Lyman-Break-Technik

Der Begriff Lyman-Break-Technik stammt aus der modernen Astrophysik. Mit der Lyman-Break-Technik können sehr effizient große Mengen an hochrotverschobenen Galaxien gefunden werden. Diese Galaxien werden, wie häufiger in der modernen Astronomie, nach ihrer Entdeckungsmethode bezeichnet: Lyman-Break-Galaxien.

Galaxien mit einem hohen Anteil an massereichen Sternen zeigen eine starke Emission im ultravioletten Bereich ihrer Spektren. Dieser Teil des Spektrums zeigt zwei auffällige Sprünge: einen bei 912 Ångström und einen bei 1216 Ångström (Ruhewellenlänge). Licht mit einer Wellenlänge unterhalb von 912 Ångström ionisiert neutralen Wasserstoff. Das führt dazu, dass dieses kurzwellige Licht der Galaxie von interstellarem und intergalaktischem Gas praktisch vollständig absorbiert wird. Zwischen 912 und 1216 Ångström gibt es eine Verringerung des Flusses, die durch die diskreten Absorptionslinien der Wasserstoff-Lyman-Serie verursacht wird (Resonanzabsorption). Die Lyman-Linie mit der höchsten Wellenlänge heißt Lyman-alpha und liegt bei 1216 Ångström. Die diskreten Absorptionslinien stammen in erster Linie nicht von der Galaxie selbst, sondern von dem intergalaktischen Medium (der sogenannte Lyman-Alpha-Wald). Das Spektrum einer Galaxie zeigt daher insgesamt einen starken Anstieg bei 912 Ångström und einen bei 1216 Ångström zu höheren Wellenlängen hin. Der Sprung bei 912 Ångström liegt beim Lyman-Limit und wird auch Lyman-Break genannt. Er hat der Methode den Namen gegeben.

Durch die Rotverschiebung werden die zwei UV-Kontinuumssprünge in den leicht beobachtbaren optischen Wellenlängenbereich verschoben. Jetzt kann die spektrale Eigenschaft dieser Galaxien dazu benutzt werden, sie aufzufinden. Mit drei Filtern können diese Galaxien von anderen Objekten unterschieden werden. Die benutzten Farbfilter werden bei dem Verfahren so ausgelegt, dass der erste Filter Licht unterhalb des Lyman-Limits, der zweite Filter solches zwischen Lyman-Limit und Lyman-alpha-Linie und der letzte solches oberhalb der Lyman-alpha-Linie durchlässt. Für jedes Objekt werden die gemessenen Flüsse in den drei Filtern miteinander verglichen. So können die Galaxien relativ leicht identifiziert werden. Die Wahl der Filter legt den Rotverschiebungsbereich fest, in dem die ausgewählten Galaxien sich befinden. Mit den Filtern U (entspricht der Farbe UV/violett), B (entspricht etwa der Farbe blau) und V (entspricht der Farbe grün) werden z.B. Galaxien bei z~3 ausgewählt.

Der Vorteil des Verfahrens ist, dass man nicht mehr das Spektrum jeder Galaxie einzeln untersuchen muss (was bei lichtschwachen Galaxien auch schwierig ist), sondern ganze Himmelsbereiche gleichzeitig absuchen kann. Die Methode hat sich bisher auch als robust erwiesen, der Anteil der Fehlidentifikationen ist relativ gering. Mehrere zehntausend Galaxien wurden bisher mit dieser Methode gefunden. Ein Nachteil der Methode ist, dass damit nur eine bestimmte Art von Galaxien gefunden wird: Die Galaxie muss massereiche Sterne besitzen, die genug UV-Fluss produzieren. Massereiche Sterne haben aber eine geringe Lebensdauer. Die Lyman-Break-Galaxien müssen daher eine hohe Sternentstehungsrate besitzen oder vor kurzem besessen haben. Lyman-Break-Galaxien sind daher nicht repräsentativ für die gesamte Galaxienpopulation bei hohen Rotverschiebungen.

Die Technik kann auch bei höheren Rotverschiebungen als bei z=3 angewandt werden. Allerdings verändert sich bei höherer Rotverschiebung das Spektrum einer typischen UV-hellen Galaxie: der Lyman-alpha-Wald wird immer stärker. Es ist praktisch nur noch ein Sprung bei 1216 Ångström zu erkennen, weil unterhalb von 1216 Ångström das Spektrum der Galaxie fast komplett absorbiert wird. Die Galaxien werden jetzt nur noch durch die sogenannten Drop-out-Technik gefunden: im kurzwelligen Filter sind sie nicht mehr zu sehen, im langwelligen schon.

Analog zum Verfahren der Lyman-Break-Technik existieren auch die BzK-Break-Technik bzw. die BzK-Break-Galaxien. Bei diesem Verfahren wird auf den 4000-Ångström-Break und ein durchgehendes UV-Spektrum geachtet, also mit Filtern im B-, z- und K-Band gearbeitet, was der Technik ihren Namen gibt.

Weiterhin kann man auch noch von Balmer-Break-Technik bzw. Balmer-Break-Galaxien sprechen, falls durch entsprechende Filter der Abfall im Spektrum an der Balmer-Serie bei 3648 Ångström als Filterkriterium genommen wird.^{[1] [2] [3] [4] [5]}

Siehe auch

• Quasistellare Objekte

Quellen

1. ↑ http://www.usm.uni-muenchen.de/people/yulia/talks_posters/astro-ph_Nov.2004.pdf
2. ↑ http://www.astro.princeton.edu/~aes/AST542/pres/ejohnson_zdesert.pdf
3. ↑ http://www.oal.ul.pt/deep06/presentations/wiklind_deep06.ppt
4. ↑ Johan Fynbo: Lyman-Break Galaxies. Abgerufen am 10. Mai 2009 (englisch). 
5. ↑ Charles C. Steidel: Mapping the Distant Universe – Color Technique for Finding High Redshift Galaxies. Abgerufen am 10. Mai 2009 (englisch).