Der Ursprung und die Entwicklung unseres Universums zeigt sich
gleichermaßen 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 abhängig von der
Zusammensetzung und Evolution des Universums. Die Messung der
Anzahldichte von Galaxienhaufen beruht auf Katalogen, die nach
einer beobachtbaren Größe ausgewählt 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. Man kann jedoch zu Recht behaupten, dass diese Messungen
noch nicht präzise im Prozentbereich sind. Hauptgrund hierfür ist
das unvollständige Verständnis der MOR. Ihre Normalisierung, die
Skalierung der Observablen mit Masse und Rotverschiebung und die
Größe und Korrelation von intrinsischen Streuungen muss bekannt
sein, um Anzahldichten korrekt interpretieren zu können. 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. In dieser Arbeit werden neue Methoden
und Ergebnisse solcher Untersuchungen vorgestellt. Zu ersteren
gehören, als Teil der Datenaufbereitung, (i) die Korrektur von
CCD-Bildern für nichtlineare Effekte durch die elektrischen Felder
der angesammelten Ladungen (Kapitel 2) und (ii) eine Methode zur
Maskierung von Artefakten in überlappenden Aufnahmen eines
Himmelsbereichs durch Vergleich mit dem Median-Bild (Kapitel 3).
Schließlich ist (iii) eine Methode zur Selektion von
Hintergrundgalaxien, basierend auf deren Farbe und scheinbarer
Magnitude, die eine neue Korrektur für die Kontamination durch
Mitglieder des Galaxienhaufens einschließt, im Abschnitt 5.3.1
beschrieben. Die wissenschaftlichen Hauptergebnisse sind die
folgenden. (i) Für den Hubble Frontier Field-Haufen RXC
J2248.7-4431 bestimmen wir Masse und Konzentration mittels weak
lensing und bestätigen die durch Röntgen- und
Sunyaev-Zel'dovich-Beobachtungen (SZ) vorhergesagte große Masse.
Die Untersuchung von Haufengalaxien zeigt die Abhängigkeit von
Morphologie und Leuchtkraft sowie Umgebung (Kapitel 4). (ii) Unsere
Massenbestimmung für 12 Galaxienhaufen ist konsistent mit
Röntgenmassen, die unter Annahme hydrostatischen Gleichgewichts des
heißen Gases gemacht wurden. Wir bestätigen die MOR, die für 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 größen-, rotverschiebungs- oder rauschabhängigen Problem in
der Signalextraktion zusammenhängt (Kapitel 5). (iii) Schließlich
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 beiträgt. Ein Modell für diese
Variationen, wie das hier entwickelte, ist daher wichtig für die
genaue Bestimmung der MOR, wie sie für kommende Untersuchungen
nötig sein wird (Kapitel 6).
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