TY  - THES
A1  - Nickelt-Czycykowski, Iliya Peter
T1  - Aktive Regionen der Sonnenoberfläche und ihre zeitliche Variation in zweidimensionaler Spektro-Polarimetrie
T1  - Active regions on the solar surface and their temporal variation in two-dimensional spectropolarimetry
N2  - Die Arbeit beschreibt die Analyse von Beobachtungen zweier Sonnenflecken in zweidimensionaler Spektro-Polarimetrie. Die Daten wurden mit dem Fabry-Pérot-Interferometer der Universität Göttingen am Vakuum-Turm-Teleskop auf Teneriffa erfasst. Von der aktiven Region NOAA 9516 wurde der volle Stokes-Vektor des polarisierten Lichts in der Absorptionslinie bei 630,249 nm in Einzelaufnahmen beobachtet, und von der aktiven Region NOAA 9036 wurde bei 617,3 nm Wellenlänge eine 90-minütige Zeitserie des zirkular polarisierten Lichts aufgezeichnet. Aus den reduzierten Daten werden Ergebniswerte für Intensität, Geschwindigkeit in Beobachtungsrichtung, magnetische Feldstärke sowie verschiedene weitere Plasmaparameter abgeleitet. Mehrere Ansätze zur Inversion solarer Modellatmosphären werden angewendet und verglichen. Die teilweise erheblichen Fehlereinflüsse werden ausführlich diskutiert. Das Frequenzverhalten der Ergebnisse und Abhängigkeiten nach Ort und Zeit werden mit Hilfe der Fourier- und Wavelet-Transformation weiter analysiert. Als Resultat lässt sich die Existenz eines hochfrequenten Bandes für Geschwindigkeitsoszillationen mit einer zentralen Frequenz von 75 Sekunden (13 mHz) bestätigen. In größeren photosphärischen Höhen von etwa 500 km entstammt die Mehrheit der damit zusammenhängenden Schockwellen den dunklen Anteilen der Granulen, im Unterschied zu anderen Frequenzbereichen. Die 75-Sekunden-Oszillationen werden ebenfalls in der aktiven Region beobachtet, vor allem in der Lichtbrücke. In den identifizierten Bändern oszillatorischer Power der Geschwindigkeit sind in einer dunklen, penumbralen Struktur sowie in der Lichtbrücke ausgeprägte Strukturen erkennbar, die sich mit einer Horizontalgeschwindigkeit von 5-8 km/s in die ruhige Sonne bewegen. Diese zeigen einen deutlichen Anstieg der Power, vor allem im 5-Minuten-Band, und stehen möglicherweise in Zusammenhang mit dem Phänomen der „Evershed-clouds“. Eingeschränkt durch ein sehr geringes Signal-Rausch-Verhältnis und hohe Fehlereinflüsse werden auch Magnetfeldvariationen mit einer Periode von sechs Minuten am Übergang von Umbra zu Penumbra in der Nähe einer Lichtbrücke beobachtet. Um die beschriebenen Resultate zu erzielen, wurden bestehende Visualisierungsverfahren der Frequenzanalyse verbessert oder neu entwickelt, insbesondere für Ergebnisse der Wavelet-Transformation.
N2  - The publication describes the analysis of two sunspot observations in two-dimensional spectropolarimetry. The data was obtained with the Fabry-Pérot-interferometer of Göttingen University at the German Vacuum Tower Telescope on Tenerife. Of the active region NOAA 9516 the full Stokes vector of polarised light was observed in the absorption line at 630.249 nm in single scans. A ninety minute time series of circular polarised light of the active region NOAA 9036 was observed at 617.3 nm wavelength. From the reduced data results for intensity, line-of-sight velocity, magnetic field strength as well as several other plasma parameters are inferred. Different approaches to solar atmosphere model inversion are applied and compared. The significant influence of errors is discussed in detail. The frequency behaviour of the results and spatial and temporal dependencies are further analysed by Fourier and wavelet transformation. As a result the existence of a high frequency band of velocity oscillations with a central frequency of about 75-seconds (13 mHz) can be confirmed. In greater heights of about 500 km the majority of the corresponding shock waves are derived from darker parts of the granules in contrast to the dominant five-minute-oscillations. 75-second-oscillations can also be observed in the active region, especially in the light bridge. In the identified bands of oscillatory velocity power, distinct structures become visible in a penumbral dark structure as well as in the light bridge that move into the quiet sun with a horizontal speed of 5-8 km/s. They show an increase in power, mostly 5-minute-band, and may be related to the Evershed cloud phenomenon. Under the constraint of a very low signal-to-noise ratio and high error influence, magnetic field variations of a 6-minute period are also observed in an umbral-penumbral transition area close to a light bridge. To derive these results, existing visualisation methods for frequency analysis where improved or newly developed, especially so for wavelet transform results.
KW  - Sonne: Oszillationen
KW  - Sonne: Sonnenflecken
KW  - Instrumente: Polarimeter
KW  - Instrumente: Spektrographen
KW  - Frequenzanalyse
KW  - Sun: oszillations
KW  - Sun: sunspots
KW  - instrumentation: polarimeters
KW  - instrumentation: spectrographs
KW  - frequency analysis
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-25524
ER  - 
TY  - THES
A1  - Müller, Melanie J. I.
T1  - Bidirectional transport by molecular motors
T1  - Bidirektionaler Transport durch molekulare Motoren
N2  - In biological cells, the long-range intracellular traffic is powered by molecular motors which transport various cargos along microtubule filaments. The microtubules possess an intrinsic direction, having a 'plus' and a 'minus' end. Some molecular motors such as cytoplasmic dynein walk to the minus end, while others such as conventional kinesin walk to the plus end. Cells typically have an isopolar microtubule network. This is most pronounced in neuronal axons or fungal hyphae. In these long and thin tubular protrusions, the microtubules are arranged parallel to the tube axis with the minus ends pointing to the cell body and the plus ends pointing to the tip. In such a tubular compartment, transport by only one motor type leads to 'motor traffic jams'. Kinesin-driven cargos accumulate at the tip, while dynein-driven cargos accumulate near the cell body. We identify the relevant length scales and characterize the jamming behaviour in these tube geometries by using both Monte Carlo simulations and analytical calculations. A possible solution to this jamming problem is to transport cargos with a team of plus and a team of minus motors simultaneously, so that they can travel bidirectionally, as observed in cells. The presumably simplest mechanism for such bidirectional transport is provided by a 'tug-of-war' between the two motor teams which is governed by mechanical motor interactions only. We develop a stochastic tug-of-war model and study it with numerical and analytical calculations. We find a surprisingly complex cooperative motility behaviour. We compare our results to the available experimental data, which we reproduce qualitatively and quantitatively.
N2  - In biologischen Zellen transportieren molekulare Motoren verschiedenste Frachtteilchen entlang von Mikrotubuli-Filamenten. Die Mikrotubuli-Filamente besitzen eine intrinsische Richtung: sie haben ein "Plus-" und ein "Minus-"Ende. Einige molekulare Motoren wie Dynein laufen zum Minus-Ende, während andere wie Kinesin zum Plus-Ende laufen. Zellen haben typischerweise ein isopolares Mikrotubuli-Netzwerk. Dies ist besonders ausgeprägt in neuronalen Axonen oder Pilz-Hyphen. In diesen langen röhrenförmigen Ausstülpungen liegen die Mikrotubuli parallel zur Achse mit dem Minus-Ende zum Zellkörper und dem Plus-Ende zur Zellspitze gerichtet. In einer solchen Röhre führt Transport durch nur einen Motor-Typ zu "Motor-Staus". Kinesin-getriebene Frachten akkumulieren an der Spitze, während Dynein-getriebene Frachten am Zellkörper akkumulieren. Wir identifizieren die relevanten Längenskalen und charakterisieren das Stauverhalten in diesen Röhrengeometrien mit Hilfe von Monte-Carlo-Simulationen und analytischen Rechnungen. Eine mögliche Lösung für das Stauproblem ist der Transport mit einem Team von Plus- und einem Team von Minus-Motoren gleichzeitig, so dass die Fracht sich in beide Richtungen bewegen kann. Dies wird in Zellen tatsächlich beobachtet. Der einfachste Mechanismus für solchen bidirektionalen Transport ist ein "Tauziehen" zwischen den beiden Motor-Teams, das nur mit mechanischer Interaktion funktioniert. Wir entwickeln ein stochastisches Tauzieh-Modell, das wir mit numerischen und analytischen Rechnungen untersuchen. Es ergibt sich ein erstaunlich komplexes Motilitätsverhalten. Wir vergleichen unsere Resultate mit den vorhandenen experimentellen Daten, die wir qualitativ und quantitativ reproduzieren.
KW  - molekulare Motoren
KW  - bidirektionaler intrazellulärer Transport
KW  - Tauziehen
KW  - stochastische Prozesse
KW  - kooperative Phänomene
KW  - molecular motors
KW  - bidirectional intracellular transport
KW  - tug-of-war
KW  - stochastic processes
KW  - cooperative phenomena
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-18715
ER  - 
TY  - THES
A1  - Knebe, Alexander
T1  - Computational cosmology
T1  - Numerische Kosmologie
N2  - “Computational Cosmology” is the modeling of structure formation in the Universe by means of numerical simulations. These simulations can be considered as the only “experiment” to verify theories of the origin and evolution of the Universe. Over the last 30 years great progress has been made in the development of computer codes that model the evolution of dark matter (as well as gas physics) on cosmic scales and new research discipline has established itself. After a brief summary of cosmology we will introduce the concepts behind such simulations. We further present a novel computer code for numerical simulations of cosmic structure formation that utilizes adaptive grids to efficiently distribute the work and focus the computing power to regions of interests, respectively. In that regards we also investigate various (numerical) effects that influence the credibility of these simulations and elaborate on the procedure of how to setup their initial conditions. And as running a simulation is only the first step to modelling cosmological structure formation we additionally developed an object finder that maps the density field onto galaxies and galaxy clusters and hence provides the link to observations. Despite the generally accepted success of the cold dark matter cosmology the model still inhibits a number of deviations from observations. Moreover, none of the putative dark matter particle candidates have yet been detected. Utilizing both the novel simulation code and the halo finder we perform and analyse various simulations of cosmic structure formation investigating alternative cosmologies. These include warm (rather than cold) dark matter, features in the power spectrum of the primordial density perturbations caused by non-standard inflation theories, and even modified Newtonian dynamics. We compare these alternatives to the currently accepted standard model and highlight the limitations on both sides; while those alternatives may cure some of the woes of the standard model they also inhibit difficulties on their own. During the past decade simulation codes and computer hardware have advanced to such a stage where it became possible to resolve in detail the sub-halo populations of dark matter halos in a cosmological context. These results, coupled with the simultaneous increase in observational data have opened up a whole new window on the concordance cosmogony in the field that is now known as “Near-Field Cosmology”. We will present an in-depth study of the dynamics of subhaloes and the development of debris of tidally disrupted satellite galaxies.1 Here we postulate a new population of subhaloes that once passed close to the centre of their host and now reside in the outer regions of it. We further show that interactions between satellites inside the radius of their hosts may not be negliable. And the recovery of host properties from the distribution and properties of tidally induced debris material is not as straightforward as expected from simulations of individual satellites in (semi-)analytical host potentials.
N2  - Die Kosmologie ist heutzutage eines der spannendsten Arbeitsgebiete in der Astronomie und Astrophysik. Das vorherrschende (Urknall-)Modell in Verbindung mit den neuesten und präzisesten Beobachtungsdaten deutet darauf hin, daß wir in einem Universum leben, welches zu knapp 24% aus Dunkler Materie und zu 72% aus Dunkler Energie besteht; die sichtbare Materie macht gerade einmal 4% aus. Und auch wenn uns derzeit eindeutige bzw. direkte Beweise für die Existenz dieser beiden exotischen Bestandteile des Universums fehlen, so ist es uns dennoch möglich, die Entstehung von Galaxien, Galaxienhaufen und der großräumigen Struktur in solch einem Universum zu modellieren. Dabei bedienen sich Wissenschaftler Computersimulationen, welche die Strukturbildung in einem expandierenden Universum mittels Großrechner nachstellen; dieses Arbeitsgebiet wird Numerische Kosmologie bzw. “Computational Cosmology” bezeichnet und ist Inhalt der vorliegenden Habilitationsschrift. Nach einer kurzen Einleitung in das Themengebiet werden die Techniken zur Durchführung solcher numerischen Simulationen vorgestellt. Die Techniken zur Lösung der relevanten (Differential-)Gleichungen zur Modellierung des “Universums im Computer” unterscheiden sich dabei teilweise drastisch voneinander (Teilchen- vs. Gitterverfahren), und es werden die verfahrenstechnischen Unterschiede herausgearbeitet. Und obwohl unterschiedliche Programme auf unterschiedlichen Methoden basieren, so sind die Unterschiede in den Endergebnissen doch (glücklicherweise) vernachlässigbar gering. Wir stellen desweiteren einen komplett neuen Code – basierend auf dem Gitterverfahren – vor, welcher einen Hauptbestandteil der vorliegenden Habilitation darstellt. Im weiteren Verlauf der Arbeit werden diverse kosmologische Simulationen vorgestellt und ausgewertet. Dabei werden zum einen die Entstehung und Entwicklung von Satellitengalaxien – den (kleinen) Begleitern von Galaxien wie unserer Milchstraße und der Andromedagalaxie – als auch Alternativen zum oben eingeführten “Standardmodell” der Kosmologie untersucht. Es stellt sich dabei heraus, daß keine der (hier vorgeschlagenen) Alternativen eine bedrohliche Konkurenz zu dem Standardmodell darstellt. Aber nichtsdestoweniger zeigen die Rechnungen, daß selbst so extreme Abänderungen wie z.B. modifizierte Newton’sche Dynamik (MOND) zu einem Universum führen können, welches dem beobachteten sehr nahe kommt. Die Ergebnisse in Bezug auf die Dynamik der Satellitengalaxien zeigen auf, daß die Untersuchung der Trümmerfelder von durch Gezeitenkräfte zerriebenen Satellitengalaxien Rückschlüsse auf Eigenschaften des ursprünglichen Satelliten zulassen. Diese Tatsache wird bei der Aufschlüsselung der Entstehungsgeschichte unserer eigenen Milchstraße von erheblichem Nutzen sein. Trotzdem deuten die hier vorgestellten Ergebnisse auch darauf hin, daß dieser Zusammenhang nicht so eindeutig ist, wie er zuvor mit Hilfe kontrollierter Einzelsimulationen von Satellitengalaxien in analytischen “Mutterpotentialen” vorhergesagt wurde: Das Zusammenspiel zwischen den Satelliten und der Muttergalaxie sowie die Einbettung der Rechnungen in einen kosmologischen Rahmen sind von entscheidender Bedeutung.
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-41147
ER  - 
TY  - THES
A1  - Flassig, Robert Johann
T1  - Dusty ringlets in Saturn’s ring system
N2  - Recently, several faint ringlets in the Saturnian ring system were found to maintain a peculiar orientation relative to Sun. The Encke gap ringlets as well as the ringlet in the outer rift of the Cassini division were found to have distinct spatial displacements of several tens of kilometers away from Saturn towards Sun, referred to as heliotropicity (Hedman et al., 2007). This is quite exceptional, since dynamically one would expect eccentric features in the Saturnian rings to precess around Saturn over periods of months. In our study we address this exceptional behavior by investigating the dynamics of circumplanetary dust particles with sizes in the range of 1-100 µm. These small particles are perturbed by non-gravitational forces, in particular, solar radiation pres- sure, Lorentz force, and planetary oblateness, on time-scales of the order of days. The combined influences of these forces cause periodical evolutions of grains’ orbital ec- centricities as well as precession of their pericenters, which can be shown by secular perturbation theory. We show that this interaction results in a stationary eccentric ringlet, oriented with its apocenter towards the Sun, which is consistent with obser- vational findings. By applying this heliotropic dynamics to the central Encke gap ringlet, we can give a limit for the expected smallest grain size in the ringlet of about 8.7 microns, and constrain the minimal lifetime to lie in the order of months. Furthermore, our model matches fairly well the observed ringlet eccentricity in the Encke gap, which supports recent estimates on the size distribution of the ringlet material (Hedman et al., 2007). The ringlet-width however, that results from our modeling based on heliotropic dynamics, slightly overestimates the observed confined ringlet-width by a factor of 3 to 10, depending on the width-measure being used. This is indicative for mechanisms, not included in the heliotropic model, which potentially confine the ringlet to its observed width, including shepherding and scattering by embedded moonlets in the ringlet region. Based on these results, early investigations (Cuzzi et al., 1984, Spahn and Wiebicke, 1989, Spahn and Sponholz, 1989), and recent work that has been published on the F ring (Murray et al., 2008) - to which the Encke gap ringlets are found to share similar morphological structures - we model the maintenance of the central ringlet by embedded moonlets. These moonlets, believed to have sizes of hundreds of meters across, release material into space, which is eroded by micrometeoroid bombardment (Divine, 1993). We further argue that Pan - one of Saturn’s moons, which shares its orbit with the central ringlet of the Encke gap - is a rather weak source of ringlet material that efficiently confines the ringlet sources (moonlets) to move on horseshoe-like orbits. Moreover, we suppose that most of the narrow heliotropic ringlets are fed by a moonlet population, which is held together by the largest member to move on horseshoe-like orbits. Modeling the equilibrium between particle source and sinks with a primitive balance equation based on photometric observations (Porco et al., 2005), we find the minimal effective source mass of the order of 3 · 10-2MPan, which is needed to keep the central ringlet from disappearing.
N2  - Im Sommer 2004 erreichte die Raumsonde Cassini Saturn, den zweitgrößten Planeten in unserem Sonnensystem. Seitdem wurden fantastische Entdeckungen von einer über 250 Wissenschaftler umfassenden internationalen Gemeinschaft gemacht, deren physikalische Erklärungen unser Verständnis der Welt enorm erweitert haben. Die Saturnringe, welche aus losem, zumeist eisigem Staubmaterial bestehen, bieten außergewöhnlich viele Strukturen, welche räumlich und zeitlich mehr oder weniger stark variieren. Diese Eigenschaft resultiert aus einer Unzahl an zusätzlichen Kräften, welche die allgemein bekannte Kepler-Bewegung beeinflussen. So befinden sich mehrere Lücken, oder auch Teilungen, in den Ringen, welche schon in Voyager 1/2 Daten Anfang der achtziger Jahre gesehen wurden. Diese werden teilweise durch Resonanzen der Saturn Monde (z.B. innere Ringkante der Cassini Teilung und Mimas), aber auch durch Monde an sich (z.B. Keeler Teilung und Daphnis, Encke Teilung und Pan) über gravitative Wechselwirkungen erzeugt. In diesen Ringteilungen befindet sich - mit Ausnahme von dem ein oder anderen feinen Staub-Ringlein - kein Material. Hedman et al. (2007) haben eine interessante Entdeckung gemacht. Einige dieser feinen Staub-Ringlein sind exzentrisch und halten eine besondere Orientierung zur Sonne aufrecht. Genauer, ihr Apozentrum ist in Richtung Sonne gerichtet, weshalb sie heliotropische Ringlein getauft wurden. Für exzentrische Strukturen im Saturnsystem ist diese eingefrorene Orientierung ungewöhnlich. Normalerweise würde eine Präzession von exzentrischen Strukturen um Saturn auf einer Zeitskala von Monaten, deren Rate im Wesentlichen durch die Abplattung von Saturn bestimmt ist, erwartet werden. In dieser Diplomarbeit untersuchen und erklären wir das außergewöhnlich heliotropische Verhalten qualitativ, sowie quantitativ mit Hilfe von Orbit gemittelten Störungsgleichungen. Dabei demonstrieren wir, dass ein Zusammenspiel von drei Störungskräften (Strahlungsdruck der Sonne, Abplattung der Pole vom Saturn, Lorentzkraft) periodisch gekoppelte Variationen von Orbitexzentrizität und Position des Perizentrums erzeugen, und im Ensembel einen exzentrischen Ring hervorbringen, dessen Apozentrum in Richtung Sonne zeigt. Mit diesem Modell können wir gemessene Ringleinexzentrizitäten und -breiten in der Encke Teilung (Ferrari and Brahic, 1997, Hedman et al., 2007), unter Annahme gängiger Größenverteilungen (Divine, 1993, Krivov et al., 2003), sehr gut bzw. befriedigend reproduzieren. Die Ringleinbreiten werden um den Faktor 3 bis 10 überschätzt, was auf zusätzliche, nicht berücksichtigte Wechselwirkungen schließen läßt. Hier seien Teilchenstreunung an möglichen Moonlets (kleinere Monde) im Ringlein und Wechselwirkungen zwischen den Staubteilchen als zwei mögliche Ursachen genannt. Aufbauend auf dieser heliotropischen Dynamik können wir eine untere Grenze der Staubgrößenverteilung in der Encke Teilung ableiten, welche in eine Mindestlebenszeit für heliotropisches Ringleinmaterial übersetzt werden kann. Motiviert durch die leicht überschätzen Ringleinbreiten, azimuthal unregelmäßigen Helligkeitsschwankungen (z.B. Ferrari and Brahic, 1997), früheren (Cuzzi et al., 1984, Spahn and Wiebicke, 1989, Spahn and Sponholz, 1989) und aktuellen Arbeiten (Murray et al., 2008), sowie der evidenten knickrigen Struktur des zentralen Encke Ringleins (siehe Titelbild, linke Seite), wenden wir zur Materialgenerierung das sog. Impact-Eject Szenario (Divine, 1993, Krüger et al., 1999) auf Moonlets an, welche an mit Sicherheit grenzender Wahrscheinlichkeit in dem Ringlein eingebettet sind. Damit können wir ein einfaches kinetisches Modell basierend auf gemessenen Daten von Cassini (optische Tiefen, Porco et al., 2005) entwerfen. Jenes liefert, bei gegebener effektiver Lebenszeit der Teilchen im Ringlein in der Encke Teilung, eine dazu mindest nötige Quellmasse. Dabei räsonieren wir, dass Pan, welcher seine Bahn mit dem zentralen Ringlein der Encke Teilung teilt, eine untergeordnete Rolle als Materiallieferant spielt, und bestätigen somit die bisherigen Vermutungen von eingebetteten Moonlets im zentralen Ringlein der Encke Teilung. Jedoch zwingt Pan die als Materialquellen fungierenden Moonlets auf “Hufeisenbahnen”, was so das Ringlein radial begrenzt. Des Weiteren vermuten wir, dass ein Großteil der Staubringlein auf diese Weise in einer stationären Balance zwischen Mikrometeoriten Erosion als Quelle und dynamischen Verlusten gehalten werden, welche erst durch die Existenz einer Moonlet-Population ermöglicht wird. Die Abschätzung der minimal nötigen Quellmasse liefert einen weiteren wichtigen Schritt in Richtung Antwort zu der Frage, in welcher Beziehung kleinere Monde wie Pan zu den sie umgebenden Ringlein stehen.
KW  - heliotropisch
KW  - dynamik
KW  - kinetik
KW  - encke
KW  - saturn
KW  - ringe
KW  - staub
KW  - heliotropic
KW  - dustdynamic
KW  - encke
KW  - saturn
KW  - rings
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-27046
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TY  - THES
A1  - Önel, Hakan
T1  - Electron acceleration in a flare plasma via coronal circuits
T1  - Elektronenbeschleunigung im Flareplasma modelliert mit koronalen Schaltkreisen
N2  - The Sun is a star, which due to its proximity has a tremendous influence on Earth. Since its very first days mankind tried to "understand the Sun", and especially in the 20th century science has uncovered many of the Sun's secrets by using high resolution observations and describing the Sun by means of models. As an active star the Sun's activity, as expressed in its magnetic cycle, is closely related to the sunspot numbers. Flares play a special role, because they release large energies on very short time scales. They are correlated with enhanced electromagnetic emissions all over the spectrum. Furthermore, flares are sources of energetic particles. Hard X-ray observations (e.g., by NASA's RHESSI spacecraft) reveal that a large fraction of the energy released during a flare is transferred into the kinetic energy of electrons. However the mechanism that accelerates a large number of electrons to high energies (beyond 20 keV) within fractions of a second is not understood yet. The thesis at hand presents a model for the generation of energetic electrons during flares that explains the electron acceleration based on real parameters obtained by real ground and space based observations. According to this model photospheric plasma flows build up electric potentials in the active regions in the photosphere. Usually these electric potentials are associated with electric currents closed within the photosphere. However as a result of magnetic reconnection, a magnetic connection between the regions of different magnetic polarity on the photosphere can establish through the corona. Due to the significantly higher electric conductivity in the corona, the photospheric electric power supply can be closed via the corona. Subsequently a high electric current is formed, which leads to the generation of hard X-ray radiation in the dense chromosphere. The previously described idea is modelled and investigated by means of electric circuits. For this the microscopic plasma parameters, the magnetic field geometry and hard X-ray observations are used to obtain parameters for modelling macroscopic electric components, such as electric resistors, which are connected with each other. This model demonstrates that such a coronal electric current is correlated with large scale electric fields, which can accelerate the electrons quickly up to relativistic energies. The results of these calculations are encouraging. The electron fluxes predicted by the model are in agreement with the electron fluxes deduced from the measured photon fluxes. Additionally the model developed in this thesis proposes a new way to understand the observed double footpoint hard X-ray sources.
N2  - Die Sonne ist ein Stern, der aufgrund seiner räumlichen Nähe einen großen Einfluss auf die Erde hat. Seit jeher hat die Menschheit versucht die "Sonne zu verstehen" und besonders im 20. Jahrhundert gelang es der Wissenschaft viele der offenen Fragen mittels Beobachtungen zu beantworten und mit Modellen zu beschreiben. Die Sonne ist ein aktiver Stern, dessen Aktivität sich in seinem magnetischen Zyklus ausdrückt, welcher in enger Verbindung zu den Sonnenfleckenzahlen steht. Flares spielen dabei eine besondere Rolle, da sie hohe Energien auf kurzen Zeitskalen freisetzen. Sie werden begleitet von erhöhter Strahlungsemission über das gesamte Spektrum hinweg und setzen darüber hinaus auch energetische Teilchen frei. Beobachtungen von harter Röntgenstrahlung (z.B. mit der RHESSI Raumsonde der NASA) zeigen, dass ein großer Teil der freigesetzten Energie in die kinetische Energie von Elektronen transferiert wird. Allerdings ist nach wie vor nicht verstanden, wie die Beschleunigung der vielen Elektronen auf hohe Energien (jenseits von 20 keV) in Bruchteilen einer Sekunde erfolgt. Die vorliegende Arbeit präsentiert ein Model für die Erzeugung von energetischen Elektronen während solarer Flares, das auf mit realen Beobachtungen gewonnenen Parametern basiert. Danach bauen photosphärische Plasmaströmungen elektrische Spannungen in den aktiven Regionen der Photosphäre auf. Für gewöhnlich sind diese Potentiale mit elektrischen Strömen verbunden, die innerhalb der Photosphäre geschlossen sind. Allerdings kann infolge von magnetischer Rekonnektion eine magnetische Verbindung in der Korona aufgebaut werden, die die Regionen von magnetisch unterschiedlicher Polarität miteinander verbindet. Wegen der deutlich höheren koronalen elektrischen Leitfähigkeit, kann darauf die photosphärische Spannungsquelle über die Korona geschlossen werden. Das auf diese Weise generierte elektrische Feld führt nachfolgend zur Erzeugung eines hohen elektrischen Stromes, der in der dichten Chromosphäre harte Röntgenstrahlung generiert. Die zuvor erläuterte Idee wird mit elektrischen Schaltkreisen modelliert und untersucht. Dafür werden die mikroskopischen Plasmaparameter, die Geometrie des Magnetfeldes und Beobachtungen der harten Röntgenstrahlung verwendet, um makroskopische elektronische Komponenten, wie z.B. elektrische Widerstände zu modellieren und miteinander zu verbinden. Es wird gezeigt, dass der auftretende koronale Strom mit hohen elektrischen Feldern verbunden ist, welche Elektronen schnell auf hohe relativistische Energien beschleunigen können. Die Ergebnisse dieser Berechnungen sind ermutigend. Die vorhergesagten Elektronenflüsse stehen im Einklang mit aus gemessenen Photonenflüssen gewonnenen Elektronenflüssen. Zudem liefert das Model einen neuen Ansatz für das Verständnis der harten Röntgendoppelquellen in den Fußpunkten.
KW  - Elektronenbeschleunigung
KW  - Flarephysik
KW  - koronale Stromsysteme
KW  - electron acceleration
KW  - physics of flares
KW  - coronal currents
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-29035
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TY  - THES
A1  - Tukhlina, Natalia
T1  - Feedback control of complex oscillatory systems
T1  - Rückkopplungskontrolle von komplexen oscillatorischen Systemen
N2  - In the present dissertation paper an approach which ensures an efficient control of such diverse systems as noisy or chaotic oscillators and neural ensembles is developed. This approach is implemented by a simple linear feedback loop. The dissertation paper consists of two main parts. One part of the work is dedicated to the application of the suggested technique to a population of neurons with a goal to suppress their synchronous collective dynamics. The other part is aimed at investigating linear feedback control of coherence of a noisy or chaotic self-sustained oscillator. First we start with a problem of suppressing synchronization in a large population of interacting neurons. The importance of this task is based on the hypothesis that emergence of pathological brain activity in the case of Parkinson's disease and other neurological disorders is caused by synchrony of many thousands of neurons. The established therapy for the patients with such disorders is a permanent high-frequency electrical stimulation via the depth microelectrodes, called Deep Brain Stimulation (DBS). In spite of efficiency of such stimulation, it has several side effects and mechanisms underlying DBS remain unclear. In the present work an efficient and simple control technique is suggested. It is designed to ensure suppression of synchrony in a neural ensemble by a minimized stimulation that vanishes as soon as the tremor is suppressed. This vanishing-stimulation technique would be a useful tool of experimental neuroscience; on the other hand, control of collective dynamics in a large population of units represents an interesting physical problem. The main idea of suggested approach is related to the classical problem of oscillation theory, namely the interaction between a self-sustained (active) oscillator and a passive load (resonator). It is known that under certain conditions the passive oscillator can suppress the oscillations of an active one. In this thesis a much more complicated case of active medium, which itself consists of thousands of oscillators is considered. Coupling this medium to a specially designed passive oscillator, one can control the collective motion of the ensemble, specifically can enhance or suppress it. Having in mind a possible application in neuroscience, the problem of suppression is concentrated upon. Second, the efficiency of suggested suppression scheme is illustrated by considering more complex case, i.e. when the population of neurons generating the undesired rhythm consists of two non-overlapping subpopulations: the first one is affected by the stimulation, while the collective activity is registered from the second one. Generally speaking, the second population can be by itself both active and passive; both cases are considered here. The possible applications of suggested technique are discussed. Third, the influence of the external linear feedback on coherence of a noisy or chaotic self-sustained oscillator is considered. Coherence is one of the main properties of self-oscillating systems and plays a key role in the construction of clocks, electronic generators, lasers, etc. The coherence of a noisy limit cycle oscillator in the context of phase dynamics is evaluated by the phase diffusion constant, which is in its turn proportional to the width of the spectral peak of oscillations. Many chaotic oscillators can be described within the framework of phase dynamics, and, therefore, their coherence can be also quantified by the way of the phase diffusion constant. The analytical theory for a general linear feedback, considering noisy systems in the linear and Gaussian approximation is developed and validated by numerical results.
N2  - In der vorliegenden Dissertation wird eine Näherung entwickelt, die eine effiziente Kontrolle verschiedener Systeme wie verrauschten oder chaotischen Oszillatoren und Neuronenensembles ermöglicht. Diese Näherung wird durch eine einfache lineare Rückkopplungsschleife implementiert. Die Dissertation besteht aus zwei Teilen. Ein Teil der Arbeit ist der Anwendung der vorgeschlagenen Technik auf eine Population von Neuronen gewidmet, mit dem Ziel ihre synchrone Dynamik zu unterdrücken. Der zweite Teil ist auf die Untersuchung der linearen Feedback-Kontrolle der Kohärenz eines verrauschten oder chaotischen, selbst erregenden Oszillators gerichtet. Zunächst widmen wir uns dem Problem, die Synchronisation in einer großen Population von aufeinander wirkenden Neuronen zu unterdrücken. Da angenommen wird, dass das Auftreten pathologischer Gehirntätigkeit, wie im Falle der Parkinsonschen Krankheit oder bei Epilepsie, auf die Synchronisation großer Neuronenpopulation zurück zu führen ist, ist das Verständnis dieser Prozesse von tragender Bedeutung. Die Standardtherapie bei derartigen Erkrankungen besteht in einer dauerhaften, hochfrequenten, intrakraniellen Hirnstimulation mittels implantierter Elektroden (Deep Brain Stimulation, DBS). Trotz der Wirksamkeit solcher Stimulationen können verschiedene Nebenwirkungen auftreten, und die Mechanismen, die der DBS zu Grunde liegen sind nicht klar. In meiner Arbeit schlage ich eine effiziente und einfache Kontrolltechnik vor, die die Synchronisation in einem Neuronenensemble durch eine minimierte Anregung unterdrückt und minimalinvasiv ist, da die Anregung stoppt, sobald der Tremor erfolgreich unterdrückt wurde. Diese Technik der "schwindenden Anregung" wäre ein nützliches Werkzeug der experimentellen Neurowissenschaft. Desweiteren stellt die Kontrolle der kollektiven Dynamik in einer großen Population von Einheiten ein interessantes physikalisches Problem dar. Der Grundansatz der Näherung ist eng mit dem klassischen Problem der Schwingungstheorie verwandt - der Interaktion eines selbst erregenden (aktiven) Oszillators und einer passiven Last, dem Resonator. Ich betrachte den deutlich komplexeren Fall eines aktiven Mediums, welches aus vielen tausenden Oszillatoren besteht. Durch Kopplung dieses Mediums an einen speziell hierür konzipierten, passiven Oszillator kann man die kollektive Bewegung des Ensembles kontrollieren, um diese zu erhöhen oder zu unterdrücken. Mit Hinblick auf eine möglichen Anwendung im Bereich der Neurowissenschaften, konzentriere ich mich hierbei auf das Problem der Unterdrückung. Im zweiten Teil wird die Wirksamkeit dieses Unterdrückungsschemas im Rahmen eines komplexeren Falles, bei dem die Population von Neuronen, die einen unerwünschten Rhythmus erzeugen, aus zwei nicht überlappenden Subpopulationen besteht, dargestellt. Zunächst wird eine der beiden Subpopulationen durch Stimulation beeinflusst und die kollektive Aktivität an der zweiten Subpopulation gemessen. Im Allgemeinen kann sich die zweite Subpopulation sowohl aktiv als auch passiv verhalten. Beide Fälle werden eingehend betrachtet. Anschließend werden die möglichen Anwendungen der vorgeschlagenen Technik besprochen. Danach werden verschiedene Betrachtungen über den Einfluss des externen linearen Feedbacks auf die Kohärenz eines verrauschten oder chaotischen selbst erregenden Oszillators angestellt. Kohärenz ist eine Grundeigenschaft schwingender Systeme und spielt ein tragende Rolle bei der Konstruktion von Uhren, Generatoren oder Lasern. Die Kohärenz eines verrauschten Grenzzyklus Oszillators im Sinne der Phasendynamik wird durch die Phasendiffusionskonstante bewertet, die ihrerseits zur Breite der spektralen Spitze von Schwingungen proportional ist. Viele chaotische Oszillatoren können im Rahmen der Phasendynamik beschrieben werden, weshalb ihre Kohärenz auch über die Phasendiffusionskonstante gemessen werden kann. Die analytische Theorie eines allgemeinen linearen Feedbacks in der Gaußschen, als auch in der linearen, Näherung wird entwickelt und durch numerische Ergebnisse gestützt.
KW  - Rückkopplungskontrolle
KW  - Neuronale Synchronisation
KW  - globale Kupplung
KW  - Kohärenz
KW  - verrauschte Oszillatoren
KW  - Feedback control
KW  - Neuronal synchrony
KW  - Global coupling
KW  - Coherence
KW  - Noisy oscillators
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-18546
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TY  - THES
A1  - Zhang, Bo
T1  - Magnetic fields near microstructured surfaces : application to atom chips
T1  - Magnetische Felder in der Nähe von microstrukturierten Oberflächen : Anwendung auf Atomchips
N2  - Microfabricated solid-state surfaces, also called atom chip', have become a well-established technique to trap and manipulate atoms. This has simplified applications in atom interferometry, quantum information processing, and studies of many-body systems. Magnetic trapping potentials with arbitrary geommetries are generated with atom chip by miniaturized current-carrying conductors integrated on a solid substrate. Atoms can be trapped and cooled to microKelvin and even nanoKelvin temperatures in such microchip trap. However, cold atoms can be significantly perturbed by the chip surface, typically held at room temperature. The magnetic field fluctuations generated by thermal currents in the chip elements may induce spin flips of atoms and result in loss, heating and decoherence. In this thesis, we extend previous work on spin flip rates induced by magnetic noise and consider the more complex geometries that are typically encountered in atom chips: layered structures and metallic wires of finite cross-section. We also discuss a few aspects of atom chips traps built with superconducting structures that have been suggested as a means to suppress magnetic field fluctuations. The thesis describes calculations of spin flip rates based on magnetic Green functions that are computed analytically and numerically. For a chip with a top metallic layer, the magnetic noise depends essentially on the thickness of that layer, as long as the layers below have a much smaller conductivity. Based on this result, scaling laws for loss rates above a thin metallic layer are derived. A good agreement with experiments is obtained in the regime where the atom-surface distance is comparable to the skin depth of metal. Since in the experiments, metallic layers are always etched to separate wires carrying different currents, the impact of the finite lateral wire size on the magnetic noise has been taken into account. The local spectrum of the magnetic field near a metallic microstructure has been investigated numerically with the help of boundary integral equations. The magnetic noise significantly depends on polarizations above flat wires with finite lateral width, in stark contrast to an infinitely wide wire. Correlations between multiple wires are also taken into account. In the last part, superconducting atom chips are considered. Magnetic traps generated by superconducting wires in the Meissner state and the mixed state are studied analytically by a conformal mapping method and also numerically. The properties of the traps created by superconducting wires are investigated and compared to normal conducting wires: they behave qualitatively quite similar and open a route to further trap miniaturization, due to the advantage of low magnetic noise. We discuss critical currents and fields for several geometries.
N2  - Mikrotechnologische Oberflächen, sogenannte Atomchips, sind eine etablierte Methode zum Speichern und Manipulieren von Atomen geworden. Das hat Anwendungen in der Atom-Interferometrie, Quanteninformationsverarbeitung und Vielteilchensystemen vereinfacht. Magnetische Fallenpotentiale mit beliebigen Geometrien werden durch Atomchips mit miniaturisierten stromführenden Leiterbahnen auf einer Festkörperunterlage realisiert. Atome können bei Temperaturen im $\mu$ K oder sogar nK-Bereich in einer solchen Falle gespeichert und gekühlt werden. Allerdings können kalte Atome signifikant durch die Chip-Oberfläche gestört werden, die sich typischerweise auf Raumtemperatur befindet. Die durch thermische Ströme im Chip erzeugten magnetischen Feldfluktuationen können Spin-Flips der Atome induzieren und Verlust, Erwärmung und Dekohärenz zur Folge haben. In dieser Dissertation erweitern wir frühere Arbeiten über durch magnetisches Rauschen induzierte Spin-Flip-Ratenund betrachten kompliziertere Geometrien, wie sie typischerweise auf einem Atom-Chip anzutreffen sind: Geschichtete Strukturen und metallische Leitungen mit endlichem Querschnitt. Wir diskutieren auch einige Aspekte von Aomchips aus Supraleitenden Strukturen die als Mittel zur Unterdrückung magnetischer Feldfluktuationen vorgeschlagen wurden. Die Arbeit beschreibt analytische und numerische Rechnungen von Spin-Flip Raten auf Grundlage magnetischer Greensfunktionen. Für einen Chip mit einem metallischen Top-Layer hängt das magnetische Rauschen hauptsächlich von der Dicke des Layers ab, solange die unteren Layer eine deutlich kleinere Leitfähigkeit haben. Auf Grundlage dieses Ergebnisses werden Skalengesetze für Verlustraten über einem dünnen metallischen Leiter hergeleitet. Eine gute Übereinstimmung mit Experimenten wird in dem Bereich erreicht, wo der Abstand zwischen Atom und Oberfläche in der Größenordnung der Eindringtiefe des Metalls ist. Da in Experimenten metallische Layer immer geätzt werden, um verschiedene stromleitende Bahnen vonenander zu trennen, wurde der Einfluß eines endlichen Querschnittsauf das magnetische Rauschen berücksichtigt. Das lokale Spektrum des magnetischen Feldes in der Nähe einer metallischen Mikrostruktur wurde mit Hilfe von Randintegralen numerisch untersucht. Das magnetische Rauschen hängt signifikant von der Polarisierung über flachen Leiterbahnen mit endlichem Querschnitt ab, im Unterschied zu einem unendlich breiten Leiter. Es wurden auch Korrelationen zwischen mehreren Leitern berücksichtigt. Im letzten Teil werden supraleitende Atomchips betrachtet. Magnetische Fallen, die von supraleitenden Bahnen im Meissner Zustand und im gemischten Zustand sind werden analytisch durch die Methode der konformen Abbildung und numerisch untersucht. Die Eigenschaften der durch supraleitende Bahnen erzeugten Fallen werden erforscht und mit normal leitenden verglichen: Sie verhalten sich qualitativ sehr ähnlich und öffnen einen Weg zur weiteren Miniaturisierung von Fallen, wegen dem Vorteil von geringem magnetischem Rauschen. Wir diskutieren kritische Ströme und Felder für einige Geometrien.
KW  - Magnetische Felder
KW  - Atom chip
KW  - Supraleiter
KW  - magnetisches Rauschen
KW  - microstrukturierte Oberfläche
KW  - magnetic fields
KW  - atom chip
KW  - superconductors
KW  - magnetic noise
KW  - microstructured surface
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-28984
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TY  - THES
A1  - Li, Yanhong
T1  - Phase separation in giant vesicles
T1  - Phasentrennung in Riesenvesikeln
N2  - Giant vesicles may contain several spatial compartments formed by phase separation within their enclosed aqueous solution. This phenomenon might be related to molecular crowding, fractionation and protein sorting in cells. To elucidate this process we used two chemically dissimilar polymers, polyethylene glycol (PEG) and dextran, encapsulated in giant vesicles. The dynamics of the phase separation of this polymer solution enclosed in vesicles is studied by concentration quench, i.e. exposing the vesicles to hypertonic solutions. The excess membrane area, produced by dehydration, can either form tubular structures (also known as tethers) or be utilized to perform morphological changes of the vesicle, depending on the interfacial tension between the coexisting phases and those between the membrane and the two phases. Membrane tube formation is coupled to the phase separation process. Apparently, the energy released from the phase separation is utilized to overcome the energy barrier for tube formation. The tubes may be absorbed at the interface to form a 2-demensional structure. The membrane stored in the form of tubes can be retracted under small tension perturbation. Furthermore, a wetting transition, which has been reported only in a few experimental systems, was discovered in this system. By increasing the polymer concentration, the PEG-rich phase changed from complete wetting to partial wetting of the membrane. If sufficient excess membrane area is available in the vesicle where both phases wet the membrane, one of the phases will bud off from the vesicle body, which leads to the separation of the two phases. This wetting-induced budding is governed by the surface energy and modulated by the membrane tension. This was demonstrated by micropipette aspiration experiments on vesicles encapsulating two phases. The budding of one phase can significantly decrease the surface energy by decreasing the contact area between the coexisting phases. The elasticity of the membrane allows it to adjust its tension automatically to balance the pulling force exerted by the interfacial tension of the two liquid phases at the three-phase contact line. The budding of the phase enriched with one polymer may be relevant to the selective protein transportation among lumens by means of vesicle in cells.
N2  - In der wässrigen Lösung im Inneren von Riesenvesikeln können sich mehrere, räumlich getrennte Phasen ausbilden. Dieses Phänomen könnte im Zusammenhang stehen mit wichtigen Prozessen innerhalb von Zellen, wie etwa Fraktionierung und Sortieren von Proteinen, oder etwa das sog. “Molecular Crowding”. Wir studieren diesen Prozess am Beispiel von zwei unterschiedlichen Polymeren, Polyethylen Glycol (PEG) und Dextran, innerhalb von Riesenvesikeln. Die Dynamik der Phasentrennung dieser eingeschlossenen Polymerlösung lässt sich untersuchen, indem man die Vesikel einer hypertonischen Lösung aussetzt. Durch die Dehydrierung entsteht dabei überschüssige Membranfläche. Je nach Grenzflächenspannung zwischen den koexistierenden Phasen, sowie zwischen der Membran und den beiden Phasen, wird diese überschüssige Fläche entweder zur Ausbildung röhrchenartiger Strukturen verwendet, oder aber es stellen sich morphologische Veränderungen am Vesikel ein. Die Ausbildung der Membranröhrchen ist offenbar gekoppelt an den Phasentrennungsprozess: Die Energie, die bei Phasentrennung frei wird, dient offenbar dazu, die Energiebarriere der Röhrchenbildung zu überwinden. Die Röhrchen können an der Grenzfläche absorbiert werden und dort eine zweidimensionale Struktur ausbilden. Durch kleine Störungen in der Spannung kann die in Form von Röhrchen gespeicherte Membran wieder in deren Oberfläche zurückgezogen werden. Desweiteren wurde in diesem System ein Benetzungsübergang entdeckt, der bisher nur in wenigen experimentellen Systemen beobachtet werden konnte: Erhöht man die Polymerkonzentration, so geht die PEG-reiche Phase von vollständiger zu unvollständiger Benetzung der Membran über. Steht in einem Vesikel, in dem beide Phasen die Membran benetzen, ausreichend überschüssige Membranfläche zur Verfügung, so wird sich eine Phase aus dem Vesikelkörper herauswölben, was zur Trennung der beiden Phasen führt. Dieser benetzungsinduzierte Auswölbungsprozess wird durch die Oberflächenenergie bestimmt und von der Membranspannung moduliert. Dies konnte experimentell an Vesikeln gezeigt werden, die zwei Phasen beinhalten, indem durch eine Mikropipette ein Unterdruck erzeugt wurde. Die Oberflächenenergie kann durch Auswölbung einer der Phasen signifikant verringert werden, da die Kontaktfläche zwischen den koexistierenden Phasen verkleinert wird. Die Elastizität der Membran erlaubt es, die Spannung automatisch anzupassen, sodass die ziehende Kraft ausgeglichen wird, die durch die Grenzflächenspannung der beiden flüssigen Phasen an der drei-Phasen Kontaktlinie ausgeübt wird. Die Auswölbung einer durch Polymere angereicherten Phase könnte relevant sein für den selektiven Transport von Proteinen mit Vesikeln in der Zelle.
KW  - Membranröhrchen
KW  - Benetzungsübergang
KW  - Knospung
KW  - Vesikel
KW  - Phasentrennung
KW  - membrane tube
KW  - wetting transition
KW  - budding
KW  - vesicle
KW  - phase separation
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-29138
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TY  - THES
A1  - Dietrich, Jan Philipp
T1  - Phase Space Reconstruction using the frequency domain : a generalization of actual methods
N2  - Phase Space Reconstruction is a method that allows to reconstruct the phase space of a system using only an one dimensional time series as input. It can be used for calculating Lyapunov-exponents and detecting chaos. It helps to understand complex dynamics and their behavior. And it can reproduce datasets which were not measured. There are many different methods which produce correct reconstructions such as time-delay, Hilbert-transformation, derivation and integration. The most used one is time-delay but all methods have special properties which are useful in different situations. Hence, every reconstruction method has some situations where it is the best choice. Looking at all these different methods the questions are: Why can all these different looking methods be used for the same purpose? Is there any connection between all these functions? The answer is found in the frequency domain : Performing a Fourier transformation all these methods getting a similar shape: Every presented reconstruction method can be described as a multiplication in the frequency domain with a frequency-depending reconstruction function. This structure is also known as a filter. From this point of view every reconstructed dimension can be seen as a filtered version of the measured time series. It contains the original data but applies just a new focus: Some parts are amplified and other parts are reduced. Furthermore I show, that not every function can be used for reconstruction. In the thesis three characteristics are identified, which are mandatory for the reconstruction function. Under consideration of these restrictions one gets a whole bunch of new reconstruction functions. So it is possible to reduce noise within the reconstruction process itself or to use some advantages of already known reconstructions methods while suppressing unwanted characteristics of it.
N2  - Attraktorrekonstruktion („Phase Space Reconstruction“) ist eine Technik, die es ermöglicht, aus einer einzelnen Zeitreihe den vollständigen Phasenraum eines Systems zu rekonstruieren und somit Rückschlüsse auf topologische Eigenschaften dieses dynamischen Systems zu ziehen. Sie findet Verwendung in der Bestimmung von Lyapunov-Exponenten und zur Reproduktion von unbeobachteten Systemgrößen. Es gibt viele verschiedene Methoden zur Attraktorrekonstruktion wie z.B. die Time-Delay-Methode or Rekonstruktion durch Ableitung, Integration oder mithilfe einer Hilbert-Transformation. Zumeist wird der Time-Delay-Ansatz verwendet, es gibt jedoch auch diverse Problemstellungen, in welchen die alternativen Methoden bessere Ergebnisse liefern. Die Kernfragen, die beim Vergleich dieser Methoden entsteht, sind: Wie kommt es, dass alle Ansätze, trotz ihrer teilweise sehr unterschiedlichen Struktur, denselben Zweck erfüllen? Gibt es Übereinstimmungen zwischen all diesen Methoden? Die Antwort lässt sich im Frequenzraum finden: Nach einer Fourier-Transformation besitzen alle genannten Methoden plötzlich eine sehr ähnliche Struktur. Jede Methode transformiert sich im Frequenzraum zu einer einfachen Multiplikation des Eingangssignals mit einer frequenzabhängigen Rekonstruktionsfunktion. Diese Struktur ist in der Datenanalyse auch bekannt als Filter. Aus dieser Perspektive lässt sich jede Rekonstruktionsdimension als gefilterte Zeitreihe der ursprünglichen Zeitreihe interpretieren: Sie enthält den Originaldatensatz, allerdings mit einem verschobenen Fokus: Einige Eigenschaften der Originalzeitreihe werden unterdrückt, während andere Teile verstärkt wiedergegeben werden. Des weiteren zeige ich in der Diplomarbeit, dass nicht jede beliebige Funktion im Frequenzraum zur Rekonstruktion verwendet werden kann. Ich stelle drei Eigenschaften vor, welche jede Rekonstruktionsfunktion erfüllen muss. Unter Beachtung dieser Bedingungen ergeben sich nun diverse Möglichkeiten für neue Rekonstruktionsfunktionen. So ist es z.B. möglich gleichzeitig mit der Rekonstruktion das Ursprungssignal auch zu filtern, oder man kann bereits bestehende Rekonstruktionsfunktionen so abwandeln, dass unerwünschte Nebeneffekte der Rekonstruktion abgemildert oder gar ganz unterdrückt werden.
KW  - Attraktorrekonstruktion
KW  - Datenanalyse
KW  - Fouriertransformation
KW  - Komplexe Systeme
KW  - phase space reconstruction
KW  - data analysis
KW  - fourier transformation
KW  - complex systems
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-50738
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TY  - THES
A1  - Seefeldt, Michael
T1  - Pikosekunden-Weißlichterzeugung in mikrostrukturierten Fasern unter Ausnutzung nichtlinear optischer Effekte
T1  - Picosecond white-light generation in microstructured fibers by utilization of nonlinear optical effects
N2  - Im Rahmen der vorliegenden Arbeit ist es erstmals gelungen, mit einem ps-Pumplaser (10 ps) Weißlicht mit einer spektralen Breite von mehr als einer optischen Oktave in einer mikrostrukturierten Faser (MSF) bei einer Pumpwellenlänge von 1064 nm zu generieren. Es ließ sich, abgesehen von nichtkonvertierten Resten der Pumpstrahlung, ein unstrukturiertes und zeitlich stabiles Weißlichtspektrum von 700 nm bis 1650 nm generieren. Die maximale Ausgangsleistung dieser Weißlichtstrahlung betrug 3,1 W. Es konnten sehr gute Einkoppeleffizienzen von maximal 62 % erzielt werden. Die an der Weißlichterzeugung beteiligten dispersiven und nichtlinear optischen Effekte, wie z.B. Selbstphasenmodulation, Vierwellenmischung, Modulationsinstabilitäten oder Solitoneneffekte, werden detailliert theoretisch untersucht und erläutert. Die Arbeit beinhaltet ebenfalls eine umfangreiche Beschreibung der Wirkungsweise und Eigenschaften von mikrostrukturierten Fasern mit einem festen Faserkern. Aufgrund der großen Variationsvielfalt des mikrostrukturierten Fasermantels und der damit verbundenen Wellenleitereigenschaften ergeben sich, insbesondere für die Anwendung in der nichtlinearen Optik, eine Reihe von interessanten Eigenschaften. Es wurden insgesamt vier verschiedene mikrostrukturierte Fasern experimentell untersucht. Für die Interpretation der experimentellen Ergebnisse ist die Pulsausbreitung der ps-Pumppulse in einer dispersiven, nichtlinear optischen Faser anhand der verallgemeinerten nichtlinearen Schrödinger-Gleichung berechnet worden. Durch einen Vergleich der Berechnungen mit den Messdaten ließen sich verstärkte Modulationsinstabilitäten und verschiedene Solitoneneffekte als hauptsächlich für die Weißlichterzeugung bei ps-Anregungspulsen verantwortlich identifizieren. Auf der Basis der durchgeführten Untersuchungen wurde in Kooperation mit der Fa. Jenoptik Laser, Optik, Systeme GmbH eine kompakte und leistungsstarke Weißlichtquelle entwickelt. Diese wurde erfolgreich in einer Kohärenztomographiemessung (Optical Coherence Tomography - OCT) getestet: Es konnte in ex vivo-Untersuchungen gezeigt werden, dass sich mit dieser ps-Weißlichtquelle eine hohe Eindringtiefe von ca. 400 µm in die Netzhaut eines Affen erreichen lässt.
N2  - With the present work it succeeded for the first time to generate white-light with a spectral width of more than an optical octave in a microstructured fiber (MSF) with a pump wavelength of 1064 nm and ps-pump pulses (10 ps). Apart from non-converted remainders of the pumping radiation, an unstructured and temporally stable white-light spectrum from 700 nm to 1650 nm could be generated. The maximum output power of this white-light radiation amounted to 3.1 W. Very good coupling efficiencies of max. 62 % could be obtained. At the white light generation different dispersive and nonlinear optical effects took part, e.g. self-phase modulation, four-wave mixing, modulation instabilities and soliton effects. These processes are theoretically examined and described in detail. Likewise the work contained an extensive description of the principle of operation and characteristics of microstructured fibers with a solid fiber core. Due to the large variation variety of the microstructured fiber cladding and the associated wave-guiding characteristics arise, in particular for application in the nonlinear optics, a set of interesting properties. Altogether four different microstructured fibers were experimentally examined. For the interpretation of the experimental results the pulse propagation of ps-pump pulses in a dispersive, nonlinear optical fiber was computed on the basis of the generalized nonlinear Schroedinger equation. By a comparison of the calculation results with the measuring data amplified modulation instabilities and different soliton effects could be identified as main responsible for the white light generation with ps-pump pulses. With respect to the accomplished experimental and theoretical investigations in co-operation with the company Jenoptik laser, optics, systems GmbH a compact and high-performance white-light source was developed. This broadband light source was tested successfully in an optical coherence tomography measurement (OCT): It could be shown in ex vivo investigations that with this white-light source high penetration depths of approx. 400 µm into the retina of a monkey could be achieved.
KW  - Weißlichterzeugung
KW  - mikrostrukturierte Faser
KW  - nichtlineare Optik
KW  - breitbandige Lichtquelle
KW  - Frequenzkonversion
KW  - white-light generation
KW  - microstructured fiber
KW  - nonlinear optics
KW  - broadband light source
KW  - frequency conversion
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-16461
SN  - 978-3-940793-20-1
PB  - Universitätsverlag Potsdam
CY  - Potsdam
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TY  - THES
A1  - Gressel, Oliver
T1  - Supernova-driven turbulence and magnetic field amplification in disk galaxies
T1  - Supernovagetriebene Turbulenz und Magnetfeldverstärkung in Scheibengalaxien
N2  - Supernovae are known to be the dominant energy source for driving turbulence in the interstellar medium. Yet, their effect on magnetic field amplification in spiral galaxies is still poorly understood. Analytical models based on the uncorrelated-ensemble approach predicted that any created field will be expelled from the disk before a significant amplification can occur. By means of direct simulations of supernova-driven turbulence, we demonstrate that this is not the case. Accounting for vertical stratification and galactic differential rotation, we find an exponential amplification of the mean field on timescales of 100Myr. The self-consistent numerical verification of such a “fast dynamo” is highly beneficial in explaining the observed strong magnetic fields in young galaxies. We, furthermore, highlight the importance of rotation in the generation of helicity by showing that a similar mechanism based on Cartesian shear does not lead to a sustained amplification of the mean magnetic field. This finding impressively confirms the classical picture of a dynamo based on cyclonic turbulence.
N2  - Supernovae sind bekanntermaßen die dominante treibende Energiequelle für Turbulenz im interstellaren Medium. Dennoch ist ihre Auswirkung auf die Verstärkung von Magnetfeldern in Spiralgalaxien weitestgehend unverstanden. Analytische Modelle, die auf der Annahme eines unkorrelierten Ensembles beruhen, sagen voraus, dass das erzeugte Feld aus der galaktischen Scheibe herausgedrängt wird bevor eine substantielle Verstärkung erfolgen kann. Mithilfe numerischer Simulationen supernovagetriebener Turbulenz zeigen wir, dass dies nicht der Fall ist. Unter Berücksichtigung einer vertikalen Schichtung und differentieller galaktischer Rotation beobachten wir eine exponentielle Verstärkung des mittleren Magnetfeldes auf einer Zeitskala von 100 Mio. Jahren. Diese selbstkonsistente numerische Bestätigung eines “schnellen Dynamos” erlaubt es, die beobachteten starken Magnetfelder in jungen Galaxien zu erklären. Darüberhinaus stellen wir die Wichtigkeit der Rotation bei der Erzeugung von Helizität heraus, indem wir zeigen, dass ein ähnlicher Effekt basierend auf kartesischer Scherung nicht zu einer Verstärkung des mittleren Magnetfeldes führt. Dies bestätigt eindrucksvoll das klassische Bild zyklonischer Turbulenz.
KW  - Turbulenz
KW  - Magnetfelder
KW  - Magnetohydrodynamik
KW  - Supernovaüberreste
KW  - Galaxien
KW  - turbulence
KW  - magnetic fields
KW  - magnetohydrodynamics
KW  - supernova remnants
KW  - galaxies
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-29094
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TY  - THES
A1  - Kopf, Markus
T1  - Zeeman-Doppler Imaging of active late-type stars
T1  - Zeeman-Doppler Imaging von späten aktiven Sternen
N2  - Stellare Magnetfelder spielen eine wichtige Rolle bei der Entstehung und Entwicklung von Sternen. Leider entziehen sie sich aber, aufgrund ihrer großen Entfernung zur Erde, einer direkten Beobachtung. Dies gilt zumindest für derzeitige und in naher Zukunft zur Verfügung stehende Instrumente. Um aber beispielsweise zu verstehen, ob Magnetfelder durch einen Dynamoprozess generiert werden oder Überbleibsel der Sternentstehung sind, ist es zwingend erforderlich, die Oberflächenstruktur und die zeitliche Entwicklung von stellaren Feldern zu untersuchen. Glücklicherweise haben wir mit der Dopplerverschiebung sowie der Polarisation von Licht Mittel zur Verfügung, um indirekt die Magnetfeldtopologie entfernter Sternen zu rekonstruieren, wenn auch nur die schnell rotierender. Die auf den beiden genannten Effekten basierende Rekonstruktionsmethode ist unter dem Namen Zeeman-Doppler Imaging (ZDI) bekannt. Sie stellt eine leistungsfähige Methode dar, um aus rotationsverbreiterten Stokes Profilen schnell rotierender Sterne Oberflächenkartierungen der Temperatur und Magnetfeldverteilung zu erstellen. Durch das ZDI konnten in den vergangenen Jahren die Magnetfeldverteilungen zahlreicher Sterne rekonstruiert werden. Diese Methode stellt allerdings sehr hohe Anforderungen sowohl an die Instrumentierung als auch an die Rechenleistung und ist deshalb häufig mit zahlreichen Annahmen und Näherungen verbunden. Ziel dieser Arbeit war es, Methoden für ein ZDI zu entwickeln, das darauf ausgelegt ist, zeitaufgelöste spektropolarimetrische Daten von aktiven späten Sternen zu invertieren. Es sollte also insbesondere den komplexen und lokalen Magnetfeldstrukturen dieser Sterne Rechnung getragen werden. Um die Orientierung und Stärke solcher Felder zuverlässig rekonstruieren zu können, sollte die Inversion im Stande sein, alle vier Stokes-Komponenten einzubeziehen. Ferner war vorgesehen auf vollständigen polarisierten Strahlungstransportmodellierungen aufzubauen. Dies ermöglicht eine simultane und selbstkonsistente Temperatur- und Magnetfeld-Inversion, die damit dem komplexen Zusammenspiel zwischen Temperatur und Magnetfeld gerecht wird. Schließlich sollte die Anwendung eines neu zu entwickelnden ZDI Programms auf Stokes I und V Beobachtungen von II Pegasi (kurz: II Peg) erste Magnefeldkarten dieses sehr aktiven Sterns liefern. Um den hohen Rechenaufwand, der mit der Inversionsmethode einhergeht, besser bewältigen zu können, wurde zunächst eine schnelle Approximationsmethode für den polarisierten Strahlungstransport entwickelt. Sie basiert auf einer Hauptkomponentenanalyse (PCA) sowie auf künstlichen Neuronalen Netzen. Letztere approximieren den funktionalen Zusammenhang zwischen atmosphärischen Parametern und den zugehörigen lokalen Stokes Profilen. Inverse Probleme sind potentiell schlecht gestellt und erfordern in der Regel eine Regularisierung. Der entwickelte Ansatz verwendet eine lokale Entropie, die auf die Besonderheiten bei der Rekonstruktion lokalisierter Magnetfeder eingeht. Ein weiterer neuartiger Ansatz befasst sich mit der Rauschreduktion polarimetrischer Beobachtungsdaten. Er macht sich die Hauptkomponentenanalyse zu Nutze, um mit Hilfe einer Vielzahl beobachteter Spektrallinien, einzelne Linien mit drastisch vergrößertem Signal-zu-Rausch-Verhältnis wieder zu geben. Diese Methode hat gegenüber anderen Multi-Spektrallinien-Verfahren den Vorteil, nach wie vor eine Inversion auf der Basis einzelner Spektrallinien durchführen zu können. Schließlich wurde das Inversionsprogramm iMap entwickelt, das die zuvor genannten Methoden implementiert. Detaillierte Testrechnungen demonstrieren die Funktionsfähigkeit und Genauigkeit der schnellen Synthese-Methode und weisen einen Zeitgewinn von nahezu drei Größenordnungen gegenüber der konventionellen Strahlungstransportberechnung auf. Desweiteren untersuchen wir den Einfluss der verschiedenen Stokes Komponenten (IV bzw. IVQU) auf die Zuverlässigkeit, ein bekanntes Magnetfeld zu rekonstruieren. Damit belegen wir die Zuverlässigkeit unseres Inversionsprogrammes und zeigen darüber hinaus auch Einschränkungen von Magnetfeldinversionen im allgemeinen auf. Eine erste Inversion von Stokes I und V Profilen von II Peg liefert zum ersten Mal für diesen Stern simultan Temperatur- und Magnetfeldverteilungen.
N2  - Stellar magnetic fields, as a crucial component of star formation and evolution, evade direct observation at least with current and near future instruments. However investigating whether magnetic fields are generated by a dynamo process or represent relics from the formation process, or whether they show a behavior similar to the sun or something very different, it is essential to investigate their structure and temporal evolution. Fortunately nature provides us with the possibility to indirectly observe surface topologies on distant stars by means of Doppler shift and polarization of light, though not without its challenges. Based on the mentioned effects, the so called Zeeman-Doppler Imaging technique is a powerful method to retrieve magnetic fields from rapid rotating stars based on measurements of spectropolarimetric observations in terms of Stokes profiles. In recent years, a large number of stellar magnetic field distributions could be reconstructed by Zeeman-Doppler Imaging (ZDI). However, the implementation of this method often relies on many approximations because, as an inversion method, it entails enormous computational requirements. The aim of this thesis is to develop methods for a ZDI, designed to invert time-resolved spectropolarimetric data of active late type stars, and to account for the expected complex and small scale magnetic fields on these stars. In order to reliably reconstruct the detailed field orientation and strength, the inversion method is employed to be able to use of all four Stokes components. Furthermore it is based on fully polarized radiative transfer calculations to account for the intricate interplay between temperature and magnetic field. Finally, the application of a newly developed ZDI code to Stokes I and V observations of II Pegasi (short: II Peg) was supposed to deliver the first magnetic surface maps for this highly active star. To accomplish the high computational burden of a radiative transfer based ZDI, we developed a novel approximation method to speed up the inversion process. It is based on Principal Component Analysis and Artificial Neural Networks. The latter approximate the functional mapping between atmospheric parameters and the corresponding local Stokes profiles. Inverse problems, as we are dealing with, are potentially ill-posed and require a regularization method. We propose a new regularization scheme, which implements a local entropy function that accounts for the peculiarities of the reconstruction of localized magnetic fields. To deal with the relatively large noise that is always present in polarimetric data, we developed a multi-line denoising technique based on Principal Component Analysis. In contrast to other multi-line techniques that extract from a large number of spectral lines a sort of mean profile, this method allows to extract individual spectral lines and thus allows for an inversion on the basis of specific lines. All these methods are incorporated in our newly developed ZDI code iMap, which is based on a conjugated gradient method. An in depth validation of our new synthesis method demonstrates the reliability and accuracy of this approach as well as a gain in computation time by almost three orders of magnitude relative to the conventional radiative transfer calculations. We investigated the influence of the different Stokes components (IV / IVQU) on the ability to reconstruct a known synthetic field configuration. In doing so we validate the capability of our inversion code, and we also assess limitations of magnetic field inversions in general. In a first application to II Peg, a K2 IV subgiant, we derived temperature and magnetic field surface distributions from spectropolarimetric data obtained in 2004 and 2007. It gives for the first time simultaneously the temporal evolution of the surface temperature and magnetic field distribution on II Peg.
KW  - Stellare Aktivität
KW  - Magnetfelder
KW  - Polarisation
KW  - Späte Sterne
KW  - Oberflächenstrukturen
KW  - stellar activity
KW  - magnetic fields
KW  - polarization
KW  - late-type stars
KW  - surface features
Y1  - 2008
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-37387
ER  -