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b'In dieser Dissertation wird die Entwicklung von Galaxien innerhalb eines sehr gro\\xdfen Zeitraums (90% des Alters des Universums) anhand sehr tief belichteter Aufnahmen des sogenannten FORS Deep Field (FDF) untersucht. Homogenit\\xe4t und Gr\\xf6\\xdfe des Datensatzes erlauben eine gr\\xfcndliche Analyse der Galaxienentwicklung, ohne gro\\xdfen systematischen Effekten zu unterliegen. Nachdem in Kapitel 1 ein \\xdcberblick der Kosmologie sowie der Strukturbildung und der bis dato beobachteten Entwicklungen von Galaxien gegeben wurde, werden in Kapitel 2 die Eigenschaften des FDFs diskutiert. Dabei wird der Objekt-Katalog, der \\xfcber 8000 Galaxien und photometrische Informationen in 9 Filtern enth\\xe4lt, vorgestellt. In Kapitel 3 werden m\\xf6gliche Auswahleffekte aufgrund des im I-Band (8000 Angstr\\xf6m) selektierten Kataloges diskutiert und die G\\xfcte der Entfernungsbestimmung, welche auf photometrischen Rotverschiebungen basiert, beschrieben. Basierend auf diesen photometrischen Rotverschiebungen wird in Kapitel 3 und Kapitel 4 die Entwicklung der Anzahldichte von Galaxien pro Magnitude und Volumen, also der Leuchtkraftfunktion (LF), in Abh\\xe4ngigkeit der Rotverschiebung analysiert. Die LF der Galaxien entwickelt sich im UV viel st\\xe4rker als im sichtbaren bzw. nah-infraroten Licht. Ein Vergleich mit der lokalen LF ergibt, da\\xdf die Galaxienpopulation im fr\\xfchen Universum im Mittel im UV viel heller (Faktor 10), die Gesamtanzahl dagegen wesentlich niedriger (Faktor 10) gewesen ist. Im optischen bleibt dieser Trend nachweisbar. Ein Vergleich mit LF-Ergebnissen von anderen Himmelsdurchmusterungen zeigt eine sehr gute \\xdcbereinstimmung mit deren Ergebnissen. Aufgrund der tiefen Belichtung des FDFs ist es zudem m\\xf6glich, auch noch sehr schwache Galaxien in die Analyse mit einzubeziehen und dadurch die Steigung der Leuchtkraftfunktion, d.h. das Verh\\xe4ltnis von schwachen zu hellen Galaxien, deutlich besser zu bestimmen. Ein Vergleich mit Vorhersagen theoretischer Galaxienentwicklungs-Modelle zeigt eine gute \\xdcbereinstimmung bei kleiner Rotverschiebung. Mit zunehmender Entfernung nehmen jedoch die Unterschiede zu. Um die Beitr\\xe4ge von einzelnen Galaxienpopulationen zur LF zu untersuchen, wird der Objekt-Katalog in Kapitel 5 in vier typische Populationen aufgeteilt: von fr\\xfchen Typen mit praktisch keiner Sternentstehung bis hin zu Typen mit extremer Sternbildung. Die jeweilige LF wird in den verschiedenen Rotverschiebungsbereichen mit der Gesamt-LF verglichen. Der unterschiedliche Beitrag dieser Subpopulationen zur Gesamt-LF in den verschiedenen Filtern und bei verschiedenen Rotverschiebungen erkl\\xe4rt auf nat\\xfcrliche Weise die \\xc4nderung der Steigung der LF als Funktion der Wellenl\\xe4nge. In Kapitel 6 wird die Entwicklung der Sternentstehungsrate, d.h. wieviel stellare Masse pro Jahr und Volumen bei welcher Rotverschiebung gebildet wird, untersucht. Dazu wird jeweils ein FDF B, I, (I+B) und GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) K selektierter Galaxien-Katalog analysiert. Es wird gezeigt, da\\xdf die Sternentstehungsrate bis ca. z=1.5 ansteigt, um dann bis ca. z=4 konstant zu bleiben. Bei noch h\\xf6herer Rotverschiebung scheint sie wieder abzunehmen. Dieser Trend ist weitgehend unabh\\xe4ngig vom Selektionsband. Aus der Sternentstehungsrate wird in Kapitel 7 die Entwicklung der stellaren Massendichte als Funktion der Rotverschiebung berechnet. Unter der Annahme, da\\xdf die mittlere Staubkorrektur im UV weitgehend unabh\\xe4ngig von der Rotverschiebung ist, steigt die stellare Masse zw. z=4 und z=0.5 um einen Faktor 10 an. Ein Vergleich mit der Massendichte in der Literatur erm\\xf6glicht es uns au\\xdferdem eine mittlere Staubkorrektur von 2.5 plusminus 0.2 f\\xfcr den UV-Flu\\xdf abzuleiten. In Kapitel 8 werden die Ergebnisse nochmals zusammengefasst. Ein Vergleich mit Vorhersagen theoretischer Galaxienentwicklungs-Modelle basierend auf monolithischen Kollaps und hierarchischer Struckturbildung zeigt zudem, da\\xdf letztere meist besser mit integralen Beobachtungsgr\\xf6\\xdfen wie der Leuchtkraftdichte \\xfcbereinstimmen. Es gibt jedoch bei allen Modellen Probleme bei manchen detaillierten Vorhersagen wie zum Beispiel bei der Entwicklung der LF.'