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2025-06-30T06:42:17Z

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Mit der '''Lyman-Break-Technik''', einer Beobachtungsmethode der modernen [[Astrophysik]], können sehr effizient große Mengen stark [[Rotverschiebung|rotverschobener]] [[Galaxie]]n gefunden werden. Diese Galaxien werden, wie häufig in der modernen [[Astronomie]], nach ihrer Entdeckungsmethode bezeichnet: '''Lyman-Break-Galaxien'''.

Galaxien mit einem hohen Anteil massereicher [[Stern]]e zeigen eine starke [[Spontane Emission|Emission]] im [[ultraviolett]]en Bereich ihrer [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektren]]. Dieser Teil des Spektrums zeigt zwei auffällige Sprünge:
* einen bei 912 [[Ångström (Einheit)|Ångström]] (Ruhe[[wellenlänge]]), d. h. beim Lyman-Limit; dieser Sprung wird auch ''Lyman-Break'' genannt, er ist der Namensgeber der Methode;
* einen bei 1216 Ångström; hier liegt die Lyman-Linie mit der höchsten Wellenlänge, sie heißt ''Lyman-alpha''.
Zwischen diesen beiden Wellenlängen gibt es eine Verringerung des [[Fluss (Physik)|Flusses]], die durch die diskreten [[Absorptionslinie]]n der Wasserstoff-[[Lyman-Serie]] verursacht wird ([[Lyman-Alpha-Wald]], [[Resonanzabsorption]]). Diese Linien stammen in erster Linie nicht von der Galaxie selbst, sondern vom [[intergalaktisches Gas|intergalaktischen Medium]].

Licht mit einer Wellenlänge unterhalb 912 Ångström [[ionisiert]] neutralen [[Wasserstoff]], was dazu führt, dass dieses kurzwellige Licht der Galaxie von [[Interstellares Gas|interstellarem]] und intergalaktischem Gas praktisch vollständig [[Absorption (Physik)|absorbiert]] wird.

== Verwendete Filter ==
Durch die [[Rotverschiebung]] werden die zwei UV-Kontinuumssprünge in den leicht beobachtbaren Bereich der optischen Wellenlängen verschoben. Jetzt kann die spektrale Eigenschaft dieser Galaxien dazu benutzt werden, sie aufzufinden. Mit drei [[Farbfilter]]n können diese Galaxien von anderen Objekten unterschieden werden:
* der erste Filter lässt Licht unterhalb des Lyman-Limits durch
* der zweite Filter lässt Licht zwischen Lyman-Limit und Lyman-alpha-Linie durch
* der dritte Filter lässt Licht oberhalb der Lyman-alpha-Linie durch.
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. Z. B. werden mit den Filtern U (entspricht der Farbe [[UV]] bzw. Violett), B (entspricht etwa der Farbe Blau) und V (entspricht der Farbe Grün) Galaxien bei einer Rotverschiebung von z ~ 3 ausgewählt.

== Vor- und Nachteile ==
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.

== Ähnliche Verfahren ==
Die Technik kann auch bei höheren Rotverschiebungen als z = 3 angewandt werden. Allerdings verändert sich hier das Spektrum einer typischen UV-hellen Galaxie: der Lyman-alpha-Wald wird immer stärker. Es ist praktisch nur noch der Sprung bei 1216 Ångström zu erkennen, weil unterhalb davon das Spektrum der Galaxie fast komplett absorbiert wird. Die Galaxien werden jetzt nur noch durch die '''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 [[Frequenzband#Astronomie|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.<ref>{{Webarchiv|url=http://www.usm.uni-muenchen.de/people/yulia/talks_posters/astro-ph_Nov.2004.pdf |wayback=20071001035251 |text=Optical Selection of Starforming Galaxies at Redshifts 1 < z < 3 }}</ref><ref>{{Webarchiv|url=http://www.astro.princeton.edu/~aes/AST542/pres/ejohnson_zdesert.pdf |wayback=20070610220307 |text=Galaxy Selection in The Redshift Desert }}</ref><ref>{{Webarchiv|url=http://www.oal.ul.pt/deep06/presentations/wiklind_deep06.ppt |wayback=20070610041640 |text=Massive and Evolved Galaxies at z>5 }}</ref><ref>{{internetquelle |autor=Johan Fynbo |url=http://www.dark-cosmology.dk/~jfynbo/LBG.html |sprache=Englisch |titel=Lyman-Break Galaxies |zugriff=10. Mai 2009 |archiv-url=https://web.archive.org/web/20090408171247/http://www.dark-cosmology.dk/~jfynbo/LBG.html |archiv-datum=2009-04-08 |offline=ja }}</ref><ref>{{internetquelle |autor=[[Charles C. Steidel]] |url=http://www.astro.caltech.edu/~ccs/ugr.html |sprache=Englisch |titel=Mapping the Distant Universe – Color Technique for Finding High Redshift Galaxies |zugriff=10. Mai 2009}}</ref>

== Siehe auch ==
* [[Quasar|Quasistellare Objekte]]

== Quellen ==
<references />

[[Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie]]

Lyman-Break-Technik - Versionsgeschichte

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