@phdthesis{Washuettl2004,
  author    = {Wash{\"u}ttl, Albert},
  title     = {EI Eridani and the art of doppler imaging : a long-term study},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:kobv:517-0001714},
  school      = {Universit{\"a}t Potsdam},
  year      = {2004},
  abstract  = {Das Verst{\"a}ndnis magnetisch verursachter Aktivit{\"a}t auf Sternen sowie der zugrundeliegenden Dynamoprozesse ist von fundamentaler Bedeutung f{\"u}r das Verst{\"a}ndnis von Entstehung und Entwicklung von Sternen sowie des Lebens im Universum. Sichtbare Erscheinungen dieser stellaren Aktivit{\"a}t sind u.a. Sternflecken, welche als Indikatoren des zugrundeliegenden Magnetfeldes dienen. Solche Flecken k{\"o}nnen auf anderen Sternen als der Sonne nicht direkt beobachtet werden, zumal mit den heutigen technischen Mitteln eine Aufl{\"o}sung der Oberfl{\"a}che selbst der benachbarten Sterne unm{\"o}glich ist. Eine indirekte Rekonstruktionsmethode namens 'Doppler Imaging' erlaubt es jedoch, auf die Temperaturverteilung auf der Sternoberfl{\"a}che zu schließen. F{\"u}r diese Arbeit wurden elf Jahre kontinuierlicher spektroskopischer Beobachtungen des aktiven Doppelsterns EI Eridani herangezogen, um insgesamt 34 Dopplerkarten zu erstellen. In der Folge wird versucht, eine Grundlage zu schaffen f{\"u}r die Analyse des zweidimensionalen Informationsgehalts dieser Karten. Drei Oberfl{\"a}chenkartenparameter werden vorgeschlagen: gemittelte Temperatur, getrennt f{\"u}r verschiedenen stellare Breitenb{\"a}nder; relative Fleckenh{\"a}ufigkeit; und, zum Zwecke der Auswertung der strukturellen Temperaturverteilung, L{\"a}ngen- und Breiten-Ortsfunktion der Sternfleckenh{\"a}ufung. Die resultierenden Werte zeigen deutlich, daß kein zeitlicher Zusammenhang mit dem photometrischen Aktivit{\"a}tszyklus besteht. Die Morphologie der Fleckenverteilung bleibt w{\"a}hrend des kompletten Beobachtungszeitraums im wesentlichen konstant. Im Gegensatz zur Sonne gibt es also, im beobachteten Zeitraum und innerhalb der bestehenden Genauigkeit, keinen Fleckenzyklus auf dem aktiven Stern EI Eri. Dar{\"u}berhinaus wurde eine ausf{\"u}hrliche Studie der stellaren Parameter von EI Eri und eine vorl{\"a}ufige Absch{\"a}tzung der differentiellen Rotation auf EI Eri durchgef{\"u}hrt, die eine anti-solare Ausrichtung aufzuweisen scheint, d.h. der Pol rotiert schneller als der {\"A}quator.},
  language  = {en}
}
@phdthesis{Klessen2004,
  author    = {Klessen, Ralf S.},
  title     = {The relation between interstellar turbulence and star formation},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:kobv:517-0001118},
  school      = {Universit{\"a}t Potsdam},
  year      = {2004},
  abstract  = {Eine der zentralen Fragestellungen der modernen Astrophysik ist es, unser Verst{\"a}ndnis fuer die Bildung von Sternen und Sternhaufen in unserer Milchstrasse zu erweitern und zu vertiefen. Sterne entstehen in interstellaren Wolken aus molekularem Wasserstoffgas. In den vergangenen zwanzig bis dreißig Jahren ging man davon aus, dass der Prozess der Sternentstehung vor allem durch das Wechselspiel von gravitativer Anziehung und magnetischer Abstossung bestimmt ist. Neuere Erkenntnisse, sowohl von Seiten der Beobachtung als auch der Theorie, deuten darauf hin, dass nicht Magnetfelder, sondern {\"U}berschallturbulenz die Bildung von Sternen in galaktischen Molek{\"u}lwolken bestimmt. Diese Arbeit fasst diese neuen {\"U}berlegungen zusammen, erweitert sie und formuliert eine neue Theorie der Sternentstehung die auf dem komplexen Wechselspiel von Eigengravitation des Wolkengases und der darin beobachteten {\"U}berschallturbulenz basiert. Die kinetische Energie des turbulenten Geschwindigkeitsfeldes ist typischerweise ausreichend, um interstellare Gaswolken auf großen Skalen gegen gravitative Kontraktion zu stabilisieren. Auf kleinen Skalen jedoch f{\"u}hrt diese Turbulenz zu starken Dichtefluktuationen, wobei einige davon die lokale kritische Masse und Dichte f{\"u}r gravitativen Kollaps {\"u}berschreiten koennen. Diese Regionen schockkomprimierten Gases sind es nun, aus denen sich die Sterne der Milchstrasse bilden. Die Effizienz und die Zeitskala der Sternentstehung h{\"a}ngt somit unmittelbar von den Eigenschaften der Turbulenz in interstellaren Gaswolken ab. Sterne bilden sich langsam und in Isolation, wenn der Widerstand des turbulenten Geschwindigkeitsfeldes gegen gravitativen Kollaps sehr stark ist. {\"U}berwiegt hingegen der Einfluss der Eigengravitation, dann bilden sich Sternen in dichten Gruppen oder Haufen sehr rasch und mit grosser Effizienz. Die Vorhersagungen dieser Theorie werden sowohl auf Skalen einzelner Sternentstehungsgebiete als auch auf Skalen der Scheibe unserer Milchstrasse als ganzes untersucht. Es zu erwarten, dass protostellare Kerne, d.h. die direkten Vorl{\"a}ufer von Sternen oder Doppelsternsystemen, eine hochgradig dynamische Zeitentwicklung aufweisen, und keineswegs quasi-statische Objekte sind, wie es in der Theorie der magnetisch moderierten Sternentstehung vorausgesetzt wird. So muss etwa die Massenanwachsrate junger Sterne starken zeitlichen Schwankungen unterworfen sein, was wiederum wichtige Konsequenzen f{\"u}r die statistische Verteilung der resultierenden Sternmassen hat. Auch auf galaktischen Skalen scheint die Wechselwirkung von Turbulenz und Gravitation maßgeblich. Der Prozess wird hier allerdings noch zus{\"a}tzlich moduliert durch chemische Prozesse, die die Heizung und K{\"u}hlung des Gases bestimmen, und durch die differenzielle Rotation der galaktischen Scheibe. Als wichtigster Mechanismus zur Erzeugung der interstellaren Turbulenz l{\"a}sst sich die {\"U}berlagerung vieler Supernova-Explosionen identifizieren, die das Sterben massiver Sterne begleiten und große Mengen an Energie und Impuls freisetzen. Insgesamt unterst{\"u}tzen die Beobachtungsbefunde auf allen Skalen das Bild der turbulenten, dynamischen Sternentstehung, so wie es in dieser Arbeit gezeichnet wird.},
  language  = {en}
}
@phdthesis{Ilin2022,
  author    = {Ilin, Ekaterina},
  title     = {High lights: stellar flares as probes of magnetism in stars and star-planet systems},
  doi       = {10.25932/publishup-56356},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:kobv:517-opus4-563565},
  school      = {Universit{\"a}t Potsdam},
  pages     = {x, 168},
  year      = {2022},
  abstract  = {Flares are magnetically driven explosions that occur in the atmospheres of all main sequence stars that possess an outer convection zone. Flaring activity is rooted in the magnetic dynamo that operates deep in the stellar interior, propagates through all layers of the atmosphere from the corona to the photosphere, and emits electromagnetic radiation from radio bands to X-ray. Eventually, this radiation, and associated eruptions of energetic particles, are ejected out into interplanetary space, where they impact planetary atmospheres, and dominate the space weather environments of young star-planet systems. Thanks to the Kepler and the Transit Exoplanet Survey Satellite (TESS) missions, flare observations have become accessible for millions of stars and star-planet systems. The goal of this thesis is to use these flares as multifaceted messengers to understand stellar magnetism across the main sequence, investigate planetary habitability, and explore how close-in planets can affect the host star. Using space based observations obtained by the Kepler/K2 mission, I found that flaring activity declines with stellar age, but this decline crucially depends on stellar mass and rotation. I calibrated the age of the stars in my sample using their membership in open clusters from zero age main sequence to solar age. This allowed me to reveal the rapid transition from an active, saturated flaring state to a more quiescent, inactive flaring behavior in early M dwarfs at about 600-800 Myr. This result is an important observational constraint on stellar activity evolution that I was able to de-bias using open clusters as an activity-independent age indicator. The TESS mission quickly superseded Kepler and K2 as the main source of flares in low mass M dwarfs. Using TESS 2-minute cadence light curves, I developed a new technique for flare localization and discovered, against the commonly held belief, that flares do not occur uniformly across their stellar surface: In fast rotating fully convective stars, giant flares are preferably located at high latitudes. This bears implications for both our understanding of magnetic field emergence in these stars, and the impact on the exoplanet atmospheres: A planet that orbits in the equatorial plane of its host may be spared from the destructive effects of these poleward emitting flares. AU Mic is an early M dwarf, and the most actively flaring planet host detected to date. Its innermost companion, AU Mic b is one of the most promising targets for a first observation of flaring star-planet interactions. In these interactions, the planet influences the star, as opposed to space weather, where the planet is always on the receiving side. The effect reflects the properties of the magnetosphere shared by planet and star, as well as the so far inaccessible magnetic properties of planets. In the about 50 days of TESS monitoring data of AU Mic, I searched for statistically robust signs of flaring interactions with AU Mic b as flares that occur in surplus of the star's intrinsic activity. I found the strongest yet still marginal signal in recurring excess flaring in phase with the orbital period of AU Mic b. If it reflects true signal, I estimate that extending the observing time by a factor of 2-3 will yield a statistically significant detection. Well within the reach of future TESS observations, this additional data may bring us closer to robustly detecting this effect than we have ever been. This thesis demonstrates the immense scientific value of space based, long baseline flare monitoring, and the versatility of flares as a carrier of information about the magnetism of star-planet systems. Many discoveries still lay in wait in the vast archives that Kepler and TESS have produced over the years. Flares are intense spotlights into the magnetic structures in star-planet systems that are otherwise far below our resolution limits. The ongoing TESS mission, and soon PLATO, will further open the door to in-depth understanding of small and dynamic scale magnetic fields on low mass stars, and the space weather environment they effect.},
  language  = {en}
}
@phdthesis{Arentsen2020,
  author    = {Arentsen, Anke},
  title     = {Galactic archaeology with the oldest stars in the Milky Way},
  doi       = {10.25932/publishup-47602},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:kobv:517-opus4-476022},
  school      = {Universit{\"a}t Potsdam},
  year      = {2020},
  abstract  = {In einer dunklen Nacht kann man tausende Sterne sehen. All diese Sterne befinden sich innerhalb der Milchstraße, unsere Heimatgalaxie. Nicht alle Sterne sind gleich, sie k{\"o}nnen zum Beispiel unterschiedliche Gr{\"o}ßen, Massen, Temperaturen und Alter haben. Die schwereren Sterne leben (aus astronomischer Sicht) nicht lange, nur wenige Millionen Jahren, aber Sterne kleiner als die Sonne k{\"o}nnen mehr als zehn Milliarden Jahren alt werden. Kleine Sterne die ganz am Anfang des Universums entstanden sind leuchten immer noch. Diese uralten Sterne sind sehr hilfreich um mehr {\"u}ber das fr{\"u}he Universum, die erste Sterne und die Geschichte der Milchstraße zu erfahren. Aber wie erkennt man uralte Sterne? Anhand ihrer chemischen Fingerabdr{\"u}cke! Am Anfang des Universums gab es nur zwei chemische Elemente: Wasserstoff und Helium (und ein klein bisschen Lithium). Alle schwereren Elementen wie zum Beispiel Kohlenstoff, Kalzium und Eisen sind erst sp{\"a}ter innerhalb von Sternen und in Sternexplosionen entstanden. Je mehr Sternen geboren werden, sich entwickeln und explodieren, desto mehr chemische Elemente gibt es im Universum. Sterne die sp{\"a}ter entstehen werden mit einer gr{\"o}ßeren Menge an schweren Elementen, beziehungsweise einer gr{\"o}ßeren Metallizit{\"a}t, geboren. Im Bereich der Astronomie der sich „Galaktische Arch{\"a}ologie" nennt benutzt man Sterne mit unterschiedlichen Metallizit{\"a}ten um die Geschichte der Milchstraße zu erforschen. In dieser Doktorarbeit liegt der Fokus auf den metallarmen Sterne, da man erwartet dass diese Sterne am {\"a}ltesten sind und uns deswegen viel {\"u}ber die fr{\"u}he Geschichte erz{\"a}hlen k{\"o}nnen. Bis heute haben wir noch keinen metallfreien Stern entdeckt, aber die metall{\"a}rmsten Sterne geben uns wichtige Einblicke in das Leben und Sterben der ersten Sterne. Viele von diesen {\"a}ltesten, metall{\"a}rmsten Sternen haben unerwartet viel Kohlenstoff im Vergleich zu zum Beispiel Eisen. Diese kohlenstoffreichen, metallarmen Sterne (CEMP Sterne) erz{\"a}hlen uns etwas {\"u}ber die allerersten Sterne im Universum: sie haben relativ viel Kohlenstoff produziert. Wenn wir uns die genauen chemischen Fingerabdr{\"u}cke von CEMP Sterne angucken, erz{\"a}hlen sie uns noch viel mehr. Aber unsere Interpretation h{\"a}ngt von der Annahme ab, dass der chemische Fingerabdruck sich w{\"a}hrend des Lebens eines Sternes nicht ge{\"a}ndert hat. In dieser Dissertation werden neue Daten pr{\"a}sentiert die zeigen dass diese Annahme vielleicht zu einfach ist: viele extrem metallarme CEMP Sterne befinden sich in Doppelsternsystemen. Interaktion zwischen zwei Sternen in einem Doppelsternsystem k{\"o}nnte die Oberfl{\"a}che von CEMP Sternen verschmutzt haben. Zwar wurden die meisten CEMP Sterne h{\"o}chstwahrscheinlich nicht verschmutzt, aber wir sollten vorsichtig sein mit unserer Interpretation. Die CEMP Sterne und andere metallarme Sterne sind auch wichtig f{\"u}r unser Verst{\"a}ndnis der fr{\"u}hen Geschichte der Milchstraße. Die meisten Forscher, die metallarme Sterne studieren, suchen diese Sterne im Halo der Milchstraße: einer riesigen, diffuse Komponente die ungef{\"a}hr 1\% der Sterne in unserer Galaxie enth{\"a}lt. Modelle sagen aber vorher dass die {\"a}ltesten metallarmen Sterne sich im Zentrum der Milchstraße befinden (im „Bulge"). Das Zentrum ist leider, wegen großer Mengen Staub zwischen uns und dem Zentrum und einer {\"u}berw{\"a}ltigenden Mehrheit an metallreichen Sternen, schwierig zu beobachten. Diese Dissertation pr{\"a}sentiert Ergebnisse des „Pristine Inner Galaxy Survey" (PIGS), einer neuen Himmelsdurchmusterung, die die {\"a}ltesten Sterne im Bulge der Milchstraße sucht (und findet). PIGS benutzt Bilder mit einer Farbe, die f{\"u}r die Metallizit{\"a}t der Sterne empfindlich ist, und kann deswegen sehr effektiv die metallarmen Sterne aus Millionen anderer Sterne ausw{\"a}hlen. Von interessanten Kandidaten wurden Spektren aufgenommen und mit zwei unabh{\"a}ngigen Methoden analysiert. Mit dieser Strategie hat PIGS die bislang gr{\"o}ßte Anzahl an metallarmen Sternen in der inneren Galaxie entdeckt. Ein neues Ergebnis aus den PIGS Daten ist, dass die metall{\"a}rmeren Sterne langsamer um das Galaktische Zentrum drehen als die metallreichen Sterne, und dass sie mehr willk{\"u}rliche Bewegung zeigen. Eine zweite wichtige Leistung von PIGS ist die Entdeckung von dutzenden CEMP Sternen in der innere Galaxie, wo vorher nur zwei bekannt waren. Die neuen Ergebnisse aus dieser Dissertation helfen uns die ersten Sterne und die Geschichte der Milchstraße besser zu verstehen. Laufende und neue Himmelsdurchmusterungen in den n{\"a}chsten Jahren werden uns noch viel mehr Informationen geben: es ist eine aufregende Zeit f{\"u}r die Galaktische Arch{\"a}ologie.},
  language  = {en}
}