TY - THES A1 - Hutter, Anne T1 - Unveiling the epoch of reionization by simulations and high-redshift galaxies T1 - Untersuchungen der Epoche der Reionisation mithilfe von Simulationen und Beobachtungen hoch rotverschobener Galaxien N2 - The Epoch of Reionization marks after recombination the second major change in the ionization state of the universe, going from a neutral to an ionized state. It starts with the appearance of the first stars and galaxies; a fraction of high-energy photons emitted from galaxies permeate into the intergalactic medium (IGM) and gradually ionize the hydrogen, until the IGM is completely ionized at z~6 (Fan et al., 2006). While the progress of reionization is driven by galaxy evolution, it changes the ionization and thermal state of the IGM substantially and affects subsequent structure and galaxy formation by various feedback mechanisms. Understanding this interaction between reionization and galaxy formation is further impeded by a lack of understanding of the high-redshift galactic properties such as the dust distribution and the escape fraction of ionizing photons. Lyman Alpha Emitters (LAEs) represent a sample of high-redshift galaxies that are sensitive to all these galactic properties and the effects of reionization. In this thesis we aim to understand the progress of reionization by performing cosmological simulations, which allows us to investigate the limits of constraining reionization by high-redshift galaxies as LAEs, and examine how galactic properties and the ionization state of the IGM affect the visibility and observed quantities of LAEs and Lyman Break galaxies (LBGs). In the first part of this thesis we focus on performing radiative transfer calculations to simulate reionization. We have developed a mapping-sphere-scheme, which, starting from spherically averaged temperature and density fields, uses our 1D radiative transfer code and computes the effect of each source on the IGM temperature and ionization (HII, HeII, HeIII) profiles, which are subsequently mapped onto a grid. Furthermore we have updated the 3D Monte-Carlo radiative transfer pCRASH, enabling detailed reionization simulations which take individual source characteristics into account. In the second part of this thesis we perform a reionization simulation by post-processing a smoothed-particle hydrodynamical (SPH) simulation (GADGET-2) with 3D radiative transfer (pCRASH), where the ionizing sources are modelled according to the characteristics of the stellar populations in the hydrodynamical simulation. Following the ionization fractions of hydrogen (HI) and helium (HeII, HeIII), and temperature in our simulation, we find that reionization starts at z~11 and ends at z~6, and high density regions near sources are ionized earlier than low density regions far from sources. In the third part of this thesis we couple the cosmological SPH simulation and the radiative transfer simulations with a physically motivated, self-consistent model for LAEs, in order to understand the importance of the ionization state of the IGM, the escape fraction of ionizing photons from galaxies and dust in the interstellar medium (ISM) on the visibility of LAEs. Comparison of our models results with the LAE Lyman Alpha (Lya) and UV luminosity functions at z~6.6 reveals a three-dimensional degeneracy between the ionization state of the IGM, the ionizing photons escape fraction and the ISM dust distribution, which implies that LAEs act not only as tracers of reionization but also of the ionizing photon escape fraction and of the ISM dust distribution. This degeneracy does not even break down when we compare simulated with observed clustering of LAEs at z~6.6. However, our results show that reionization has the largest impact on the amplitude of the LAE angular correlation functions, and its imprints are clearly distinguishable from those of properties on galactic scales. These results show that reionization cannot be constrained tightly by exclusively using LAE observations. Further observational constraints, e.g. tomographies of the redshifted hydrogen 21cm line, are required. In addition we also use our LAE model to probe the question when a galaxy is visible as a LAE or a LBG. Within our model galaxies above a critical stellar mass can produce enough luminosity to be visible as a LBG and/or a LAE. By finding an increasing duty cycle of LBGs with Lya emission as the UV magnitude or stellar mass of the galaxy rises, our model reveals that the brightest (and most massive) LBGs most often show Lya emission. Predicting the Lya equivalent width (Lya EW) distribution and the fraction of LBGs showing Lya emission at z~6.6, we reproduce the observational trend of the Lya EWs with UV magnitude. However, the Lya EWs of the UV brightest LBGs exceed observations and can only be reconciled by accounting for an increased Lya attenuation of massive galaxies, which implies that the observed Lya brightest LAEs do not necessarily coincide with the UV brightest galaxies. We have analysed the dependencies of LAE observables on the properties of the galactic and intergalactic medium and the LAE-LBG connection, and this enhances our understanding of the nature of LAEs. N2 - Die Epoche der Reionisation markiert die nach der Rekombination zweite grundlegende Änderung des Ionisationszustandes des Universums, nämlich den Übergang von einem neutralen zu einem ionisierten Zustand. Die Epoche der Reionisation beginnt mit dem Erscheinen der ersten Sterne und Galaxien. Von den Galaxien ausgesendete energiereiche Photonen durchdringen das intergalaktische Medium (IGM) und ionisieren den vorhandenen Wasserstoff schrittweise, bis das IGM bei z~6 (Fan et al., 2006) vollständig ionisiert ist. Während der Verlauf der Reionisation zum einen durch die Galaxienentwicklung bestimmt wird, verändert die Reionisation zum anderen den Ionisations- und thermischen Zustand des IGMs und beeinflusst damit die darauffolgende Struktur- und Galaxienentwicklung durch verschiedene Rückkopplungsmechanismen. Die geringen Kenntnisse der Eigenschaften von Galaxien bei hohen Rotverschiebungen wie der Staubverteilung und des Anteils an ionisierenden Photonen, die die Galaxien verlassen können, erschweren jedoch das Verständnis des Wechselspiels zwischen Reionisation und Galaxienentwicklung. Lyman Alpha Emitter (LAE) stellen Galaxien bei hoher Rotverschiebung dar, deren Sichtbarkeit diesen Eigenschaften und den Effekten der Reionisa\-tion unterliegen. Diese Arbeit zielt darauf ab, den Verlauf der Reionisation anhand von kosmologischen Simulationen zu verstehen. Insbesondere interessiert, inwieweit der Verlauf der Reionisation durch Galaxien bei hohen Rotverschiebungen eingeschränkt werden kann, und wie die Eigenschaften der Galaxien und der Ionisationszustand des IGMs die Sichtbarkeit und die beobachtbaren Größen der LAE und Lyman Break Galaxien (LBG) beeinflussen können. Im ersten Teil dieser Arbeit werden verschiedene Ansätze zur Lösung des Strahlungstransportes neu- und weiterentwickelt mit dem Ziel, die Epoche der Reionisation zu simulieren. Dazu wurde zum einen eine Methode entwickelt, die als Berechnungsgrundlage sphärisch gemittelte Temperatur- und Dichtefelder benutzt. Mithilfe des in dieser Arbeit entwickelten eindimensionalen Strahlungstransportcodes werden die Auswirkungen jeder Quelle auf die dementsprechenden Temperatur- und Ionisa\-tionsprofile (HII, HeII, HeIII) berechnet und diese auf ein Gitter abgebildet. Zum anderen wurde der dreidimensionale Monte-Carlo-Strahlungstransportcode pCRASH so erweitert, sodass detaillierte Reionisationsimulationen, die individulle Quelleneigenschaften berücksichtigen, durchgeführt werden können. Im zweiten Teil dieser Arbeit wird die Epoche der Reionisation in sich konsistent simuliert, indem aufbauend auf einer gasdynamischen Simulation (smoothed particle hydrodynamics (SPH), GADGET-2) mithilfe von pCRASH Strahlungstransportrechnungen ausgeführt werden. Dabei werden die ionisierenden Quellen gemäß der Eigenschaften der Sternpopulationen in der gasdynamischen Simulation modelliert. Die Entwicklung der IGM-Ionisationsanteile an Wasserstoff (HII) und Helium (HeII, HeIII) sowie der Temperatur werden in der Simulation verfolgt. Es zeigt sich, dass Reionisation erstens bei z~11 beginnt und bei z~6 endet, und zweitens von überdichten zu unterdichten Gebieten des Kosmos hin verläuft. Im dritten Teil der Arbeit werden kosmologische SPH - und Strahlungstransportsimulationen mit einem physikalisch motivierten, selbst-konsistenten Modell für LAEs kombiniert, um den Einfluss des Ionisationszustandes des IGMs, des Anteils der ionisierenden Photonen, die die Galaxien verlassen können, und der Staubverteilung im interstellaren Medium (ISM) auf die sichtbaren Eigenschaften der LAEs zu verstehen. Der Vergleich der Simulationsergebnisse mit den beobachteten LAE Lyman Alpha- und UV-Leuchtkraftfunktionen bei z~6.6 offenbart eine dreidimensionale Entartung zwischen dem Ionisationszustand des IGMs, dem Anteil der ionisierenden Photonen, die die Galaxien verlassen können, und der Staubverteilung im ISM. Dies bedeutet, dass die Sichtbarkeit von LAEs nicht nur ein Indikator für den Ionisationszustand des IGM ist, sondern auch für den Anteil an ionisierenden Photonen, die die Galaxien verlassen können, und für die Staubverteilung im ISM. Diese Entartung lässt sich auch nicht auflösen, wenn Simulations- und Beobachtungsdaten der räumlichen Verteilung der LAEs bei z~6.6 gemessen mit der winkelabhängigen Zweipunktkorrelationsfunktion verglichen werden. Jedoch zeigt unser Modell, dass die Reionisation den größten Effekt auf die Amplitude der Winkelkorrelation hat und dass sich ihre Spuren klar von den Effekten auf galaktischen Skalen (den Anteil der ionisierenden Photonen, die die Galaxien verlassen können, und der Staubverteilung im ISM) unterscheiden lassen. Somit kann Reionisation nicht alleine durch LAE Beobachtungen eingeschränkt werden, und es werden weitere Beobachtungen, wie z.B. die Tomographie der rotverschobenen 21cm Wasserstofflinie, benötigt. KW - cosmology KW - reionization KW - high-redshift galaxies KW - radiative transfer KW - simulation KW - Kosmologie KW - Reionisation KW - hoch rotverschobene Galaxien KW - Strahlungstransport KW - Simulationen Y1 - 2014 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-76998 ER - TY - THES A1 - Kappel, David T1 - Multi-spectrum retrieval of maps of Venus' surface emissivity in the infrared T1 - Multispektrum-Retrieval von Karten der Oberflächenemissivität der Venus im Infrarotbereich N2 - The main goal of this cumulative thesis is the derivation of surface emissivity data in the infrared from radiance measurements of Venus. Since these data are diagnostic of the chemical composition and grain size of the surface material, they can help to improve knowledge of the planet’s geology. Spectrally resolved images of nightside emissions in the range 1.0-5.1 μm were recently acquired by the InfraRed Mapping channel of the Visible and InfraRed Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS-M-IR) aboard ESA’s Venus EXpress (VEX). Surface and deep atmospheric thermal emissions in this spectral range are strongly obscured by the extremely opaque atmosphere, but three narrow spectral windows at 1.02, 1.10, and 1.18 μm allow the sounding of the surface. Additional windows between 1.3 and 2.6 μm provide information on atmospheric parameters that is required to interpret the surface signals. Quantitative data on surface and atmosphere can be retrieved from the measured spectra by comparing them to simulated spectra. A numerical radiative transfer model is used in this work to simulate the observable radiation as a function of atmospheric, surface, and instrumental parameters. It is a line-by-line model taking into account thermal emissions by surface and atmosphere as well as absorption and multiple scattering by gases and clouds. The VIRTIS-M-IR measurements are first preprocessed to obtain an optimal data basis for the subsequent steps. In this process, a detailed detector responsivity analysis enables the optimization of the data consistency. The measurement data have a relatively low spectral information content, and different parameter vectors can describe the same measured spectrum equally well. A usual method to regularize the retrieval of the wanted parameters from a measured spectrum is to take into account a priori mean values and standard deviations of the parameters to be retrieved. This decreases the probability to obtain unreasonable parameter values. The multi-spectrum retrieval algorithm MSR is developed to additionally consider physically realistic spatial and temporal a priori correlations between retrieval parameters describing different measurements. Neglecting geologic activity, MSR also allows the retrieval of an emissivity map as a parameter vector that is common to several spectrally resolved images that cover the same surface target. Even applying MSR, it is difficult to obtain reliable emissivity maps in absolute values. A detailed retrieval error analysis based on synthetic spectra reveals that this is mainly due to interferences from parameters that cannot be derived from the spectra themselves, but that have to be set to assumed values to enable the radiative transfer simulations. The MSR retrieval of emissivity maps relative to a fixed emissivity is shown to effectively avoid most emissivity retrieval errors. Relative emissivity maps at 1.02, 1.10, and 1.18 μm are finally derived from many VIRTIS-M-IR measurements that cover a surface target at Themis Regio. They are interpreted as spatial variations relative to an assumed emissivity mean of the target. It is verified that the maps are largely independent of the choice of many interfering parameters as well as the utilized measurement data set. These are the first Venus IR emissivity data maps based on a consistent application of a full radiative transfer simulation and a retrieval algorithm that respects a priori information. The maps are sufficiently reliable for future geologic interpretations. N2 - Das Hauptziel dieser publikationsbasierten Dissertation ist die Ableitung von Oberflächenemissivitäts-Daten im Infraroten aus Radianzmessungen der Venus. Da diese Daten diagnostisch bezüglich chemischer Zusammensetzung und Korngröße des Oberflächenmaterials sind, können sie zur Erweiterung des Wissens über die Geologie des Planeten beitragen. Spektral aufgelöste Bilder von nachtseitigen Emissionen im Bereich 1.0-5.1 µm wurden kürzlich durch den Infrarot-Kartierungskanal des Abbildenden Spektrometers im Sichtbaren und Infraroten Bereich (VIRTIS-M-IR) an Bord der ESA-Sonde Venus Express (VEX) gewonnen. Die thermischen Emissionen der Oberfläche sowie der tiefen Atmosphäre werden in diesem Spektralbereich stark durch die extrem licht-undurchlässige Atmosphäre verschleiert, aber drei schmale spektrale Fenster bei 1.02, 1.10 und 1.18 µm ermöglichen die Sondierung der Oberfläche. Weitere Fenster zwischen 1.3 und 2.6 µm liefern Informationen über atmosphärische Parameter, die benötigt werden, um die Oberflächensignale zu interpretieren. Quantitative Daten von Oberfläche und Atmosphäre können von den gemessenen Spektren durch Vergleiche mit simulierten Spektren abgeleitet werden. In dieser Arbeit wird ein numerisches Strahlungstransportmodell verwendet, um die beobachtbare Strahlung als Funktion von Atmosphären-, Oberflächen-, und Instrumentenparametern zu simulieren. Es ist ein Linie-für-Linie-Modell und berücksichtigt sowohl thermische Emissionen der Oberfläche und Atmosphäre, als auch Absorption und Mehrfachstreuung durch Gase und Wolken. Die VIRTIS-M-IR-Messungen werden zunächst vorverarbeitet, um eine optimale Datenbasis für die nachfolgenden Schritte zu erhalten. Eine detaillierte Analyse des Detektoransprechvermögens ermöglicht dabei die Optimierung der Datenkonsistenz. Die Messdaten haben einen vergleichsweise geringen spektralen Informationsgehalt, und verschiedene Parametervektoren können ein- und dasselbe gemessene Spektrum gleich gut beschreiben. Eine übliche Maßnahme, das Retrieval der gesuchten Parameter aus einem gemessenem Spektrum zu regularisieren, ist die Berücksichtigung von a-priori-Mittelwerten und -Standardabweichungen der zu bestimmenden Parameter. Dadurch wird die Wahrscheinlichkeit verringert, unrealistische Parameterwerte zu erhalten. Es wird der Multispektrum-Retrieval-Algorithmus MSR entwickelt, um zusätzlich physikalisch realistische räumliche und zeitliche a-priori-Korrelationen zwischen Retrievalparametern, die verschiedene Messungen beschreiben, berücksichtigen zu können. Vernachlässigt man geologische Aktivität, kann mittels MSR auch eine Emissivitätskarte in Form eines Parametervektors bestimmt werden, der verschiedenen spektral aufgelösten, denselben Oberflächenbereich überdeckenden Bildern gemeinsam ist. Selbst bei Anwendung von MSR ist es schwierig, verlässliche Karten für die Absolutwerte der Emissivität zu erhalten. Eine detaillierte Retrieval-Fehleranalyse, die auf synthetischen Spektren beruht, zeigt, dass dies hauptsächlich an Interferenzen von Parametern liegt, die nicht aus den Spektren selbst hergeleitet werden können. Um dennoch die Strahlungstransportsimulationen zu ermöglichen, müssen diese Parameter auf angenommene Werte gesetzt werden. Es wird nachgewiesen, dass durch ein MSR-Retrieval von Emissivitätskarten relativ zu einer festen Emissivität die meisten Fehler bei der Emissivitätsbestimmung effizient vermieden werden können. Abschließend werden relative Emissivitätskarten bei 1.02, 1.10 und 1.18 µm aus vielen VIRTIS-M-IR-Messungen bestimmt, die einen Oberflächenbereich in der Themis Regio überdecken. Diese Karten werden als räumliche Variationen relativ zu einer angenommenen mittleren Emissivität des Oberflächenbereichs interpretiert. Es wird nachgewiesen, dass die Karten von der Wahl vieler interferierender Parameter sowie von der Auswahl der zugrunde liegenden Messungen weitgehend unabhängig sind. Dieses sind die ersten Karten von Emissivitätsdaten der Venus im Infrarotbereich auf Basis der konsistenten Anwendung einer umfassenden Strahlungstransportsimulation und eines Retrievalalgorithmus, der a priori Informationen berücksichtigt. Die Karten sind hinreichend zuverlässig für zukünftige geologische Interpretationen. KW - Venus Express KW - VIRTIS KW - surface emissivity KW - infrared KW - radiative transfer KW - retrieval KW - multi-spectrum regularization KW - Venus Express KW - VIRTIS KW - Oberflächenemissivität KW - Infrarot KW - Strahlungstransport KW - Retrieval KW - Multi-Spektrum-Regularisierung Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-85301 ER - TY - THES A1 - Thomas, Timon T1 - Cosmic-ray hydrodynamics: theory, numerics, applications T1 - Hydrodynamik der kosmischen Strahlung: Theorie, Numerik, Anwendungen N2 - Cosmic rays (CRs) are a ubiquitous and an important component of astrophysical environments such as the interstellar medium (ISM) and intracluster medium (ICM). Their plasma physical interactions with electromagnetic fields strongly influence their transport properties. Effective models which incorporate the microphysics of CR transport are needed to study the effects of CRs on their surrounding macrophysical media. Developing such models is challenging because of the conceptional, length-scale, and time-scale separation between the microscales of plasma physics and the macroscales of the environment. Hydrodynamical theories of CR transport achieve this by capturing the evolution of CR population in terms of statistical moments. In the well-established one-moment hydrodynamical model for CR transport, the dynamics of the entire CR population are described by a single statistical quantity such as the commonly used CR energy density. In this work, I develop a new hydrodynamical two-moment theory for CR transport that expands the well-established hydrodynamical model by including the CR energy flux as a second independent hydrodynamical quantity. I detail how this model accounts for the interaction between CRs and gyroresonant Alfvén waves. The small-scale magnetic fields associated with these Alfvén waves scatter CRs which fundamentally alters CR transport along large-scale magnetic field lines. This leads to the effects of CR streaming and diffusion which are both captured within the presented hydrodynamical theory. I use an Eddington-like approximation to close the hydrodynamical equations and investigate the accuracy of this closure-relation by comparing it to high-order approximations of CR transport. In addition, I develop a finite-volume scheme for the new hydrodynamical model and adapt it to the moving-mesh code Arepo. This scheme is applied using a simulation of a CR-driven galactic wind. I investigate how CRs launch the wind and perform a statistical analysis of CR transport properties inside the simulated circumgalactic medium (CGM). I show that the new hydrodynamical model can be used to explain the morphological appearance of a particular type of radio filamentary structures found inside the central molecular zone (CMZ). I argue that these harp-like features are synchrotron-radiating CRs which are injected into braided magnetic field lines by a point-like source such as a stellar wind of a massive star or a pulsar. Lastly, I present the finite-volume code Blinc that uses adaptive mesh refinement (AMR) techniques to perform simulations of radiation and magnetohydrodynamics (MHD). The mesh of Blinc is block-structured and represented in computer memory using a graph-based approach. I describe the implementation of the mesh graph and how a diffusion process is employed to achieve load balancing in parallel computing environments. Various test problems are used to verify the accuracy and robustness of the employed numerical algorithms. N2 - Kosmische Strahlung (CR) ist ein allgegenwärtiger und wichtiger Bestandteil astrophysikalischer Umgebungen wie des interstellaren Mediums (ISM) und des Intracluster-Mediums (ICM). Ihre plasmaphysikalischen Wechselwirkungen mit elektromagnetischen Feldern beeinflussen ihre Transporteigenschaften weitgehend. Effektive Modelle, die die Mikrophysik des CR-Transports einbeziehen, sind erforderlich, um die Auswirkungen von CRs auf die sie umgebenden makrophysikalischen Medien zu untersuchen. Die Entwicklung solcher Modelle ist eine Herausforderung, aufgrund der konzeptionellen, Längenskalen-, und Zeitskalen-Unterschiede zwischen den Mikroskalen der Plasmaphysik und den Makroskalen der Umgebung. Hydrodynamische Theorien des CR-Transports erreichen dies, indem sie die Entwicklung der CR-Population in Form von statistischen Momenten erfassen. Im etablierten hydrodynamischen Ein-Moment Modell für den CR-Transport wird die Dynamik der gesamten CR-Population durch eine einzige statistische Größe wie der häufig verwendeten CR-Energiedichte beschrieben. In dieser Arbeit entwickle ich eine neue hydrodynamische Zwei-Momenten Theorie für den CR-Transport, die das etablierte hydrodynamische Modell um den CR-Energiefluss als zweite unabhängige hydrodynamische Größe erweitert. Ich erläutere, wie dieses Modell die Wechselwirkung zwischen CRs und gyroresonanten Alfvén-Wellen berücksichtigt. Die mit diesen Alfvén-Wellen verbundenen kleinskaligen Magnetfelder streuen die CRs, was den CR-Transport entlang großskaligen Magnetfeldlinien grundlegend verändert. Dies führt zu den CR-Strömungs-und Diffusioneffekten, welche beide in der neu vorgestellten hydrodynamischen Theorie erfasst werden. Ich verwende eine adaptierte Eddington Näherung, um die hydrodynamischen Gleichungen zu schließen und untersuche die Genauigkeit dieser Näherung, indem ich sie mit Näherungen höherer Ordnung für den CR-Transport vergleiche. Darüber hinaus entwickle ich ein Finite-Volumen-Schema für das neue hydrodynamische Modell und passe es an den mitbewegten Gitter Code Arepo an. Dieses Schema wird mittels einer Simulation eines CR-getriebenen galaktischen Windes angewendet. Ich untersuche, wie CRs den Wind beschleunigen und führe eine statistische Analyse der CR-Transporteigenschaften innerhalb des simulierten zirkumgalaktischen Mediums (CGM) durch. Ich zeige, dass das neue hydrodynamische Modell das morphologische Erscheinungsbild eines neu-entdeckten bestimmten Typs von filamentartigen Radiostrukturen, welcher in der zentralen molekularen Zone (CMZ) auffindbar ist, erklären kann. Ich schlage vor, dass es sich bei diesen harfenartigen Strukturen um synchrotronstrahlende CRs handelt, die zuvor von einer punktförmigen Quelle wie dem stellaren Wind eines massereichen Sterns oder eines Pulsars in geflochtene Magnetfeldlinien injiziert wurden. Schließlich stelle ich den Finite-Volumen-Code Blinc vor, der adaptive Gitterverfeinerungstechniken (AMR) verwendet, um Simulationen von Strahlungs-und Magnetohydrodynamik (MHD) durchzuführen. Das Gitter von Blinc ist blockstrukturiert und wird im Computerspe-icher mittels eines graphbasierten Ansatzes dargestellt. Ich beschreibe die Implementierung des Gittergraphen und wie ein Diffusionsprozess eingesetzt wird, um einen Lastausgleich in parallelen Rechenumgebungen zu erreichen. Verschiedene Testprobleme werden verwendet, um die Genauigkeit und Robustheit der verwendeten numerischen Algorithmen zu überprüfen. KW - cosmic rays KW - hydrodynamics KW - radiative transfer KW - methods: analytical KW - methods: numerical KW - Galactic center KW - Non-thermal radiation sources KW - galaktisches Zentrum KW - Quellen nichtthermischer Strahlung KW - kosmische Strahlung KW - Hydrodynamik KW - Methoden: analytisch KW - Methoden: numerisch KW - Strahlungstransport Y1 - 2022 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-563843 ER -