Weak lensing by galaxy clusters
Der Ursprung und die Entwicklung unseres Universums zeigt sich gleicherma\xdfen in der Raumzeit selbst wie in den Strukturen, die in ihr entstehen. Galaxienhaufen sind das Ergebnis hierarchischer Strukturbildung. Sie sind die massivsten Objekte, die sich im heutigen Universum bilden konnten. Aufgrund dieser Eigenschaft ist ihre Anzahl und Struktur hochgradig abh\xe4ngig von der Zusammensetzung und Evolution des Universums.\n\nDie Messung der Anzahldichte von Galaxienhaufen beruht auf Katalogen, die nach einer beobachtbaren Gr\xf6\xdfe ausgew\xe4hlt werden. Die Anwendung einer Massen-Observablen-Relation (MOR) erlaubt es, die beobachtete Anzahl als Funktion der Observablen und der Rotverschiebung mit Vorhersagen zu vergleichen und so kosmologische Parameter zu bestimmen.\n\nMan kann jedoch zu Recht behaupten, dass diese Messungen noch nicht pr\xe4zise im Prozentbereich sind. Hauptgrund hierf\xfcr ist das unvollst\xe4ndige Verst\xe4ndnis der MOR. Ihre Normalisierung, die Skalierung der Observablen mit Masse und Rotverschiebung und die Gr\xf6\xdfe und Korrelation von intrinsischen Streuungen muss bekannt sein, um Anzahldichten korrekt interpretieren zu k\xf6nnen. Die Massenbestimmung von Galaxienhaufen durch die differenzielle Lichtablenkung in ihrem Gravitationsfeld, i.e. durch den so genannten schwachen Gravitationslinseneffekt (weak lensing), kann erheblich hierzu beitragen.\n\nIn dieser Arbeit werden neue Methoden und Ergebnisse solcher Untersuchungen vorgestellt. Zu ersteren geh\xf6ren, als Teil der Datenaufbereitung, (i) die Korrektur von CCD-Bildern f\xfcr nichtlineare Effekte durch die elektrischen Felder der angesammelten Ladungen (Kapitel 2) und (ii) eine Methode zur Maskierung von Artefakten in \xfcberlappenden Aufnahmen eines Himmelsbereichs durch Vergleich mit dem Median-Bild (Kapitel 3). Schlie\xdflich ist (iii) eine Methode zur Selektion von Hintergrundgalaxien, basierend auf deren Farbe und scheinbarer Magnitude, die eine neue Korrektur f\xfcr die Kontamination durch Mitglieder des Galaxienhaufens einschlie\xdft, im Abschnitt 5.3.1 beschrieben.\n\nDie wissenschaftlichen Hauptergebnisse sind die folgenden. (i) F\xfcr den Hubble Frontier Field-Haufen RXC J2248.7-4431 bestimmen wir Masse und Konzentration mittels weak lensing und best\xe4tigen die durch R\xf6ntgen- und Sunyaev-Zel'dovich-Beobachtungen (SZ) vorhergesagte gro\xdfe Masse. Die Untersuchung von Haufengalaxien zeigt die Abh\xe4ngigkeit von Morphologie und Leuchtkraft sowie Umgebung (Kapitel 4). (ii) Unsere Massenbestimmung f\xfcr 12 Galaxienhaufen ist konsistent mit R\xf6ntgenmassen, die unter Annahme hydrostatischen Gleichgewichts des hei\xdfen Gases gemacht wurden. Wir best\xe4tigen die MOR, die f\xfcr die Signifikanz der Detektion mit dem South Pole Telescope bestimmt wurde. Wir finden jedoch Diskrepanzen zur Planck-SZ MOR. Unsere Vermutung ist, dass diese mit einer flacheren Steigung der MOR oder einem gr\xf6\xdfen-, rotverschiebungs- oder rauschabh\xe4ngigen Problem in der Signalextraktion zusammenh\xe4ngt (Kapitel 5). (iii) Schlie\xdflich zeigen wir, durch die Verbindung von Simulationen und theoretischer Modellierung, dass die Variation von Dichteprofilen bei fester Masse signifikant zur Ungenauigkeit von Massenbestimmungen von Galaxienhaufen mittels weak lensing beitr\xe4gt. Ein Modell f\xfcr diese Variationen, wie das hier entwickelte, ist daher wichtig f\xfcr die genaue Bestimmung der MOR, wie sie f\xfcr kommende Untersuchungen n\xf6tig sein wird (Kapitel 6).