TY - JOUR A1 - Meyer, Dominique M.-A. T1 - On the bipolarity of Wolf-Rayet nebulae JF - Monthly notices of the Royal Astronomical Society N2 - Wolf-Rayet stars are amongst the rarest but also most intriguing massive stars. Their extreme stellar winds induce famous multiwavelength circumstellar gas nebulae of various morphologies, spanning from circles and rings to bipolar shapes. This study is devoted to the investigation of the formation of young, asymmetric Wolf-Rayet gas nebulae and we present a 2.5-dimensional magneto-hydrodynamical toy model for the simulation of Wolf-Rayet gas nebulae generated by wind-wind interaction. Our method accounts for stellar wind asymmetries, rotation, magnetization, evolution, and mixing of materials. It is found that the morphology of the Wolf-Rayet nebulae of blue supergiant ancestors is tightly related to the wind geometry and to the stellar phase transition time interval, generating either a broadened peanut-like or a collimated jet-like gas nebula. Radiative transfer calculations of our Wolf-Rayet nebulae for dust infrared emission at 24 mu m show that the projected diffuse emission can appear as oblate, bipolar, ellipsoidal, or ring structures. Important projection effects are at work in shaping observed Wolf-Rayet nebulae. This might call a revision of the various classifications of Wolf-Rayet shells, which are mostly based on their observed shape. Particularly, our models question the possibility of producing pre-Wolf-Rayet wind asymmetries, responsible for bipolar nebulae like NGC 6888, within the single red supergiant evolution channel scenario. We propose that bipolar Wolf-Rayet nebulae can only be formed within the red supergiant scenario by multiple/merged massive stellar systems, or by single high-mass stars undergoing additional, e.g. blue supergiant, evolutionary stages prior to the Wolf-Rayet phase. KW - MHD KW - radiative transfer KW - circumstellar matter KW - stars: massive KW - stars: KW - Wolf-Rayet Y1 - 2021 U6 - https://doi.org/10.1093/mnras/stab2426 SN - 0035-8711 SN - 1365-2966 VL - 507 IS - 4 SP - 4697 EP - 4714 PB - Oxford Univ. Press CY - Oxford 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 - TY - JOUR A1 - Hainich, Rainer A1 - Ramachandran, Varsha A1 - Shenar, Tomer A1 - Sander, Andreas Alexander Christoph A1 - Todt, Helge Tobias A1 - Gruner, David A1 - Oskinova, Lida A1 - Hamann, Wolf-Rainer T1 - PoWR grids of non-LTE model atmospheres for OB-type stars of various metallicities JF - Astronomy and astrophysics : an international weekly journal N2 - The study of massive stars in different metallicity environments is a central topic of current stellar research. The spectral analysis of massive stars requires adequate model atmospheres. The computation of such models is difficult and time-consuming. Therefore, spectral analyses are greatly facilitated if they can refer to existing grids of models. Here we provide grids of model atmospheres for OB-type stars at metallicities corresponding to the Small and Large Magellanic Clouds, as well as to solar metallicity. In total, the grids comprise 785 individual models. The models were calculated using the state-of-the-art Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) model atmosphere code. The parameter domain of the grids was set up using stellar evolution tracks. For all these models, we provide normalized and flux-calibrated spectra, spectral energy distributions, feedback parameters such as ionizing photons, Zanstra temperatures, and photometric magnitudes. The atmospheric structures (the density and temperature stratification) are available as well. All these data are publicly accessible through the PoWR website. KW - stars: massive KW - stars: early-type KW - stars: atmospheres KW - stars: winds KW - outflows KW - stars: mass-loss KW - radiative transfer Y1 - 2019 U6 - https://doi.org/10.1051/0004-6361/201833787 SN - 1432-0746 VL - 621 PB - EDP Sciences CY - Les Ulis ER - TY - JOUR A1 - Kubatova, Brankica A1 - Szecsi, D. A1 - Sander, Andreas Alexander Christoph A1 - Kubat, Jiří A1 - Tramper, F. A1 - Krticka, Jiri A1 - Kehrig, C. A1 - Hamann, Wolf-Rainer A1 - Hainich, Rainer A1 - Shenar, Tomer T1 - Low-metallicity massive single stars with rotation BT - II. Predicting spectra and spectral classes of chemically homogeneously evolving stars JF - Astronomy and astrophysics : an international weekly journal N2 - Context. Metal-poor massive stars are assumed to be progenitors of certain supernovae, gamma-ray bursts, and compact object mergers that might contribute to the early epochs of the Universe with their strong ionizing radiation. However, this assumption remains mainly theoretical because individual spectroscopic observations of such objects have rarely been carried out below the metallicity of the Small Magellanic Cloud. Aims. Here we explore the predictions of the state-of-the-art theories of stellar evolution combined with those of stellar atmospheres about a certain type of metal-poor (0.02 Z(circle dot)) hot massive stars, the chemically homogeneously evolving stars that we call Transparent Wind Ultraviolet INtense (TWUIN) stars. Methods. We computed synthetic spectra corresponding to a broad range in masses (20 130 M-circle dot) and covering several evolutionary phases from the zero-age main-sequence up to the core helium-burning stage. We investigated the influence of mass loss and wind clumping on spectral appearance and classified the spectra according to the Morgan-Keenan (MK) system. Results. We find that TWUIN stars show almost no emission lines during most of their core hydrogen-burning lifetimes. Most metal lines are completely absent, including nitrogen. During their core helium-burning stage, lines switch to emission, and even some metal lines (oxygen and carbon, but still almost no nitrogen) are detected. Mass loss and clumping play a significant role in line formation in later evolutionary phases, particularly during core helium-burning. Most of our spectra are classified as an early-O type giant or supergiant, and we find Wolf-Rayet stars of type WO in the core helium-burning phase. Conclusions. An extremely hot, early-O type star observed in a low-metallicity galaxy could be the result of chemically homogeneous evolution and might therefore be the progenitor of a long-duration gamma-ray burst or a type Ic supernova. TWUIN stars may play an important role in reionizing the Universe because they are hot without showing prominent emission lines during most of their lifetime. KW - stars: massive KW - stars: winds, outflows KW - stars: rotation KW - galaxies: dwarf KW - radiative transfer Y1 - 2019 U6 - https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834360 SN - 1432-0746 SN - 0004-6361 VL - 623 PB - EDP Sciences CY - Les Ulis ER - TY - JOUR A1 - Thomas, T. A1 - Pfrommer, Christoph T1 - Cosmic-ray hydrodynamics BT - alfvén-wave regulated transport of cosmic rays JF - Monthly notices of the Royal Astronomical Society N2 - Star formation in galaxies appears to be self-regulated by energetic feedback processes. Among the most promising agents of feedback are cosmic rays (CRs), the relativistic ion population of interstellar and intergalactic plasmas. In these environments, energetic CRs are virtually collisionless and interact via collective phenomena mediated by kinetic-scale plasma waves and large-scale magnetic fields. The enormous separation of kinetic and global astrophysical scales requires a hydrodynamic description. Here, we develop a new macroscopic theory for CR transport in the self-confinement picture, which includes CR diffusion and streaming. The interaction between CRs and electromagnetic fields of Alfvenic turbulence provides the main source of CR scattering, and causes CRs to stream along the magnetic field with the Alfven velocity if resonant waves are sufficiently energetic. However, numerical simulations struggle to capture this effect with current transport formalisms and adopt regularization schemes to ensure numerical stability. We extent the theory by deriving an equation for the CRmomentum density along the mean magnetic field and include a transport equation for the Alfven-wave energy. We account for energy exchange of CRs and Alfven waves via the gyroresonant instability and include other wave damping mechanisms. Using numerical simulations, we demonstrate that our new theory enables stable, self-regulated CR transport. The theory is coupled to magnetohydrodynamics, conserves the total energy and momentum, and correctly recovers previous macroscopic CR transport formalisms in the steady-state flux limit. Because it is free of tunable parameters, it holds the promise to provide predictable simulations of CR feedback in galaxy formation. KW - hydrodynamics KW - radiative transfer KW - methods: analytical KW - methods: numerical KW - cosmic rays Y1 - 2019 U6 - https://doi.org/10.1093/mnras/stz263 SN - 0035-8711 SN - 1365-2966 VL - 485 IS - 3 SP - 2977 EP - 3008 PB - Oxford Univ. Press CY - Oxford ER - TY - JOUR A1 - Meyer, Dominique M.-A. A1 - Kreplin, Alexander A1 - Kraus, S. A1 - Vorobyov, E. I. A1 - Haemmerlé, Lionel A1 - Eislöffel, Jochen T1 - On the ALMA observability of nascent massive multiple systems formed by gravitational instability JF - Monthly notices of the Royal Astronomical Society N2 - Massive young stellar objects (MYSOs) form during the collapse of high-mass pre-stellar cores, where infalling molecular material is accreted through a centrifugally balanced accretion disc that is subject to efficient gravitational instabilities. In the resulting fragmented accretion disc of the MYSO, gaseous clumps and low-mass stellar companions can form, which will influence the future evolution of massive protostars in the Hertzsprung-Russell diagram. We perform dust continuum radiative transfer calculations and compute synthetic images of disc structures modelled by the gravito-radiation-hydrodynamics simulation of a forming MYSO, in order to investigate the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (alma) observability of circumstellar gaseous clumps and forming multiple systems. Both spiral arms and gaseous clumps located at similar or equal to a few from the protostar can be resolved by interferometric alma Cycle 7 C43-8 and C43-10 observations at band 6 (), using a maximal 0.015 aracsec beam angular resolution and at least exposure time for sources at distances of . Our study shows that substructures are observable regardless of their viewing geometry or can be inferred in the case of an edge-viewed disc. The observation probability of the clumps increases with the gradually increasing efficiency of gravitational instability at work as the disc evolves. As a consequence, large discs around MYSOs close to the zero-age-main-sequence line exhibit more substructures than at the end of the gravitational collapse. Our results motivate further observational campaigns devoted to the close surroundings of the massive protostars S255IR-NIRS3 and NGC 6334I-MM1, whose recent outbursts are a probable signature of disc fragmentation and accretion variability. KW - radiative transfer KW - methods: numerical KW - stars: circumstellar matter Y1 - 2019 U6 - https://doi.org/10.1093/mnras/stz1585 SN - 0035-8711 SN - 1365-2966 VL - 487 IS - 4 SP - 4473 EP - 4491 PB - Oxford Univ. Press CY - Oxford ER - TY - JOUR A1 - Thomas, Timon A1 - Feldmeier, Achim T1 - Radiative waves in stellar winds with line scattering JF - Monthly notices of the Royal Astronomical Society N2 - Photospheric radiation can drive winds from hot, massive stars by direct momentum transfer through scattering in bound-bound transitions of atmospheric ions. The line radiation force should cause a new radiative wave mode. The dispersion relation from perturbations of the line force was analysed so far either in Sobolev approximation or for pure line absorption. The former does not include the line-driven instability, and the latter cannot account for upstream propagating, radiative waves. We consider a non-Sobolev line force that includes scattering in a simplified way, accounting however for the important line-drag effect. We derive a new dispersion relation for radiative waves, and analyse wave propagation using Fourier methods, and by numerical solution of an integro-differential equation. The existence of an upstream propagating, dispersive radiative wave mode is demonstrated. KW - hydrodynamics KW - radiative transfer KW - waves KW - stars: winds KW - outflows Y1 - 2016 U6 - https://doi.org/10.1093/mnras/stw1008 SN - 0035-8711 SN - 1365-2966 VL - 460 SP - 1923 EP - 1933 PB - Oxford Univ. Press CY - Oxford ER - TY - JOUR A1 - Kusterer, D. -J. A1 - Nagel, T. A1 - Hartmann, S. A1 - Werner, K. A1 - Feldmeier, Achim T1 - Monte Carlo radiation transfer in CV disk winds: application to the AM CVn prototype JF - Astronomy and astrophysics : an international weekly journal N2 - Context. AMCVn systems are ultracompact binaries in which a (semi-) degenerate star transfers helium-dominated matter onto a white dwarf. They are effective gravitational-wave emitters and potential progenitors of Type Ia supernovae. Aims. To understand the evolution of AMCVn systems it is necessary to determine their mass-loss rate through their radiation-driven accretion-disk wind. We constructed models to perform quantitative spectroscopy of P Cygni line profiles that were detected in UV spectra. Methods. We performed 2.5D Monte Carlo radiative transfer calculations in hydrodynamic wind structures by making use of realistic NLTE spectra from the accretion disk and by accounting for the white dwarf as an additional photon source. Results. We present first results from calculations in which LTE opacities are used in the wind model. A comparison with UV spectroscopy of the AMCVn prototype shows that the modeling procedure is potentially a good tool for determining mass-loss rates and abundances of trace metals in the helium-rich wind. KW - radiative transfer KW - stars: winds, outflows KW - stars: individual: AM CVn KW - accretion, accretion disks Y1 - 2014 U6 - https://doi.org/10.1051/0004-6361/201321438 SN - 0004-6361 SN - 1432-0746 VL - 561 PB - EDP Sciences CY - Les Ulis 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 - 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 -