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 - TY - THES A1 - Liermann, Adriane T1 - Massive stars in the Galactic Center Quintuplet cluster T1 - Massereiche Sterne im Galaktischen Zentrum - der Quintuplet-Sternhaufen N2 - The presented thesis describes the observations of the Galactic center Quintuplet cluster, the spectral analysis of the cluster Wolf-Rayet stars of the nitrogen sequence to determine their fundamental stellar parameters, and discusses the obtained results in a general context. The Quintuplet cluster was discovered in one of the first infrared surveys of the Galactic center region (Okuda et al. 1987, 1989) and was observed for this project with the ESO-VLT near-infrared integral field instrument SINFONI-SPIFFI. The subsequent data reduction was performed in parts with a self-written pipeline to obtain flux-calibrated spectra of all objects detected in the imaged field of view. First results of the observation were compiled and published in a spectral catalog of 160 flux-calibrated $K$-band spectra in the range of 1.95 to 2.45\,$\mu$m, containing 85 early-type (OB) stars, 62 late-type (KM) stars, and 13 Wolf-Rayet stars. About 100 of these stars are cataloged for the first time. The main part of the thesis project was concentrated on the analysis of the WR stars of the nitrogen sequence and one further identified emission line star (Of/WN) with tailored Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) models for expanding atmospheres (Hamann et al. 1995) that are applied to derive the stellar parameters of these stars. For this purpose, the atomic input data of the PoWR models had to be extended by further line transitions in the near-infrared spectral range to enable adaequate model spectra to be calculated. These models were then fitted to the observed spectra, revealing typical paramters for this class of stars. A significant amount of hydrogen of up to $X_\text{H} \sim 0.2$ by mass fraction is still present in their stellar atmospheres. The stars are also found to be very luminous ($\log{(L/L_\odot)} > 6.0$) and show mass-loss rates and wind characteristics typical for radiation-driven winds. By comparison with stellar evolutionary models (Meynet \& Maeder 2003a; Langer et al. 1994), the initial masses were estimated and indicate that the Quintuplet WN stars are descendants from the most massive O stars with $M_\text{init} > 60 M_\odot$ and their ages correspond to a cluster age of 3-5\,million years. The analysis of the individual WN stars revealed an average extinction of $A_K =3.1 \pm 0.5$\,mag ($A_V = 27 \pm 4$) towards the Quintuplet cluster. This extinction was applied to derive the stellar luminosities of the remaining early-type and late-type stars in the catalog and a Hertzsprung-Russell diagram could be compiled. Surprisingly, two stellar populations are found, a group of main sequence OB stars and a group of evolved late-type stars, i.e. red supergiants (RSG). The main sequence stars indicate a cluster age of 4 million years, which would be too young for red supergiants to be already present. A star formation event lasting for a few million years might possibly explain the Quintuplet's population and the cluster would still be considered coeval. However, the unexpected and simultaneous presence of red supergiants and Wolf-Rayet stars in the cluster points out that the details of star formation and cluster evolution are not yet well understood for the Quintuplet cluster. N2 - Die vorgelegte Arbeit befasst sich mit der Spektralanalyse der massereichen Sterne, speziell der Wolf-Rayet Sterne der Stickstoffsequenz, des Quintuplet-Sternhaufens im Galaktischen Zentrum, welches durch Staubwolken vor visuellen Beobachtungen verborgen ist. Der Sternhaufen wurde in einer der ersten Infrarot-Durchmusterungen entdeckt (Okuda et al. 1987, 1989) und f\"ur dieses Projekt mit dem Gro\ssteleskop ESO-VLT und dem Infrarotinstrument SINFONI-SPIFFI beobachtet. Die Daten wurden aufbereitet und die flusskalibrierten Spektren in einem Katalog ver\"offentlicht. Darin enthalten sind 85 Sterne fr\"uhen Spektraltyps (O- und B-Sterne), 62 Sterne sp\"aten Spektraltyps (K- und M-Sterne), sowie 13 Wolf-Rayet Sterne. Etwa 100 Sterne sind zum ersten mal detektiert und katalogisiert worden. Die flusskalibrierten Spektren der Wolf-Rayet Sterne der Stickstoffsequenz (WN) wurden mit den Potsdam Wolf-Rayet Modellen f\"ur expandierende Sternatmosph\"aren (Hamann et al. 1995) untersucht, wozu zun\"achst Atomdaten der Modelle f\"ur den Infrarotbereich erg\"anzt werden mussten. Verschiedene Modellspektren und -energieverteilungen wurden mit den Beobachtungen verglichen, um die Sternparameter Temperatur, Radius, Leuchtkraft und die Charakteristik des Sternwinds Geschwindigkeit, chemische Zusammensetzung und Massenverlustrate zu bestimmen. Der ermittelte hohe Wasserstoffgehalt der Winde der WN-Sterne zeigt, dass sie Abk\"ommlinge von massereichen O-Sternen sind, die die Hauptreihe verlassen haben. Desweiteren sind die Sterne sehr leuchtkr\"aftig ($\log(L/L_\odot) > 6$) und zeigen Massenverlustraten, die typisch sind f\"ur strahlungsgetriebenen Sternwinde. Im Vergleich mit Sternentwicklungsmodellen (Meynet \& Maeder 2003a; Langer et al. 1994) ergeben sich Anfangsmassen von $M_\text{init}>60\,M_\odot$, sowie ungef\"ahre Sternalter von 3-5 Millionen Jahren f\"ur die WN-Sterne, was dem angenommenen Altern des Quintuplet-Haufens entspricht. Durch die Analyse der spektralen Energieverteilungen der einzelnen WN-Sterne konnte eine mittlere interstellare Extinktion von $A_K =3.1 \pm 0.5$\,mag ($A_V = 27 \pm 4$\,mag) in der Richtung des Quintuplet-Haufens ermittelt und f\"ur die Bestimmung der Leuchtkr\"afte der verbleibenden Sterne des Katalog verwendet werden. Die anschlie\ss ende vorl\"aufige Analyse ergab eine Dichotomie der Sternpopulation von fr\"uhen und sp\"aten Sternen im Hertzsprung-Russell-Diagramm. W\"ahrend die OB-Sterne entsprechend der Entwicklungstheorie auf der Hauptreihe des Haufens liegen, befinden sich die KM-Sterne im entwickelten Stadium der Roten Riesen, welches f\"ur Sterne diesen Typs fr\"uhestens nach 7 Millionen Jahren erwartet wird. Somit steht die zeitgleiche Entstehung aller Sterne des Sternhaufens in Frage. Sie wird im Rahmen von Haufenzugeh\"origkeit und einer Phase ausgedehnter Sternentstehung diskutiert. Es bleibt anzuerkennen, dass die Sternentstehung und -entwicklung auch im speziellen Fall des Quintuplet-Haufens noch nicht hinreichend gut verstanden sind. KW - Galaktisches Zentrum KW - massereiche Sterne KW - Sternatmosphären KW - Sternentwicklung KW - Galactic center KW - Quintuplet cluster KW - massive stars KW - stellar atmospheres KW - stellar evolution Y1 - 2009 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-37223 ER -