. Eine grundlegende Frage ist daher aus welcher Art die dunkle Materie im Halo von Spiralgalaxien besteht. Moegliche Kandidaten fuer solche Dunkle Materie sind neben schwach wechselwirkenden massiven Teilchen (WIMPs - Weakly Interacting Massive Particles) auch kompakte dunkle Objekte im Halo von Galaxien (Machos - MAssive Compact Halo Objects). Die vorliegende Doktorarbeit beschreibt die Suche nach solchen Machos im Halo unserer Nachbargalaxie Andromeda (M31). Im Falle von kompakten Objekten mit Massen im Bereich von einem milliardstel bis zum zehntausendfachen einer Sonnenmasse ermoeglicht der sogenannte Gravitationslinseneffekt deren direkten Nachweis. Dabei beeinflusst die gravitative Wirkung eines kompakten Objekts die Lichtstrahlen von im Hintergrund liegenden Sternen derart, dass das Licht durch die Relativbewegung kurzzeitig fokussiert und verstaerkt wird. Jedoch ist die Wahrscheinlichkeit, dass ein Stern eine messbare Verstaerkung aufweist, weniger als 1 : 1000000. Durch Messungen von Millionen von Sternen konnten derartige charakteristische Lichtkurven im letzten Jahrzehnt sehr zahlreich in Richtung zum Zentrum unserer Milchstrasse nachgewiesen werden. Eine noch groessere Herausforderung stellt der Nachweis von Machos in der hundertmal weiter entfernten Andromeda-Galaxie (M31) dar. Zwar erreicht uns von einzelnen Sternen von dort im Vergleich zum Milchstrassenzentrum nur ein zehntausendstel an Strahlung, jedoch lassen sich mit einer einzigen Aufnahme Millionen von Sternen gleichzeitig auf Helligkeitsaenderungen ueberpruefen. Da die Sichtlinie zum Zentrum von M31 die Halos der Milchstrasse und von M31 durchdringt, gestattet dies Rueckschluesse auf den Anteil der Machos in beiden Galaxien. Wegen der deutlich groesseren Entfernung und der damit verbundenen geringeren scheinbaren Helligkeit der Hintergrundobjekte sind die Anforderungen an die Datenanalyse ungleich hoeher. In der vorliegenden Doktorarbeit wurden daher neue Methoden entwickelt und aufgezeigt, um systematische Fehler bei der Aufnahme von Bildern zu kontrollieren und das Rauschen bei der Bildbearbeitung zu minimieren. Da die Zeitdauer eines Gravitationslinsenereignisses sehr kurz ist, mussten am Wendelstein-0.8-m-Teleskop, und waehrend einer 3-jaehrigen Phase am Calar-Alto-1.23-m-Teleskop, zehntausende Aufnahmen waehrend des Zeitraums von 1997 - 2005 gewonnen und ausgewertet werden. In dieser bezueglich der Zeitueberdeckung einmaligen Datenbasis konnten in 4 Mio. Lichtkurven insgesamt 13 Ereignisse nachgewiesen werden, die die typischen Helligkeitsaenderungen des Gravitationslinseneffekts aufweisen. Die Analyse der Lichtkurven zeigt mit den in dieser Arbeit gewonnenen theoretischen Erkenntnissen bezueglich der endlichen Groesse der Hintergrundsterne, dass alle Gravitationslinsenkandidaten mit einem Halo aus dunklen Objekten von 0.2 Sonnenmassen vereinbar sind. Waehrend die Anzahl der Detektionen im Vergleich zu frueheren theoretischen Vorhersagen deutlich geringer ausfiel, zeigten die im Rahmen dieser Doktorarbeit entwickelten theoretischen Vorhersagen eine sehr gute uebereinstimmung. Ob sich die beobachteten Gravitationslinsenereignisse wirklich durch Machos im Halo oder eventuell durch Sterne in Bulge oder Scheibe hervorgerufen wurden, soll durch weiterfuehrende Arbeiten mittels Monte-Carlo-Simulationen bezueglich der Detektionseffizienz geklaert werden. Daraus lassen sich dann quantitative Aussagen ueber die Art der dunklen Materie und den Anteil von Machos im Halo der M31 Galaxie gewinnen.