TY - THES A1 - Schmoll, Jürgen T1 - 3D-Spektrofotometrie extragalaktischer Emissionslinienobjekte N2 - Populärwissenschaftlicher Abstract: Bislang gibt es in der beobachtenden optischen Astronomie zwei verschiedene Herangehensweisen: Einerseits werden Objekte durch Kameras abbildend erfaßt, andererseits werden durch die wellenlängenabhängige Zerlegung ihres Lichtes Spektren gewonnen. Das Integral - Field - Verfahren ist eine relativ neue Technik, welche die genannten Beobachtungsmethoden vereint. Das Objektbild im Teleskopfokus wird in räumlich zerlegt und jedes Ortselement einem gemeinsamen Spektrografen zugeführt. Hierdurch wird das Objekt nicht nur zweidimensional räumlich erfaßt, sondern zusätzlich die spektrale Kompenente als dritte Dimension erhalten, weswegen das Verfahren auch als 3D-Methode bezeichnet wird. Anschaulich kann man sich das Datenresultat als eine Abbildung vorstellen, in der jeder einzelne Bildpunkt nicht mehr nur einen Intensitätswert enthält, sondern gleich ein ganzes Spektrum. Diese Technik ermöglicht es, ausgedehnte Objekte im Unterschied zu gängigen Spaltspektrografen komplett zu erfassen. Die besondere Stärke der Methode ist die Möglichkeit, die Hintergrundkontamination der unmittelbaren Umgebung des Objektes zu erfassen und in der Auswertung zu berücksichtigen. Durch diese Fähigkeit erscheint die 3D-Methode prädestiniert für den durch moderne Großteleskope erschlossenen Bereich der extragalaktischen Stellarastronomie. Die detaillierte Untersuchung aufgelöster stellare Populationen in nahegelegenen Galaxien ist erst seit kurzer Zeit dank der Fortschritte mit modernen Grossteleskopen und fortschrittlicher Instrumentierung möglich geworden. Wegen der Bedeutung für die Entstehung und Evolution von Galaxien werden diese Arbeiten zukünftig weiter an Bedeutung gewinnen. In der vorliegenden Arbeit wurde die Integral-Field-Spektroskopie an zwei planetarischen Nebeln in der nächstgelegenen großen Spiralgalaxie M31 (NGC 224) getestet, deren Helligkeiten und Koordinaten aus einer Durchmusterung vorlagen. Hierzu wurden Beobachtungen mit dem MPFS-Instrument am russischen 6m - Teleskop in Selentschuk/Kaukasus sowie mit INTEGRAL/WYFFOS am englischen William-Herschel-Teleskop auf La Palma gewonnen. Ein überraschendes Ergebnis war, daß eins der beiden Objekte falsch klassifiziert wurde. Sowohl die meßbare räumliche Ausdehnung des Objektes als auch das spektrale Erscheinungsbild schlossen die Identität mit einem planetarischen Nebel aus. Mit hoher Wahrscheinlichkeit handelt es sich um einen Supernovaüberrest, zumal im Rahmen der Fehler an gleicher Stelle eine vom Röntgensatelliten ROSAT detektierte Röntgenquelle liegt. Die in diesem Projekt verwendeten Integral-Field-Instrumente wiesen zwei verschiedene Bauweisen auf, die sich miteinander vergleichen ließen. Ein Hauptkritikpunkt der verwendeten Instrumente war ihre geringe Lichtausbeute. Die gesammelten Erfahrung fanden Eingang in das Konzept des derzeit in Potsdam in der Fertigung befindlichen 3D-Instruments PMAS (Potsdamer Multi - Apertur - Spektrophotometer), welcher zunächst für das 3.5m-Teleskop des Calar - Alto - Observatoriums in Südspanien vorgesehen ist. Um die Effizienz dieses Instrumentes zu verbessern, wurde in dieser Arbeit die Kopplung der zum Bildrasterung verwendeten Optik zu den Lichtleitfasern im Labor untersucht. Die Untersuchungen zur Maximierung von Lichtausbeute und Stabilität zeigen, daß sich die Effizienz durch Auswahl einer geeigneten Koppelmethode um etwa 20 Prozent steigern lässt. N2 - Popular scientific abstract: Currently there are two different approaches in the observational optical astronomy: On the first hand objects are imaged with cameras, on the other hand spectra are produced. The integral-field-technique is a relatively new way to combine both branches. The object image in the telecopes focus is sampled spatially and each spatial bin assigned to a spectrograph. Hence the object is not only sampled spatially but the spectral component is achieved as a third dimension, so the name 3D-Method. The result is like an image but each point consists of a whole spectrum. The use of this technique is to sample objects completely in contrast to standard slit spectroscopy. The strength of this method is to deal with high background light contamination. So the 3D method looks convincing for the new branch of extragalactic stellar astronomy with modern large telescopes. The detailled investigation of spatially resolved extragalactic populations in nearby galaxies is a rather new topic demanding newest telescopes and instrumentation. These investigations are very important in future to understand the origin and evolution of galaxies. In this thesis the Integral-Field-Spectroscopy was tested for two planetary nebulae in the Andromeda galaxy M31. Observations have been made using the MPFS on the Russian 6m telescope and the INTEGRAL/WYFFOS setup on the 4.2m WHT on La Palma. A surprising result was that one of the two objects was wrongly identified as a planetary nebula. The spatial extension and spectral details excluded this object class. With high probability this object is a supernova remnant. The integral-field-instruments used in this thesis had different technical layouts, which were to compare to each other. The main critics is the poor efficiency of both devices. The experience made was utilized to optimize the concept of the recently developed 3D-instrument PMAS (Potsdam Multi- Aperture Spectrophotometer). PMAS will be used for the 3.5 m telescope at the Calar Alto observatory. To improve efficiency, the coupling of the optical fibers used to sample the object and guide the light into the spectrograph was optimized in the laboratory. This investigations showed that an increase of the coupling efficiency by about 20 percent is possible by using immersion coupling between fibers and lenses. KW - Ortsauflösende Spektrofotometrie KW - extragalaktische Stellarastronomie KW - Integral field spectroscopy KW - extragalactic stellar astronomy Y1 - 2001 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-0000372 ER - TY - THES A1 - Zajnulina, Marina T1 - Optical frequency comb generation in optical fibres T1 - Generierung von optischen Frequenzkämmen in optischen Fasern N2 - Optical frequency combs (OFC) constitute an array of phase-correlated equidistant spectral lines with nearly equal intensities over a broad spectral range. The adaptations of combs generated in mode-locked lasers proved to be highly efficient for the calibration of high-resolution (resolving power > 50000) astronomical spectrographs. The observation of different galaxy structures or the studies of the Milky Way are done using instruments in the low- and medium resolution range. To such instruments belong, for instance, the Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) being developed for the Very Large Telescope (VLT) of the European Southern Observatory (ESO) and the 4-metre Multi-Object Spectroscopic Telescope (4MOST) being in development for the ESO VISTA 4.1 m Telescope. The existing adaptations of OFC from mode-locked lasers are not resolvable by these instruments. Within this work, a fibre-based approach for generation of OFC specifically in the low- and medium resolution range is studied numerically. This approach consists of three optical fibres that are fed by two equally intense continuous-wave (CW) lasers. The first fibre is a conventional single-mode fibre, the second one is a suitably pumped amplifying Erbium-doped fibre with anomalous dispersion, and the third one is a low-dispersion highly nonlinear optical fibre. The evolution of a frequency comb in this system is governed by the following processes: as the two initial CW-laser waves with different frequencies propagate through the first fibre, they generate an initial comb via a cascade of four-wave mixing processes. The frequency components of the comb are phase-correlated with the original laser lines and have a frequency spacing that is equal to the initial laser frequency separation (LFS), i.e. the difference in the laser frequencies. In the time domain, a train of pre-compressed pulses with widths of a few pico-seconds arises out of the initial bichromatic deeply-modulated cosine-wave. These pulses undergo strong compression in the subsequent amplifying Erbium-doped fibre: sub-100 fs pulses with broad OFC spectra are formed. In the following low-dispersion highly nonlinear fibre, the OFC experience a further broadening and the intensity of the comb lines are fairly equalised. This approach was mathematically modelled by means of a Generalised Nonlinear Schrödinger Equation (GNLS) that contains terms describing the nonlinear optical Kerr effect, the delayed Raman response, the pulse self-steepening, and the linear optical losses as well as the wavelength-dependent Erbium gain profile for the second fibre. The initial condition equation being a deeply-modulated cosine-wave mimics the radiation of the two initial CW lasers. The numerical studies are performed with the help of Matlab scripts that were specifically developed for the integration of the GNLS and the initial condition according to the proposed approach for the OFC generation. The scripts are based on the Fourth-Order Runge-Kutta in the Interaction Picture Method (RK4IP) in combination with the local error method. This work includes the studies and results on the length optimisation of the first and the second fibre depending on different values of the group-velocity dispersion of the first fibre. Such length optimisation studies are necessary because the OFC have the biggest possible broadband and exhibit a low level of noise exactly at the optimum lengths. Further, the optical pulse build-up in the first and the second fibre was studied by means of the numerical technique called Soliton Radiation Beat Analysis (SRBA). It was shown that a common soliton crystal state is formed in the first fibre for low laser input powers. The soliton crystal continuously dissolves into separated optical solitons as the input power increases. The pulse formation in the second fibre is critically dependent on the features of the pulses formed in the first fibre. I showed that, for low input powers, an adiabatic soliton compression delivering low-noise OFC occurs in the second fibre. At high input powers, the pulses in the first fibre have more complicated structures which leads to the pulse break-up in the second fibre with a subsequent degradation of the OFC noise performance. The pulse intensity noise studies that were performed within the framework of this thesis allow making statements about the noise performance of an OFC. They showed that the intensity noise of the whole system decreases with the increasing value of LFS. N2 - Optische Frequenzkämme (OFK) stellen ein diskretes optisches Spektrum mit phasenkorrelierten Linien dar, die gleichen spektralen Abstand voneinander haben und fast gleiche Intensität über einen größeren Spektralbereich aufweisen. In modengelockten Lasern generierte Kämme haben sich als höchst effizient für die Kalibrierung von hochauflösenden (Auflösungsvermögen > 50000) astronomischen Spektrografen erwiesen. Die astronomische Beobachtung von verschiedenen Galaxie-Strukturen oder die Studien der Milchstraße werden jedoch mit Hilfe von nieder- bis mittelauflösenden Instrumenten gemacht. Zu solchen Instrumenten gehören zum Beispiel der Multi-Spectroscopic-Exproler (MUSE), der gerade für das Very-Large-Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) entwickelt wird, und das 4-metre-Multi-Object-Spectroscopic-Telescope (4MOST), das sich in der Entwicklung für das ESO-VISTA-4,1m-Teleskop befindet. Die existierenden Anpassungen von OFK von modengelockten Lasern sind für solche Instrumente nicht auflösbar. Im Rahmen dieser Arbeit wird ein faserbasierter Ansatz für die Generierung von OFK für den Bereich der nieder- bis mittelauflösenden Instrumente numerisch studiert. Die experimentelle Umsetzung dieses Ansatzes besteht aus drei optischen Fasern, in die das Strahlungsfeld von zwei Dauerstrichlasern mit gleicher Intensität eingespeist wird. Die erste Faser ist eine konventionelle Monomodefaser, die zweite ist eine Erbium-dotierte Verstärkerfaser mit negativer Dispersion, die dritte ist eine hoch nichtlineare Faser mit niedriger Dispersion. Die Entwicklung eines OFKs in diesem System geschieht auf folgende Art und Weise: als die Laserwellen mit verschiedenen Frequenzen sich durch die erste Faser ausbreiten, erzeugen sie einen Anfangskamm durch einen Kaskadenprozess der Vier-Wellen-Mischung (VWM). Die neu entstandenen Frequenzkomponenten des Kamms sind frequenzkorreliert und haben einen spektralen Abstand, der der Laserfrequenzseparation (LFS) gleicht. Dies entspricht dem Entstehen von einem Zug von prä-komprimierten optischen Impulsen mit Impulsbreiten von einigen Pikosekunden. Diese Impulse werden strakt komprimiert in der nachfolgenden Erbium-dotierten Faser: es entstehen Sub-100-Femtosekunden-Impulse mit breiten OFK-Spektren. In der anschließenden hochnichtlinearen Faser wird das Kamm-Spektrum weiter verbreitet, während seine Frequenzlinien in ihren Intensitäten ausgeglichen werden. Dieser Ansatz wurde mathematisch mit Hilfe einer Verallgemeinerten Nichtlinearen Schrödinger Gleichung (VNSG) modelliert, die die Terme für den nichtlinearen optischen Kerr-Effekt, den Raman-Effekt, die Impuls-Selbstaufsteilung, die optischen Verluste und das wellenlängenabhängigen Erbium-Verstärkungsprofil für die zweite Faser enthält. Die Gleichung der Anfangsbedingung von der Form einer bichromatischen tief durchmodulierten Kosinus-Welle repräsentiert das Strahlungsfeld zweier Dauerstrichlaser. Die numerischen Studien sind mit Hilfe von Matlab-Skripten durchgeführt, die speziell für die numerische Integration der VNSG mit der bichromatischen Kosinus-Welle als Anfangsbedingung entworfen worden sind. Diese Skripte basieren auf dem numerischen Verfahren Fourth-Order Runge-Kutta in the Interaction Picture Method, das mit der Methode der Auswertung von lokalen numerischen Fehlern kombiniert wurde. Diese Arbeit enthält die Studien und Resultate der Optimierung der Längen der ersten und der zweiten Faser in Abhängigkeit von der Gruppengeschwindigkeitsdispersion der ersten Faser. Solche Optimierungsstudien sind notwendig, da genau an solche optimierten Längen weisen die Frequenzkämme die größte Bandbreite auf sowie das niedrigste Rauschniveau. Des Weiteren wurde der Aufbau von optischen Impulsen in der ersten und der zweiten Faser des Ansatzes mittels der numerischen Technik Soliton Radiation Beat Analysis analysiert. Es wurde gezeigt, dass für niedrige Eingangsleistungen ein kollektiver Solitonenkristall in der ersten Faser generiert wird, der sich mit steigender Eingangsleistung in freie optische Solitonen auflöst. Was die zweite Faser betrifft, so wurde gezeigt, dass der Aufbau und Ausbreitung von optischen Impulsen in dieser Faser kritisch von den Eigenschaften der Impulse abhängt, die in der ersten Faser aufgebaut wurden. So findet adiabatische Solitonenkompression in der zweiten Faser statt, falls die Eingangsleistung niedrig ist und die Form der Impulse in der ersten Faser relativ einfach. Für höhere Eingangsleistungen ist der Aufbau und somit die Dynamik der Impulse in der ersten Faser komplizierter. Solche Impulse zerfallen dann in der zweiten Faser, was zum Erhöhen des Intensitätsrauschens führt. Die Studien des Intensitätsrauschens der optischen Impulse, die im Rahmen dieser Arbeit durchgeführt wurden, erlauben die Aussagen über das Rauschverhalten der OFK. Diese Studien haben gezeigt, dass das Intensitätsrauschen des Gesamtsystems (d.h. aller drei Fasern) mit steigender LFS nachlässt. KW - optical frequency combs KW - spectrograph calibration KW - generalised nonlinear Schrödinger equation KW - four-wave mixing KW - optical solitons KW - optische Frequenzkämme KW - Kalibrierung von Spektrografen KW - verallgemeinerte nichlineare Schrödinger Gleichung KW - Vier-Wellen-Mischung KW - optische Solitonen Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-88776 ER - TY - THES A1 - Herenz, Edmund Christian T1 - Detecting and understanding extragalactic Lyman α emission using 3D spectroscopy T1 - Detektion und Interpretation extragalaktischer Lyman Alpha Emission mittels 3D Spektroskopie N2 - In this thesis we use integral-field spectroscopy to detect and understand of Lyman α (Lyα) emission from high-redshift galaxies. Intrinsically the Lyα emission at λ = 1216 Å is the strongest recombination line from galaxies. It arises from the 2p → 1s transition in hydrogen. In star-forming galaxies the line is powered by ionisation of the interstellar gas by hot O- and B- stars. Galaxies with star-formation rates of 1 - 10 Msol/year are expected to have Lyα luminosities of 42 dex - 43 dex (erg/s), corresponding to fluxes ~ -17 dex - -18 dex (erg/s/cm²) at redshifts z~3, where Lyα is easily accessible with ground-based telescopes. However, star-forming galaxies do not show these expected Lyα fluxes. Primarily this is a consequence of the high-absorption cross-section of neutral hydrogen for Lyα photons σ ~ -14 dex (cm²). Therefore, in typical interstellar environments Lyα photons have to undergo a complex radiative transfer. The exact conditions under which Lyα photons can escape a galaxy are poorly understood. Here we present results from three observational projects. In Chapter 2, we show integral field spectroscopic observations of 14 nearby star-forming galaxies in Balmer α radiation (Hα, λ = 6562.8 Å). These observations were obtained with the Potsdam Multi Aperture Spectrophotometer at the Calar-Alto 3.5m Telescope}. Hα directly traces the intrinsic Lyα radiation field. We present Hα velocity fields and velocity dispersion maps spatially registered onto Hubble Space Telescope Lyα and Hα images. From our observations, we conjecture a causal connection between spatially resolved Hα kinematics and Lyα photometry for individual galaxies. Statistically, we find that dispersion-dominated galaxies are more likely to emit Lyα photons than galaxies where ordered gas-motions dominate. This result indicates that turbulence in actively star-forming systems favours an escape of Lyα radiation. Not only massive stars can power Lyα radiation, but also non-thermal emission from an accreting super-massive black hole in the galaxy centre. If a galaxy harbours such an active galactic nucleus, the rate of hydrogen-ionising photons can be more than 1000 times higher than that of a typical star-forming galaxy. This radiation can potentially ionise large regions well outside the main stellar body of galaxies. Therefore, it is expected that the neutral hydrogen from these circum-galactic regions shines fluorescently in Lyα. Circum-galactic gas plays a crucial role in galaxy formation. It may act as a reservoir for fuelling star formation, and it is also subject to feedback processes that expel galactic material. If Lyα emission from this circum-galactic medium (CGM) was detected, these important processes could be studied in-situ around high-z galaxies. In Chapter 3, we show observations of five radio-quiet quasars with PMAS to search for possible extended CGM emission in the Lyα line. However, in four of the five objects, we find no significant traces of this emission. In the fifth object, there is evidence for a weak and spatially quite compact Lyα excess at several kpc outside the nucleus. The faintness of these structures is consistent with the idea that radio-quiet quasars typically reside in dark matter haloes of modest masses. While we were not able to detect Lyα CGM emission, our upper limits provide constraints for the new generation of IFS instruments at 8--10m class telescopes. The Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) at ESOs Very Large Telescopeis such an unique instrument. One of the main motivating drivers in its construction was the use as a survey instrument for Lyα emitting galaxies at high-z. Currently, we are conducting such a survey that will cover a total area of ~100 square arcminutes with 1 hour exposures for each 1 square arcminute MUSE pointing. As a first result from this survey we present in Chapter 5 a catalogue of 831 emission-line selected galaxies from a 22.2 square arcminute region in the Chandra Deep Field South. In order to construct the catalogue, we developed and implemented a novel source detection algorithm -- LSDCat -- based on matched filtering for line emission in 3D spectroscopic datasets (Chapter 4). Our catalogue contains 237 Lyα emitting galaxies in the redshift range 3 ≲ z ≲ 6. Only four of those previously had spectroscopic redshifts in the literature. We conclude this thesis with an outlook on the construction of a Lyα luminosity function based on this unique sample (Chapter 6). N2 - In der vorliegenden Doktorarbeit präsentieren wir Resultate aus drei integralfeldspektroskopischen Beobachtungskampagnen die mit der Intention Lyman α (Lyα) Strahlung von hoch-rotverschobenen Galaxien zu detektieren und zu verstehen durchgeführt wurden. Die Lyα Emissionslinie im ultravioletten Teil des elektromagnetischen Spektrums (λ = 1216 Å) ist intrinsisch die stärkste Rekombinationslinie im Linienspektrum sternbildender Galaxien. Die Linie ist eine Folge der Ionisation des interstellaren Gases durch heiße O- und B- Sterne. Man erwartet von Galaxien mit Sternentstehungsraten 1 - 10 Msol/Jahr intrinsische Lyα Leuchtkräfte von 42 dex - 43 dex (erg/s), was bei Rotverschiebungen von z~3, bei denen Lyα mit bodengebundenen Teleskopen zu beobachten ist, einem Strahlungsstrom von ~ -17 dex - -18 dex (erg/s/cm²) entspricht. Allerdings werden nicht von allen sternbildenen Galaxien derartige Lyα Strahlungsströme gemessen. Dies ist in erster Linie eine direkte Konsequenz des hohen Absorptionsquerschnitts von neutralem Wasserstoff für Lyα Photonen. Deshalb erfahren Lyα Photonen einen komplexen Strahlungstransportprozess in typischen interstellaren Umgebungen. Die exakten Bedingungen bei denen Lyα Strahlung eine Galaxie verlassen sind noch nicht hinreichend gut verstanden. Diesbezüglich werden in Kapitel 2 dieser Arbeit integralfeldspektroskopische Beobachtungsergebnisse der Balmer α Strahlung (Hα, λ = 6562.8 Å) von 14 nahen sternbildenden Galaxien gezeigt. Die Beobachtungsdaten wurden mit dem Potsdam Multi Aperture Spectrophotometer (PMAS) am Calar Alto 3.5m Teleskop gewonnen. Hα Strahlung ist eine direkte Kopie des intrinischen Lyα Strahlungsfeldes der Galaxien. Wir zeigen unsere Hα Geschwindigkeitsfelder und Geschwindigkeitsdispersionsfelder räumlich überlagert zu Hubble-Weltraumteleskop-Bildaufnahmen der Lyα und Hα Strahlungsströme. Aus diesen Beobachtungen können wir schlussfolgern, dass in einigen Galaxien kausale Zusammenhänge zwischen der Hα-Kinematik und der Lyα-Photometrie bestehen. Statistisch signifikant finden wir, dass Galaxien, bei denen chaotische Dispersionsbewegungen dominieren, wahrscheinlicher Lyα Strahlung abgeben als Galaxien bei denen die Gasbewegungen durch geordnete Bewegungen dominiert sind. Dieses Resultat ist ein Indiz dafür, dass Turbulenz im interstellaren Medium aktiv sternbildender Galaxien schafft, welche ein Austreten der Lyα-Strahlung begünstigen. Neben massereichen Sternen kann nicht-thermische Strahlung eines akretierenden supermassereichen schwarzen Loches eine weitere Energiequelle zur Erzeugung von Lyα Strahlung sein. Wenn eine Galaxie einen solchen aktiven Galaxienkern enthält, kann die Rate der ionisierenden Photonen 1000-mal höher sein als bei einer normalen sternbildenden Galaxie. Diese Strahlung hat das Potential große Bereiche weit ausserhalb der Sternansammlungen der Galaxien zu ionisieren. Deshalb ist zu erwarten, dass der neutrale Wasserstoff in diesen zirkum-galaktischen Gebieten in Lyα-Strahlung fluoresziert. Dieses zirkum-galaktische Gas spielt eine wesentliche Rolle bei der Entwicklung von Galaxien. Zum Einen ist es das Reservoir aus denen Sternentstehungsprozesse ihr Gas beziehen, zum Anderen ist es Wechselwirkungsprozessen ausgesetzt, bei denen Gas aus der Galaxie hinausgeschleudert wird. Wenn Lyα-Strahlung dieses zirkum-galaktischen Mediums detektiert werden könnte, ließen sich diese fundamentalen Prozesse der Galaxienentwicklung detaillierter studieren. In Kapitel 3 dieser Arbeit zeigen wir PMAS Beobachtungsdaten von 5 radio-leisen Quasaren in denen wir nach dieser ausgedehnten Lyα-Strahlung gesucht haben. Jedoch haben wir für 4 unserer Quasare keine signifikanten Spuren dieser ausgedehnten Strahlung entdecken können. Im fünften Objekt finden wir in Entfernung von einigen Kiloparsec zum Kern Anzeichen für eine schwache und räumlich eher kompakte Quelle. Deartig schwache Flüsse von solchen Strukturen erscheinen konsistent mit der Annahme, dass radio-leise Quasare sich in Halos aus dunkler Materie mit eher moderaten Massen befinden. Obwohl wir nicht direkt Lyα-Strahlung vom zirkum-galaktischen Medium detektieren konnten, sind unsere Detektionsgrenzen von Nutzem bei der Planung von diesbezüglichen Beobachtungen mit der neuen Generation von Integralfeldspektrographen an 8--10m Teleskopen. Ein derartiges Instrument ist der Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) am ESO Very Large Telescope. Einer der Hauptbeweggründe für dessen Konstruktion war die Verwendung als Durchmusterungsinstrument für Lyα emittierende Galaxien bei hohen Rotverschiebungen. Aktuell führen wir eine derartige Durchmusterungskampagne durch. Nach deren Abschluss, werden wir eine Fläche von 100 Quadratbogenminuten durchmustert haben. In Kapitel 5 dieser Arbeit präsentieren wir als erstes Resultat einen Katalog von 831 Emissionslinienselektierten Galaxien in einer 22.2 Quadratbogenminuten großen Region im Chandra Deep Field South. Um diesen Katalog zu erzeugen, haben wir eine neuartige Quellendetektionsmethode für integralfeldspektroskopische Datensätze entwickelt und implementiert (Kapitel 4). Unser Katalog enthält 237 Lyα emittierende Galaxien bei Rotverschiebungen 3 ≲ z ≲ 6. Aufgrund ihrer geringen Kontinuumsflussdichten existierten zuvor nur von 4 dieser Galaxien spektroskopische Rotverschiebungen. Als Abschluss dieser Arbeit präsentieren wir einen Ausbick bezüglich der Konstruktion einer Leuchtkraftfunktion dieser einzigartigen Lyα Galaxienstichprobe (Kapitel 6). KW - astrophysics KW - galaxies KW - high redshift galaxies KW - integral field spectroscopy KW - quasars KW - Astrophysik KW - Galaxien KW - Galaxien bei hoher Rotverschiebung KW - Integralfeldspektroskopie KW - Quasare Y1 - 2016 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-102341 ER - TY - THES A1 - Stoll, Andreas T1 - Advanced spectroscopic instruments enabled by integrated optics N2 - The aim of this work is the study of silica Arrayed Waveguide Gratings (AWGs) in the context of applications in astronomy. The specific focus lies on the investigation of the feasibility and technology limits of customized silica AWG devices for high resolution near-infrared spectroscopy. In a series of theoretical and experimental studies, AWG devices of varying geometry, foot-print and spectral resolution are constructed, simulated using a combination of a numerical beam propagation method and Fraunhofer diffraction and fabricated devices are characterized with respect to transmission efficiency, spectral resolution and polarization sensitivity. The impact of effective index non-uniformities on the performance of high-resolution AWG devices is studied numerically. Characterization results of fabricated devices are used to extrapolate the technology limits of the silica platform. The important issues of waveguide birefringence and defocus aberration are discussed theoretically and addressed experimentally by selection of an appropriate aberration-minimizing anastigmatic AWG layout structure. The drawbacks of the anastigmatic AWG geometry are discussed theoretically. From the results of the experimental studies, it is concluded that fabrication-related phase errors and waveguide birefringence are the primary limiting factors for the growth of AWG spectral resolution. It is shown that, without post-processing, the spectral resolving power is phase-error-limited to R < 40, 000 and, in the case of unpolarized light, birefringence-limited to R < 30, 000 in the AWG devices presented in this work. Necessary measures, such as special waveguide geometries and post-fabrication phase error correction are proposed for future designs. The elimination of defocus aberration using an anastigmatic AWG geometry is successfully demonstrated in experiment. Finally, a novel, non-planar dispersive in-fibre waveguide structure is proposed, discussed and studied theoretically. N2 - Das Ziel der vorliegenden Arbeit ist die Untersuchung von Arrayed Waveguide Gratings (AWGs) auf SiO2-Basis im Kontext von Anwendungen in der Astronomie. Der besondere Fokus liegt auf der Untersuchung der Machbarkeit und der technologischen Grenzen von spezialisierten AWGs für die hochauflösende Nahinfrarot-Spektroskopie. In einer Reihe von theoretischen und experimentellen Studien werden AWGs unterschiedlicher Geometrie, Größe und spektraler Auflösung konstruiert, unter Verwendung einer numerischen Beam-Propagation-Methode (BPM) und Fraunhofer-Beugung simuliert und hinsichtlich Effizienz, spektraler Auflösung und Polarisationsempfindlichkeit charakterisiert. Der Einfluss von Variationen des effektiven Brechungsindex auf die Leistung von hochauflösenden AWGs wird numerisch untersucht. Mit hergestellten AWGs gewonnene Messergebnisse werden verwendet, um die technologischen Grenzen der SiO2-Plattform zu extrapolieren. Die relevanten Probleme der Polarisationsempfindlichkeit und der in kanonischen Rowland-Geometrien auftretenden Defokusaberration werden theoretisch diskutiert und experimentell durch die Auswahl einer geeigneten aberrationsminimierenden AWG-Struktur angegangen. Die Nachteile anastigmatischer AWGs werden theoretisch diskutiert. Aus den Ergebnissen der experimentellen Studien wird geschlossen, dass herstellungsbedingte Phasenfehler und Wellenleiter-Doppelbrechung die primären begrenzenden Faktoren für die Erhöhung der AWG-Spektralauflösung sind. Es wird gezeigt, dass das spektrale Auflösungsvermögen der in dieser Arbeit präsentierten AWGs ohne Phasenfehlerkorrektur auf R < 40, 000 und durch Doppelbrechung auf R < 30, 000 im Fall unpolarisierten Lichtes begrenzt ist. Notwendige Maßnahmen wie spezielle Wellenleitergeometrien und Phasenfehlerkorrektur nach der Herstellung werden für zukünftige AWG-Designs empfohlen. Die Eliminierung von Defokussierungsfehlern unter Verwendung einer anastigmatischen AWG-Geometrie wird erfolgreich im Experiment demonstriert. Schließlich wird eine neuartige, in eine optische Faser eingebettete, nicht-planare dispersive Wellenleiterstruktur vorgeschlagen, diskutiert und theoretisch untersucht. KW - Astrophotonics KW - Integrated spectrograph KW - planar lightwave circuit KW - arrayed waveguide grating KW - silica-on-silicon KW - Astrophotonik KW - integrierter Spektrograph KW - planare Lichtwellenleiter KW - Siliziumdioxid-auf-Silizium Y1 - 2022 ER - TY - THES A1 - Keles, Engin T1 - Atmospheric properties and dynamics of gaseous exoplanets inferred from high-resolution alkali line transmission spectroscopy N2 - The characterization of exoplanets applying high-resolution transmission spectroscopy ini- tiated a new era making it possible to trace atmospheric signature at high altitudes in exoplanet atmospheres and to determine atmospheric properties which enrich our under- standing of the formation and evolution of the solar system. In contrast to what is observed in our solar system, where gaseous planets orbit at wide orbits, Jupiter type exoplanets were detected in foreign stellar systems surrounding their host stars within few days, in close orbits, the so called hot- and ultra-hot Jupiters. The most well studied ones are HD209458b and HD189733b, which are the first exoplanets where absorption is detected in their atmospheres, namely from the alkali line sodium. For hot Jupiters, the resonant alkali lines are the atmospheric species with one of the strongest absorption signatures, due to their large absorption cross-section. However, al- though the alkali lines sodium and potassium were detected in low-resolution observations for various giant exoplanets, potassium was absent in different high-resolution investiga- tions in contrast to sodium. The reason for this is quite puzzling, since both alkalis have very similar physical and chemical properties (e.g. condensation and ionization proper- ties). Obtaining high-resolution transit observations of HD189733b and HD209458b, we were able to detect potassium on HD189733b (Manuscript 1), which was the first high-resolution detection of potassium on an exoplanet. The absence of potassium on HD209458b could be reasoned by depletion processes, such as condensation or photo-ionization or high-altitude clouds. In a further study (Manuscript II), we resolved the potassium line and compared this to a previously detected sodium absorption on this planet. The comparison showed, that the potassium lines are either tracing different altitudes and temperatures compared to the sodium lines, or are depleted so that the planetary Na/K- ratio is way larger than the stellar one. A comparison of the alkali lines with synthetic line profiles showed that the sodium lines were much broader than the potassium lines, probably being induced by winds. To investigate this, the effect of zonal streaming winds on the sodium lines on Jupiter-type planets is investigated in a further study (Manuscript III), showing that such winds can significantly broaden the Na- lines and that high-resolution observations can trace such winds with different properties. Furthermore, investigating the Na-line observations for different exoplanets, I showed that the Na-line broadening follows a trend with cooler planets showing stronger line broadening and so hinting on stronger winds, matching well into theoretical predictions. Each presented manuscript depends on the re- sults published within the previous manuscript, yielding a unitary study of the exoplanet HD189733b. The investigation of the potassium absorption required to account for different effects: The telluric lines removal and the effect of center-to-limb variation (see Manuscript I), the residual Rossiter-Mc-Laughlin effect (see Manuscript II) and the broadening of spectral lines on a translucent atmospheric ring by zonal jet streams (see Manuscript III). This thesis shows that high-resolution transmission spectroscopy is a powerful tool to probe sharp alkali line absorption on giant exoplanet atmospheres and to investigate on the properties and dynamics of hot Jupiter type atmospheres. KW - planets and satellites: atmospheres KW - planets and satellites: composition KW - planets and satellites: gaseous planets KW - exoplanets Y1 - 2021 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 - Späker, Oliver C. T1 - Structure-property-function relationships in the cornea of Limulus polyphemus Y1 - 2022 ER - TY - THES A1 - Bachmann, Felix T1 - Non-linearity of magnetic micropropellers BT - chances and challenges of complex dynamics at the microscale Y1 - 2019 ER - TY - THES A1 - Schulze, Andreas T1 - Demographics of supermassive black holes T1 - Demgraphie supermassereicher Schwarzer Löcher N2 - Supermassive black holes are a fundamental component of the universe in general and of galaxies in particular. Almost every massive galaxy harbours a supermassive black hole (SMBH) in its center. Furthermore, there is a close connection between the growth of the SMBH and the evolution of its host galaxy, manifested in the relationship between the mass of the black hole and various properties of the galaxy's spheroid component, like its stellar velocity dispersion, luminosity or mass. Understanding this relationship and the growth of SMBHs is essential for our picture of galaxy formation and evolution. In this thesis, I make several contributions to improve our knowledge on the census of SMBHs and on the coevolution of black holes and galaxies. The first route I follow on this road is to obtain a complete census of the black hole population and its properties. Here, I focus particularly on active black holes, observable as Active Galactic Nuclei (AGN) or quasars. These are found in large surveys of the sky. In this thesis, I use one of these surveys, the Hamburg/ESO survey (HES), to study the AGN population in the local volume (z~0). The demographics of AGN are traditionally represented by the AGN luminosity function, the distribution function of AGN at a given luminosity. I determined the local (z<0.3) optical luminosity function of so-called type 1 AGN, based on the broad band B_J magnitudes and AGN broad Halpha emission line luminosities, free of contamination from the host galaxy. I combined this result with fainter data from the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) and constructed the best current optical AGN luminosity function at z~0. The comparison of the luminosity function with higher redshifts supports the current notion of 'AGN downsizing', i.e. the space density of the most luminous AGN peaks at higher redshifts and the space density of less luminous AGN peaks at lower redshifts. However, the AGN luminosity function does not reveal the full picture of active black hole demographics. This requires knowledge of the physical quantities, foremost the black hole mass and the accretion rate of the black hole, and the respective distribution functions, the active black hole mass function and the Eddington ratio distribution function. I developed a method for an unbiased estimate of these two distribution functions, employing a maximum likelihood technique and fully account for the selection function. I used this method to determine the active black hole mass function and the Eddington ratio distribution function for the local universe from the HES. I found a wide intrinsic distribution of black hole accretion rates and black hole masses. The comparison of the local active black hole mass function with the local total black hole mass function reveals evidence for 'AGN downsizing', in the sense that in the local universe the most massive black holes are in a less active stage then lower mass black holes. The second route I follow is a study of redshift evolution in the black hole-galaxy relations. While theoretical models can in general explain the existence of these relations, their redshift evolution puts strong constraints on these models. Observational studies on the black hole-galaxy relations naturally suffer from selection effects. These can potentially bias the conclusions inferred from the observations, if they are not taken into account. I investigated the issue of selection effects on type 1 AGN samples in detail and discuss various sources of bias, e.g. an AGN luminosity bias, an active fraction bias and an AGN evolution bias. If the selection function of the observational sample and the underlying distribution functions are known, it is possible to correct for this bias. I present a fitting method to obtain an unbiased estimate of the intrinsic black hole-galaxy relations from samples that are affected by selection effects. Third, I try to improve our census of dormant black holes and the determination of their masses. One of the most important techniques to determine the black hole mass in quiescent galaxies is via stellar dynamical modeling. This method employs photometric and kinematic observations of the galaxy and infers the gravitational potential from the stellar orbits. This method can reveal the presence of the black hole and give its mass, if the sphere of the black hole's gravitational influence is spatially resolved. However, usually the presence of a dark matter halo is ignored in the dynamical modeling, potentially causing a bias on the determined black hole mass. I ran dynamical models for a sample of 12 galaxies, including a dark matter halo. For galaxies for which the black hole's sphere of influence is not well resolved, I found that the black hole mass is systematically underestimated when the dark matter halo is ignored, while there is almost no effect for galaxies with well resolved sphere of influence. N2 - Supermassereiche Schwarze Löcher sind ein fundamentaler Bestandteil unseres Universims im Allgemeinen, und von Galaxien im Besonderen. Fast jede massereiche Galaxie beherbergt ein supermassereiches Schwarzes Loch in seinem Zentrum. Außerdem existiert eine enge Beziehung zwischen dem Wachstum des Schwarzen Loches und der Entwicklung seiner umgebenden Galaxie. Diese zeigt sich besonders in der engen Beziehung zwischen der Masse eines Schwarzen Loches und den Eigenschaften der sphäroidalen Komponente der Galaxie, beispielsweise seiner stellaren Geschwindigkeitsdispersion, seiner Leuchtkraft und seiner Masse. Diese Beziehung erklären zu können, sowie das Wachstum von Schwarzen Löchern zu verstehen, liefert einen wichtigen Beitrag zu unserem Bild der Entstehung und Entwicklung von Galaxien. In dieser Arbeit steuere ich verschiedene Beiträge dazu bei unser Verständnis des Vorkommens Schwarzer Löcher und der Beziehung zu ihren Galaxien zu verbessern. Zunächst versuche ich ein vollständiges Bild der Anzahl und Eigenschaften Schwarzer Löcher zu erhalten. Dazu beschränke ich mich auf aktive Schwarze Löcher, wie man sie im Universum als Aktive Galaxienkerne (AGN) in großen Himmelsdurchmusterungen finden kann. Ich benutze eine solche Durchmusterung, das Hamburg/ESO Survey (HES), um die AGN Population im lokalen Universum zu studieren. Dazu habe ich die optische Leuchtkraftfunktion von AGN bestimmt. Diese habe ich mit anderen Ergebnissen leuchtschwächerer AGN kombiniert um die bisher beste AGN Leuchtkraftfunktion im lokalen Universum zu erhalten. Der Vergleich mit Ergebnissen bei höherer kosmischer Rotverschiebung bestätigt unser Bild des sogenannten "AGN downsizing". Dies sagt aus, dass leuchtkräftige AGN bei hoher Rotverschiebung am häufigsten vorkommen, während leuchtschwache AGN bei niedriger Rotverschiebung am häufigsten sind. Allerdings verrät uns die AGN Leuchtkraftfunktion allein noch nicht das ganze Bild der Demographie Schwarzer Löcher. Vielmehr sind wir an den zugrunde liegenden Eigenschaften, vor allem der Masse und der Akkretionsrate der Schwarzen Löcher, sowie deren statistischen Verteilungsfunktionen, interessiert. Ich habe eine Methode entwickelt um diese beiden Verteilungsfunktionen zu bestimmen, basierend auf der Maximum-Likelihood-Methode. Ich habe diese Methode benutzt um die aktive Massenfunktion Schwarzer Löcher, sowie die Verteilungsfunktion ihrer Akkretionsraten für das lokale Universum aus dem HES zu bestimmen. Sowohl die Akkretionsraten, als auch die Massen der Schwarzen Löcher zeigen intrinsisch eine breite Verteilung, im Gegensatz zur schmaleren beobachtbaren Verteilung. Der Vergleich der aktiven Massenfunktion mit der gesamten Massenfunktion Schwarzer Löcher zeigt ebenfalls Hinweise auf "AGN downsizing". Als nächstes habe ich mich mit Untersuchungen zur zeitlichen Entwicklung in den Beziehungen zwischen Schwarzem Loch und Galaxie beschäftigt. Diese kann helfen unser theoretisches Veständnis der physikalischen Vorgänge zu verbessern. Beobachtungen sind immer auch Auswahleffekten unterworfen. Diese können die Schlussfolgerungen aus den Beobachtungen zur Entwicklung in den Beziehungen beeinflussen, wenn sie nicht entsprechend berücksichtigt werden. Ich habe den Einfluss von Auswahleffekten auf AGN Stichproben im Detail untersucht, und verschiedende möchgliche Einflussquellen identifiziert, die die Beziehung verfälschen können. Wenn die Auswahlkriterien der Stichprobe, sowie die zugrunde liegenden Verteilungen bekannt sind, so ist es möglich für die Auswahleffekte zu korrigieren. Ich habe eine Methode entwickelt, mit der man die intrinsische Beziehung zwischem Schwarzem Loch und Galaxie aus den Beobachtungen rekonstruieren kann. Schließlich habe ich mich auch inaktiven Schwarzen Löchern und der Bestimmung ihrer Massen gewidmet. Eine der wichtigsten Methoden die Masse Schwarzer Löcher in normalen Galaxien zu bestimmen ist stellardynamische Modellierung. Diese Methode benutzt photometrische und kinematische Beobachtungen, und rekonstruiert daraus das Gravitationspotenzial aus der Analyse stellarer Orbits. Bisher wurde in diesen Modellen allerdings der Einfluss des Halos aus Dunkler Materie vernachlässigt. Dieser kann aber die Bestimmung der Masse des Schwarzen Loches beeinflussen. Ich habe 12 Galaxien mit Hilfe stellardynamischer Modellierung untersucht und dabei auch den Einfluss des Halos aus Dunkler Materie berücksichtigt. Für Galaxien bei denen der Einflussbereich des Schwarzen Loches nicht sehr gut räumlich aufgelöst war, wird die Masse des Schwarzen Loches systematisch unterschätzt, wenn der Dunkle Materie Halo nicht berücksichtigt wird. Auf der anderen Seite ist der Einfluss gering, wenn die Beobachtungen diesen Einflussbereich gut auflösen können. KW - Astrophysik KW - Quasare KW - Schwarze Löcher KW - AGN KW - Statistik KW - astrophysics KW - quasars KW - black holes KW - AGN KW - statistics Y1 - 2011 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-54464 ER - TY - THES A1 - Avila, Gastón T1 - Asymptotic staticity and tensor decompositions with fast decay conditions T1 - Asymptotisch statische Anfangsdaten und Tensor-Zerlegungen mit starken Abfallbedingungen N2 - Corvino, Corvino and Schoen, Chruściel and Delay have shown the existence of a large class of asymptotically flat vacuum initial data for Einstein's field equations which are static or stationary in a neighborhood of space-like infinity, yet quite general in the interior. The proof relies on some abstract, non-constructive arguments which makes it difficult to calculate such data numerically by using similar arguments. A quasilinear elliptic system of equations is presented of which we expect that it can be used to construct vacuum initial data which are asymptotically flat, time-reflection symmetric, and asymptotic to static data up to a prescribed order at space-like infinity. A perturbation argument is used to show the existence of solutions. It is valid when the order at which the solutions approach staticity is restricted to a certain range. Difficulties appear when trying to improve this result to show the existence of solutions that are asymptotically static at higher order. The problems arise from the lack of surjectivity of a certain operator. Some tensor decompositions in asymptotically flat manifolds exhibit some of the difficulties encountered above. The Helmholtz decomposition, which plays a role in the preparation of initial data for the Maxwell equations, is discussed as a model problem. A method to circumvent the difficulties that arise when fast decay rates are required is discussed. This is done in a way that opens the possibility to perform numerical computations. The insights from the analysis of the Helmholtz decomposition are applied to the York decomposition, which is related to that part of the quasilinear system which gives rise to the difficulties. For this decomposition analogous results are obtained. It turns out, however, that in this case the presence of symmetries of the underlying metric leads to certain complications. The question, whether the results obtained so far can be used again to show by a perturbation argument the existence of vacuum initial data which approach static solutions at infinity at any given order, thus remains open. The answer requires further analysis and perhaps new methods. N2 - Corvino, Corvino und Schoen als auch Chruściel und Delay haben die Existenz einer grossen Klasse asymptotisch flacher Anfangsdaten für Einsteins Vakuumfeldgleichungen gezeigt, die in einer Umgebung des raumartig Unendlichen statisch oder stationär aber im Inneren der Anfangshyperfläche sehr allgemein sind. Der Beweis beruht zum Teil auf abstrakten, nicht konstruktiven Argumenten, die Schwierigkeiten bereiten, wenn derartige Daten numerisch berechnet werden sollen. In der Arbeit wird ein quasilineares elliptisches Gleichungssystem vorgestellt, von dem wir annehmen, dass es geeignet ist, asymptotisch flache Vakuumanfangsdaten zu berechnen, die zeitreflektionssymmetrisch sind und im raumartig Unendlichen in einer vorgeschriebenen Ordnung asymptotisch zu statischen Daten sind. Mit einem Störungsargument wird ein Existenzsatz bewiesen, der gilt, solange die Ordnung, in welcher die Lösungen asymptotisch statische Lösungen approximieren, in einem gewissen eingeschränkten Bereich liegt. Versucht man, den Gültigkeitsbereich des Satzes zu erweitern, treten Schwierigkeiten auf. Diese hängen damit zusammen, dass ein gewisser Operator nicht mehr surjektiv ist. In einigen Tensorzerlegungen auf asymptotisch flachen Räumen treten ähnliche Probleme auf, wie die oben erwähnten. Die Helmholtzzerlegung, die bei der Bereitstellung von Anfangsdaten für die Maxwellgleichungen eine Rolle spielt, wird als ein Modellfall diskutiert. Es wird eine Methode angegeben, die es erlaubt, die Schwierigkeiten zu umgehen, die auftreten, wenn ein schnelles Abfallverhalten des gesuchten Vektorfeldes im raumartig Unendlichen gefordert wird. Diese Methode gestattet es, solche Felder auch numerisch zu berechnen. Die Einsichten aus der Analyse der Helmholtzzerlegung werden dann auf die Yorkzerlegung angewandt, die in den Teil des quasilinearen Systems eingeht, der Anlass zu den genannten Schwierigkeiten gibt. Für diese Zerlegung ergeben sich analoge Resultate. Es treten allerdings Schwierigkeiten auf, wenn die zu Grunde liegende Metrik Symmetrien aufweist. Die Frage, ob die Ergebnisse, die soweit erhalten wurden, in einem Störungsargument verwendet werden können um die Existenz von Vakuumdaten zu zeigen, die im räumlich Unendlichen in jeder Ordnung statische Daten approximieren, bleibt daher offen. Die Antwort erfordert eine weitergehende Untersuchung und möglicherweise auch neue Methoden. KW - Einsteins Feldgleichungen KW - Zwangsgleichungen KW - Tensor-Zerlegungen KW - raumartige Unendliche KW - elliptisches Gleichungssystem KW - Einstein's field equations KW - constraint equations KW - tensor decompositions KW - space-like infinity KW - elliptic systems Y1 - 2011 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-54046 ER - TY - THES A1 - Dannehl, Claudia T1 - Fragments of the human antimicrobial LL-37 and their interaction with model membranes T1 - Fragmente des humanen antimicrobiellen LL-37 und ihre Wechselwirkung mit Modellmembranen N2 - A detailed description of the characteristics of antimicrobial peptides (AMPs) is highly demanded, since the resistance against traditional antibiotics is an emerging problem in medicine. They are part of the innate immune system in every organism, and they are very efficient in the protection against bacteria, viruses, fungi and even cancer cells. Their advantage is that their target is the cell membrane, in contrast to antibiotics which disturb the metabolism of the respective cell type. This allows AMPs to be more active and faster. The lack of an efficient therapy for some cancer types and the evolvement of resistance against existing antitumor agents make AMPs promising in cancer therapy besides being an alternative to traditional antibiotics. The aim of this work was the physical-chemical characterization of two fragments of LL-37, a human antimicrobial peptide from the cathelicidin family. The fragments LL-32 and LL-20 exhibited contrary behavior in biological experiments concerning their activity against bacterial cells, human cells and human cancer cells. LL-32 had even a higher activity than LL-37, while LL-20 had almost no effect. The interaction of the two fragments with model membranes was systematically studied in this work to understand their mode of action. Planar lipid films were mainly applied as model systems in combination with IR-spectroscopy and X-ray scattering methods. Circular Dichroism spectroscopy in bulk systems completed the results. In the first approach, the structure of the peptides was determined in aqueous solution and compared to the structure of the peptides at the air/water interface. In bulk, both peptides are in an unstructured conformation. Adsorbed and confined to at the air-water interface, the peptides differ drastically in their surface activity as well as in the secondary structure. While LL-32 transforms into an α-helix lying flat at the water surface, LL-20 stays partly unstructured. This is in good agreement with the high antimicrobial activity of LL-32. In the second approach, experiments with lipid monolayers as biomimetic models for the cell membrane were performed. It could be shown that the peptides fluidize condensed monolayers of negatively charged DPPG which can be related to the thinning of a bacterial cell membrane. An interaction of the peptides with zwitterionic PCs, as models for mammalian cells, was not clearly observed, even though LL-32 is haemolytic. In the third approach, the lipid monolayers were more adapted to the composition of human erythrocyte membranes by incorporating sphingomyelin (SM) into the PC monolayers. Physical-chemical properties of the lipid films were determined and the influence of the peptides on them was studied. It could be shown that the interaction of the more active LL-32 is strongly increased for heterogeneous lipid films containing both gel and fluid phases, while the interaction of LL-20 with the monolayers was unaffected. The results indicate an interaction of LL-32 with the membrane in a detergent-like way. Additionally, the modelling of the peptide interaction with cancer cells was performed by incorporating some negatively charged lipids into the PC/SM monolayers, but the increased charge had no effect on the interaction of LL-32. It was concluded, that the high anti-cancer activity of the peptide originates from the changed fluidity of cell membrane rather than from the increased surface charge. Furthermore, similarities to the physical-chemical properties of melittin, an AMP from the bee venom, were demonstrated.   N2 - Aufgrund der steigenden Resistenzen von Zellstämmen gegen traditionelle Therapeutika sind alternative medizinische Behandlungsmöglichkeiten für bakterielle Infektionen und Krebs stark gefragt. Antimikrobielle Peptide (AMPs) sind Bestandteil der unspezifischen Immunabwehr und kommen in jedem Organismus vor. AMPs lagern sich von außen an die Zellmembran an und zerstören ihre Integrität. Das macht sie effizient und vor allem schnell in der Wirkung gegen Bakterien, Viren, Pilzen und sogar Krebszellen. Das Ziel dieser Arbeit lag in der physikalisch-chemischen Charakterisierung zweier Peptidfragmente die unterschiedliche biologische Aktivität aufweisen. Die Peptide LL-32 und LL-20 waren Teile des humanen LL-37 aus der Kathelizidin-Familie. LL-32 wies eine stärke Aktivität als das Mutterpeptid auf, während LL-20 kaum aktiv gegen die verschiedenen Zelltypen war. In dieser Arbeit wurde die Wechselwirkung der Peptide mit Zellmembranen systematisch anhand von zweidimensionalen Modellmembranen in dieser Arbeit untersucht. Dafür wurden Filmwaagenmessungen mit IR-spektroskopischen und Röntgenstreumethoden gekoppelt. Circulardichroismus-Spektroskopie im Volumen komplementierte die Ergebnisse. In der ersten Näherung wurde die Struktur der Peptide in Lösung mit der Struktur an der Wasser/Luft-Grenzfläche verglichen. In wässriger Lösung sind beide Peptidfragmente unstrukturiert, nehmen jedoch eine α-helikale Sekundärstruktur an, wenn sie an die Wasser/Luft-Grenzfläche adsorbiert sind. Das biologisch unwirksamere LL-20 bleibt dabei teilweise ungeordnet. Das steht im Zusammenhang mit einer geringeren Grenzflächenaktivität des Peptids. In der Zweiten Näherung wurden Versuche mit Lipidmonoschichten als biomimetisches Modell für die Wechselwirkung mit der Zellmembran durchgeführt. Es konnte gezeigt werden, dass sich die Peptide fluidisierend auf negativ geladene Dipalmitylphosphatidylglycerol (DPPG) Monoschichten auswirken, was einer Membranverdünnung an Bakterienzellen entspricht. Eine Interaktion der Peptide mit zwitterionischem Phosphatidylcholin (PC), das als Modell für Säugetierzellen verwendet wurde, konnte nicht klar beobachtet werden, obwohl biologische Experimente das hämolytische Verhalten zumindest von LL-32 zeigten. In der dritten Näherung wurde das Membranmodell näher an die Membran von humanen Erythrozyten angepasst, indem gemischte Monoschichten aus Sphingomyelin (SM) und PC hergestellt wurden. Die physikalisch-chemischen Eigenschaften der Lipidfilme wurden zunächst ausgearbeitet und anschließend der Einfluss der Peptide untersucht. Es konnte anhand verschiedener Versuche gezeigt werden, dass die Wechselwirkung von LL-32 mit der Modellmembran verstärkt ist, wenn eine Koexistenz von fluiden und Gelphasen auftritt. Zusätzlich wurde die Wechselwirkung der Peptide mit der Membran von Krebszellen imitiert, indem ein geringer Anteil negativ geladener Lipide in die Monoschicht eingebaut wurde. Das hatte allerdings keinen nachweislichen Effekt, so dass geschlussfolgert werden konnte, dass die hohe Aktivität von LL-32 gegen Krebszellen ihren Grund in der veränderten Fluidität der Membran hat und nicht in der veränderten Oberflächenladung. Darüber hinaus wurden Ähnlichkeiten zu Melittin, einem AMP aus dem Bienengift, dargelegt. Die Ergebnisse dieser Arbeit sprechen für einen Detergenzien-artigen Wirkmechanismus des Peptids LL-32 an der Zellmembran. KW - Antimikrobielle Peptide KW - Zellmembranen KW - Lipide KW - Peptid-Membran-Wechselwirkung KW - Monoschichten KW - antimicrobial peptides KW - membranes KW - lipids KW - peptide-membrane-interaction KW - monolayer Y1 - 2013 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-68144 ER - TY - THES A1 - Orgis, Thomas T1 - Unstetige Galerkin-Diskretisierung niedriger Ordnung in einem atmosphärischen Multiskalenmodell T1 - Low-order discontinuous Galerkin discretization in an atmospheric multi-scale model N2 - Die Dynamik der Atmosphäre der Erde umfasst einen Bereich von mikrophysikalischer Turbulenz über konvektive Prozesse und Wolkenbildung bis zu planetaren Wellenmustern. Für Wettervorhersage und zur Betrachtung des Klimas über Jahrzehnte und Jahrhunderte ist diese Gegenstand der Modellierung mit numerischen Verfahren. Mit voranschreitender Entwicklung der Rechentechnik sind Neuentwicklungen der dynamischen Kerne von Klimamodellen, die mit der feiner werdenden Auflösung auch entsprechende Prozesse auflösen können, notwendig. Der dynamische Kern eines Modells besteht in der Umsetzung (Diskretisierung) der grundlegenden dynamischen Gleichungen für die Entwicklung von Masse, Energie und Impuls, so dass sie mit Computern numerisch gelöst werden können. Die vorliegende Arbeit untersucht die Eignung eines unstetigen Galerkin-Verfahrens niedriger Ordnung für atmosphärische Anwendungen. Diese Eignung für Gleichungen mit Wirkungen von externen Kräften wie Erdanziehungskraft und Corioliskraft ist aus der Theorie nicht selbstverständlich. Es werden nötige Anpassungen beschrieben, die das Verfahren stabilisieren, ohne sogenannte „slope limiter” einzusetzen. Für das unmodifizierte Verfahren wird belegt, dass es nicht geeignet ist, atmosphärische Gleichgewichte stabil darzustellen. Das entwickelte stabilisierte Modell reproduziert eine Reihe von Standard-Testfällen der atmosphärischen Dynamik mit Euler- und Flachwassergleichungen in einem weiten Bereich von räumlichen und zeitlichen Skalen. Die Lösung der thermischen Windgleichung entlang der mit den Isobaren identischen charakteristischen Kurven liefert atmosphärische Gleichgewichtszustände mit durch vorgegebenem Grundstrom einstellbarer Neigung zu(barotropen und baroklinen)Instabilitäten, die für die Entwicklung von Zyklonen wesentlich sind. Im Gegensatz zu früheren Arbeiten sind diese Zustände direkt im z-System(Höhe in Metern)definiert und müssen nicht aus Druckkoordinaten übertragen werden.Mit diesen Zuständen, sowohl als Referenzzustand, von dem lediglich die Abweichungen numerisch betrachtet werden, und insbesondere auch als Startzustand, der einer kleinen Störung unterliegt, werden verschiedene Studien der Simulation von barotroper und barokliner Instabilität durchgeführt. Hervorzuheben ist dabei die durch die Formulierung von Grundströmen mit einstellbarer Baroklinität ermöglichte simulationsgestützte Studie des Grades der baroklinen Instabilität verschiedener Wellenlängen in Abhängigkeit von statischer Stabilität und vertikalem Windgradient als Entsprechung zu Stabilitätskarten aus theoretischen Betrachtungen in der Literatur. N2 - The dynamics of the Earth’s atmosphere encompass a range from microphysical turbulence over convective processes and cloud formation up to planetary wave patterns. For weather forecasting and the investigation of climate over decades and centuries, these are subject to modelling with numerical methods. With progressing development of computer technology, re-development of the dynamical cores of climate models is in order to properly handle processes covered by the increasing resolution. The dynamical core of a model consists of the adaptation(discretization)of the basic equations for the dynamics of mass, energy and momentum for solving them numerically employing computers. The presented work investigates the applicability of a low-order Discontinuous Galerkin (DG) method for atmospheric applications. With equations that include external forces like gravitation and the Coriolis force, that is not given by theory. Necessary changes for stabilizing the method without resorting to slope limiters are presented. For the unmodified method, the basic inability to properly keep atmospheric balances is demonstrated. The developed stabilized model reproduces a set of standard test cases in a wide range of spatial and temporal scales. The solution of the termal wind equation along its characteristics curves, those being identical to the isobars, produces balanced atmospheric states with tunable (barotropic and baroclinic) instability via a prescribed zonal wind field. The constructed instability directly relates to the generation of cyclones. In contrast to earlier works, these balanced states are directly given in the z system (height in meters), without need for elaborate conversion from pressure coordinates. With these constructed states, both as reference state, the deviations from which being considered numerically, and as especially as initial condition subject to a small perturbation, several studies of barotropic and baroclinic instability are conducted via simulations. Particularily, the construction of steady states with configurable zonal flows of certain baroclinity facilitates a simulation-based study of baroclinic instability of differing wavelengths, depending on static stability and vertical wind gradient, in correspondence with stability maps from theoretical considerations in the literature. KW - Atmosphärenmodellierung KW - Unstetiges Galerkin-Verfahren KW - Multiskale KW - Barokline Instabilität KW - thermische Windgleichung KW - atmospheric modelling KW - discontinuous Galerkin method KW - multi-scale KW - baroclinic instability KW - thermal wind equation Y1 - 2014 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-70687 ER - TY - THES A1 - Theves, Matthias T1 - Bacterial motility and growth in open and confined environments T1 - Bacterial motility and growth in open and confined environments N2 - In the presence of a solid-liquid or liquid-air interface, bacteria can choose between a planktonic and a sessile lifestyle. Depending on environmental conditions, cells swimming in close proximity to the interface can irreversibly attach to the surface and grow into three-dimensional aggregates where the majority of cells is sessile and embedded in an extracellular polymer matrix (biofilm). We used microfluidic tools and time lapse microscopy to perform experiments with the polarly flagellated soil bacterium Pseudomonas putida (P. putida), a bacterial species that is able to form biofilms. We analyzed individual trajectories of swimming cells, both in the bulk fluid and in close proximity to a glass-liquid interface. Additionally, surface related growth during the early phase of biofilm formation was investigated. In the bulk fluid, P.putida shows a typical bacterial swimming pattern of alternating periods of persistent displacement along a line (runs) and fast reorientation events (turns) and cells swim with an average speed around 24 micrometer per second. We found that the distribution of turning angles is bimodal with a dominating peak around 180 degrees. In approximately six out of ten turning events, the cell reverses its swimming direction. In addition, our analysis revealed that upon a reversal, the cell systematically changes its swimming speed by a factor of two on average. Based on the experimentally observed values of mean runtime and rotational diffusion, we presented a model to describe the spreading of a population of cells by a run-reverse random walker with alternating speeds. We successfully recover the mean square displacement and, by an extended version of the model, also the negative dip in the directional autocorrelation function as observed in the experiments. The analytical solution of the model demonstrates that alternating speeds enhance a cells ability to explore its environment as compared to a bacterium moving at a constant intermediate speed. As compared to the bulk fluid, for cells swimming near a solid boundary we observed an increase in swimming speed at distances below d= 5 micrometer and an increase in average angular velocity at distances below d= 4 micrometer. While the average speed was maximal with an increase around 15% at a distance of d= 3 micrometer, the angular velocity was highest in closest proximity to the boundary at d=1 micrometer with an increase around 90% as compared to the bulk fluid. To investigate the swimming behavior in a confinement between two solid boundaries, we developed an experimental setup to acquire three-dimensional trajectories using a piezo driven objective mount coupled to a high speed camera. Results on speed and angular velocity were consistent with motility statistics in the presence of a single boundary. Additionally, an analysis of the probability density revealed that a majority of cells accumulated near the upper and lower boundaries of the microchannel. The increase in angular velocity is consistent with previous studies, where bacteria near a solid boundary were shown to swim on circular trajectories, an effect which can be attributed to a wall induced torque. The increase in speed at a distance of several times the size of the cell body, however, cannot be explained by existing theories which either consider the drag increase on cell body and flagellum near a boundary (resistive force theory) or model the swimming microorganism by a multipole expansion to account for the flow field interaction between cell and boundary. An accumulation of swimming bacteria near solid boundaries has been observed in similar experiments. Our results confirm that collisions with the surface play an important role and hydrodynamic interactions alone cannot explain the steady-state accumulation of cells near the channel walls. Furthermore, we monitored the number growth of cells in the microchannel under medium rich conditions. We observed that, after a lag time, initially isolated cells at the surface started to grow by division into colonies of increasing size, while coexisting with a comparable smaller number of swimming cells. After 5:50 hours, we observed a sudden jump in the number of swimming cells, which was accompanied by a breakup of bigger clusters on the surface. After approximately 30 minutes where planktonic cells dominated in the microchannel, individual swimming cells reattached to the surface. We interpret this process as an emigration and recolonization event. A number of complementary experiments were performed to investigate the influence of collective effects or a depletion of the growth medium on the transition. Similar to earlier observations on another bacterium from the same family we found that the release of cells to the swimming phase is most likely the result of an individual adaption process, where syntheses of proteins for flagellar motility are upregulated after a number of division cycles at the surface. N2 - Bakterien sind einzellige Mikroorganismen, die sich in flüssigem Medium mit Hilfe von rotierenden Flagellen, länglichen Fasern aus Proteinen, schwimmend fortbewegen. In Gegenwart einer Grenzfläche und unter günstigen Umweltbedingungen siedeln sich Bakterien an der Oberfläche an und gehen in eine sesshafte Wachstumsphase über. Die Wachstumsphase an der Oberfläche ist gekennzeichnet durch das Absondern von klebrigen, nährstoffreichen extrazellulären Substanzen, welche die Verbindung der Bakterien untereinander und mit der Oberfläche verstärken. Die entstehenden Aggregate aus extrazellulärer Matrix und Bakterien werden als Biofilm bezeichnet. In der vorliegenden Arbeit untersuchten wir ein Bodenbakterium, Pseudomonas putida (P. putida), welches in wässriger Umgebung an festen Oberflächen Biofilme ausbildet. Wir benutzten photolithographisch hergestellte Mikrokanäle und Hochgeschwindigkeits-Videomikroskopie um die Bewegung schwimmender Zellen in verschiedenen Abständen zu einer Glasoberfläche aufzunehmen. Zusätzlich wurden Daten über das parallel stattfindende Wachstum der sesshaften Zellen an der Oberfläche aufgezeichnet. Die Analyse von Trajektorien frei schwimmender Zellen zeigte, dass sich Liniensegmente, entlang derer sich die Zellen in eine konstante Richtung bewegen, mit scharfen Kehrtwendungen mit einem Winkel von 180 Grad abwechseln. Dabei änderte sich die Schwimmgeschwindigket von einem zum nächsten Segment im Mittel um einen Faktor von 2. Unsere experimentellen Daten waren die Grundlage für ein mathematisches Modell zur Beschreibung der Zellbewegung mit alternierender Geschwindigkeit. Die analytische Lösung des Modells zeigt elegant, dass eine Population von Bakterien, welche zwischen zwei Geschwindigkeiten wechseln, signifikant schneller expandiert als eine Referenzpopulation mit Bakterien konstanter Schwimmgeschwindkeit. Im Vergleich zu frei schwimmenden Bakterien beobachteten wir in der Nähe der Oberfläche eine um 15% erhöhte Schwimmgeschwindigkeit der Zellen und eine um 90 % erhöhte Winkel-geschwindigkeit. Außerdem wurde eine signifikant höhere Zelldichte in der Nähe der Grenzfläche gemessen. Während sich der Anstieg in der Winkelgeschwindigkeit durch ein Drehmoment erklären lässt, welches in Oberflächennähe auf den rotierenden Zellkörper und die rotierenden Flagellen wirkt, kann die Beschleunigung und Akkumulation der Zellen bei dem beobachteten Abstand nicht durch existierende Theorien erklärt werden. Unsere Ergebnisse lassen vermuten, dass neben hydrodynamischen Effekten auch Kollisionen mit der Oberfläche eine wichtige Rolle spielen und sich die Rotationsgeschwindigkeit der Flagellenmotoren in der Nähe einer festen Oberfläche grundsätzlich verändert. Unsere Experimente zum Zellwachstum an Oberflächen zeigten, dass sich etwa sechs Stunden nach Beginn des Experiments größere Kolonien an der Kanaloberfläche auflösen und Zellen für ca. 30 Minuten zurück in die schwimmende Phase wechseln. Ergebnisse von mehreren Vergleichsexperimenten deuten darauf hin, dass dieser Übergang nach einer festen Anzahl von Zellteilungen an der Oberfläche erfolgt und nicht durch den Verbrauch des Wachstumsmediums bedingt wird. KW - Pseudomonas putida KW - Motilität KW - Flagellenbewegung KW - Random-Walk-Theorie KW - Schwimmende Mikroorganismen KW - pseudomonas putida KW - motility KW - flagellar filaments KW - random walk KW - cell tracking Y1 - 2013 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-70313 ER - TY - THES A1 - Herenz, Peter T1 - A study of the absorption characteristics of gaseous galaxy halos in the local Universe T1 - Untersuchung von Absorptionsstrukturen in den gasförmigen Halos von Galaxien im lokalen Universum. N2 - Today, it is well known that galaxies like the Milky Way consist not only of stars but also of gas and dust. The galactic halo, a sphere of gas that surrounds the stellar disk of a galaxy, is especially interesting. It provides a wealth of information about in and outflowing gaseous material towards and away from galaxies and their hierarchical evolution. For the Milky Way, the so-called high-velocity clouds (HVCs), fast moving neutral gas complexes in the halo that can be traced by absorption-line measurements, are believed to play a crucial role in the overall matter cycle in our Galaxy. Over the last decades, the properties of these halo structures and their connection to the local circumgalactic and intergalactic medium (CGM and IGM, respectively) have been investigated in great detail by many different groups. So far it remains unclear, however, to what extent the results of these studies can be transferred to other galaxies in the local Universe. In this thesis, we study the absorption properties of Galactic HVCs and compare the HVC absorption characteristics with those of intervening QSO absorption-line systems at low redshift. The goal of this project is to improve our understanding of the spatial extent and physical conditions of gaseous galaxy halos in the local Universe. In the first part of the thesis we use HST /STIS ultraviolet spectra of more than 40 extragalactic background sources to statistically analyze the absorption properties of the HVCs in the Galactic halo. We determine fundamental absorption line parameters including covering fractions of different weakly/intermediately/highly ionized metals with a particular focus on SiII and MgII. Due to the similarity in the ionization properties of SiII and MgII, we are able to estimate the contribution of HVC-like halo structures to the cross section of intervening strong MgII absorbers at z = 0. Our study implies that only the most massive HVCs would be regarded as strong MgII absorbers, if the Milky Way halo would be seen as a QSO absorption line system from an exterior vantage point. Combining the observed absorption-cross section of Galactic HVCs with the well-known number density of intervening strong MgII absorbers at z = 0, we conclude that the contribution of infalling gas clouds (i.e., HVC analogs) in the halos of Milky Way-type galaxies to the cross section of strong MgII absorbers is 34%. This result indicates that only about one third of the strong MgII absorption can be associated with HVC analogs around other galaxies, while the majority of the strong MgII systems possibly is related to galaxy outflows and winds. The second part of this thesis focuses on the properties of intervening metal absorbers at low redshift. The analysis of the frequency and physical conditions of intervening metal systems in QSO spectra and their relation to nearby galaxies offers new insights into the typical conditions of gaseous galaxy halos. One major aspect in our study was to regard intervening metal systems as possible HVC analogs. We perform a detailed analysis of absorption line properties and line statistics for 57 metal absorbers along 78 QSO sightlines using newly-obtained ultraviolet spectra obtained with HST /COS. We find clear evidence for bimodal distribution in the HI column density in the absorbers, a trend that we interpret as sign for two different classes of absorption systems (with HVC analogs at the high-column density end). With the help of the strong transitions of SiII λ1260, SiIII λ1206, and CIII λ977 we have set up Cloudy photoionization models to estimate the local ionization conditions, gas densities, and metallicities. We find that the intervening absorption systems studied by us have, on average, similar physical conditions as Galactic HVC absorbers, providing evidence that many of them represent HVC analogs in the vicinity of other galaxies. We therefore determine typical halo sizes for SiII, SiIII, and CIII for L = 0.01L∗ and L = 0.05L∗ galaxies. Based on the covering fractions of the different ions in the Galactic halo, we find that, for example, the typical halo size for SiIII is ∼ 160 kpc for L = 0.05L∗ galaxies. We test the plausibility of this result by searching for known galaxies close to the QSO sightlines and at similar redshifts as the absorbers. We find that more than 34% of the measured SiIII absorbers have galaxies associated with them, with the majority of the absorbers indeed being at impact parameters ρ ≤160 kpc. N2 - Galaxien bestehen nicht nur aus Planeten und Sternen, sondern sind u.a. auch von einer Hülle aus Gas und Staub, dem Halo, umgeben. Dieser Halo spielt für die Entwicklung der Galaxie eine zentrale Rolle, da er mit der galaktischen Scheibe wechselwirken kann. Für das Verständnis des galaktischen Materiekreislaufs ist es daher entscheidend, die Prozesse und Vorgänge sowie das Zusammenspiel der verschiedenen Gasphasen in diesem Übergangsbereich zum intergalaktischen Medium charakterisieren und verstehen zu können. In der vorliegenden Arbeit werden lokale Phänomene, die sogenannten Hochgeschwindigkeitswolken (HVCs), im Halo der Milchstraße mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskops analysiert und ausgewertet. Im Gegensatz zu dem normalen Halo Gas bewegen sich diese HVCs mit ungewöhnlich hohen Geschwindigkeiten durch die ̈ äußeren Bereiche der Milchstraße. Sie passen daher nicht in das Galaktische Ge- schwindigkeitsmodell und stellen eine eigene, wichtige Klasse von Objekten dar, welche mit der Galaxie wechselwirken und diese beeinflussen. Für die Analyse dieser HVCs werden mehr als 40 Spektren von extragalaktischen Hintergrundquellen statistisch untersucht, um u.a. den Bedeckungsanteil von verschiedenen niedrig-/mittel- und hochionisierten Metallen zu ermitteln. Wegen der Ähnlichkeit der Ionisationsparameter von einfach ionisiertem Silizium, SiII, und einfach ionisiertem Magnesium, MgII, ist es möglich, den Beitrag von HVCs zum Wirkungsquerschnitt von starken MgII Absorbern im lokalen Universum zu bestimmen. Es stellt sich heraus, dass, würde man von außen auf die Milchstraße schauen, Galaktische HVCs etwa 52 % zum totalen Wirkungsquerschnitt von starken MgII Absorptionssystemen in der Milchstraße beitragen. Weiterhin ergibt sich, dass nur etwa ein Drittel der starken MgII Absorptionssysteme in der Umgebung von Milchstraßen-ähnlichen Galaxien als HVC Gegenstücke identifziert werden kann. Betrachtet man die große Anzahl an bekannten MgII Absorptionssystemen folgt daraus, dass das HVC-Phänomen nicht alleine auf unsere Galaxie beschränkt ist, sondern im Gegenteil, weit verbreitet zu sein scheint. Weiterhin werden die Eigenschaften von Metallsystemen bei niedriger Rotverschiebung in Quasarspektren analysiert. Die Suche nach extragalaktischen Metallsystemen in einer Vielzahl von Spektren und deren statistische Auswertung bezogen auf ihre Ursprungsgalaxien ermöglicht es, neue Erkenntnisse über die typische Struktur von Halos Milchstraßen-ähnlicher Galaxien zu erlangen. Eine der Hauptfragestellungen ist die Identifizierung von entfernten Metallsystemen als HVC-Analoga. Dazu wurden weitere Quasarspektren des Hubble-Teleskops ausgewertet und mit den Ergebnissen über Galaktische HVCs verglichen. Es zeigt sich hierbei, dass z.B. in der Säulendichteverteilung von neutralem Wasserstoff eine deutliche zweikomponentige Struktur zu erkennen ist. Diese könnte das Resultat von zwei verschiedenen Absorber Populationen sein, wobei eine HVC-ähnliche Eigenschaften aufweist. Diese Absorptionssysteme besitzen im Mittel sehr ähnliche Eigenschaften wie Galaktische Absorber, z.B. in Bezug auf die Eigenschaften des Gases oder dessen Zusammensetzung. Das impliziert u.a., dass sich auch dazugehörige Galaxien innerhalb eines bestimmten Abstandes um diese Absorber befinden sollten. Diese Vermutung wird anhand der Daten exemplarisch für zweichfach ionisiertes Silizium, SiII, untersucht. Es stellt sich heraus, dass sich in mehr als 34 % der Fälle zugehörige Galaxien bei SiIII Absorbern befinden, wobei die Mehrheit sogar innerhalb des von uns ermittelten mittleren Detektionsradius von 160 kpc zu finden ist. Allgemein können wir viele Hinweise darauf finden, dass das HVC-Phänomen nicht nur auf die Milchstraße beschränkt, sondern weit verbreitet ist. Zusätzlich scheinen Metallsysteme in Quasarspektren gute Indikatoren für HVC-Analoga in der Umgebung von anderen entfernten Galaxien zu sein. KW - Halo KW - Hochgeschwindigkeitswolken KW - Galaxien KW - Spektroskopie KW - halo KW - high-velocity-clouds KW - galaxies KW - spectroscopy Y1 - 2014 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-70513 ER - TY - THES A1 - Guiducci, Lorenzo T1 - Passive biomimetic actuators : the role of material architecture T1 - Passive biomimetische aktuatoren : die Rolle der Materialarchitektur N2 - Passive plant actuators have fascinated many researchers in the field of botany and structural biology since at least one century. Up to date, the most investigated tissue types in plant and artificial passive actuators are fibre-reinforced composites (and multilayered assemblies thereof) where stiff, almost inextensible cellulose microfibrils direct the otherwise isotropic swelling of a matrix. In addition, Nature provides examples of actuating systems based on lignified, low-swelling, cellular solids enclosing a high-swelling cellulosic phase. This is the case of the Delosperma nakurense seed capsule, in which a specialized tissue promotes the reversible opening of the capsule upon wetting. This tissue has a diamond-shaped honeycomb microstructure characterized by high geometrical anisotropy: when the cellulosic phase swells inside this constraining structure, the tissue deforms up to four times in one principal direction while maintaining its original dimension in the other. Inspired by the example of the Delosoperma nakurense, in this thesis we analyze the role of architecture of 2D cellular solids as models for natural hygromorphs. To start off, we consider a simple fluid pressure acting in the cells and try to assess the influence of several architectural parameters onto their mechanical actuation. Since internal pressurization is a configurational type of load (that is the load direction is not fixed but it “follows” the structure as it deforms) it will result in the cellular structure acquiring a “spontaneous” shape. This shape is independent of the load but just depends on the architectural characteristics of the cells making up the structure itself. Whereas regular convex tiled cellular solids (such as hexagonal, triangular or square lattices) deform isotropically upon pressurization, we show through finite element simulations that by introducing anisotropic and non-convex, reentrant tiling large expansions can be achieved in each individual cell. The influence of geometrical anisotropy onto the expansion behaviour of a diamond shaped honeycomb is assessed by FEM calculations and a Born lattice approximation. We found that anisotropic expansions (eigenstrains) comparable to those observed in the keels tissue of the Delosoperma nakurense are possible. In particular these depend on the relative contributions of bending and stretching of the beams building up the honeycomb. Moreover, by varying the walls’ Young modulus E and internal pressure p we found that both the eigenstrains and 2D elastic moduli scale with the ratio p/E. Therefore the potential of these pressurized structures as soft actuators is outlined. This approach was extended by considering several 2D cellular solids based on two types of non-convex cells. Each honeycomb is build as a lattice made of only one non-convex cell. Compared to usual honeycombs, these lattices have kinked walls between neighbouring cells which offers a hidden length scale allowing large directed deformations. By comparing the area expansion in all lattices, we were able to show that less convex cells are prone to achieve larger area expansions, but the direction in which the material expands is variable and depends on the local cell’s connectivity. This has repercussions both at the macroscopic (lattice level) and microscopic (cells level) scales. At the macroscopic scale, these non-convex lattices can experience large anisotropic (similarly to the diamond shaped honeycomb) or perfectly isotropic principal expansions, large shearing deformations or a mixed behaviour. Moreover, lattices that at the macroscopic scale expand similarly can show quite different microscopic deformation patterns that include zig-zag motions and radical changes of the initial cell shape. Depending on the lattice architecture, the microscopic deformations of the individual cells can be equal or not, so that they can build up or mutually compensate and hence give rise to the aforementioned variety of macroscopic behaviours. Interestingly, simple geometrical arguments involving the undeformed cell shape and its local connectivity enable to predict the results of the FE simulations. Motivated by the results of the simulations, we also created experimental 3D printed models of such actuating structures. When swollen, the models undergo substantial deformation with deformation patterns qualitatively following those predicted by the simulations. This work highlights how the internal architecture of a swellable cellular solid can lead to complex shape changes which may be useful in the fields of soft robotics or morphing structures. N2 - Passive pflanzliche Aktuatoren sind bewegliche Strukturen, die eine komplexe Bewegung ohne jegliche metabolische Energiequelle erzeugen können. Diese Fähigkeit entstammt dabei der Materialverteilung mit unterschiedlicher Quellbarkeit innerhalb der Gewebsstruktur.Die bis heute am besten untersuchten Gewebearten pflanzlicher und künstlicher Passivaktuatoren sind Faserverbundwerkstoffe, in denen steife, fast undehnbare Zellulosemikrofibrillen die ansonsten isotrope Schwellung einer Matrix leiten. Darüber hinaus gibt es in der Natur Beispiele für Aktuationssysteme, wie z.B. die Delosoperma nakurense Samenkapsel, in der das Aktuatorgewebe eine Wabenstruktur aufweist, deren Zellen mit einem hochquellenden Material gefüllt sind. Dabei hat die Wabenstruktur des Gewebes eine hohe geometrische Anisotropie, so dass sich das Gewebe bei Wasseraufnahme bis zur vierfachen Länge entlang einer Hauptrichtung ausdehnt und somit die reversible Öffnung der Kapsel angetrieben wird. Inspiriert durch das Vorbild der Delosoperma nakurense, wird in der vorliegenden Arbeit die Rolle der Architektur von 2D-Zellulärmaterialien als Modell für natürliche passive Aktuatoren analysiert. Zunächst wird anhand eines einfachen Flüssigkeitsdrucks in den Zellen der Einfluss verschiedener architektonischer Parameter auf deren mechanische Betätigung untersucht. Wohingegen regelmäßige konvexe Wabenstrukturen (wie z. B. sechseckige, dreieckige oder quadratische Gitter) sich unter Druck isotropisch verformen, wird durch Finite-Elemente-Simulationen gezeigt, dass es bei anisotropen und nicht-konvexen Zellen zu großen Ausdehnungen jeder einzelnen Zelle kommt. Auch wenn nur eine einzelne Zellgeometrie betrachtet wird, können hierbei viele verschiedene Gitter entstehen. Die Ausdehnungsrichtung des Gitters ist variabel und hängt von der lokalen Konnektivität der Zellen ab. Dies hat Auswirkungen sowohl auf makroskopischer (Gitter-) als auch auf mikroskopischer (Zell-) Ebene. Auf makroskopischer Ebene erfahren diese nicht-konvexen Gitter entweder große anisotrope (ähnlich der Delosperma nakurense Samenkapsel) oder vollkommen isotrope Eigendehnungen, große Scherverformungen oder jeweilige Mischformen. Überdies können Gitter mit ähnlichem makroskopischem Verhalten gänzlich unterschiedliche mikroskopische Verformungsmuster zeigen, wie z.B. Zick-Zack-Bewegungen oder radikale Änderungen der ursprünglichen Zellform. Dies verursacht auch eine entsprechende Änderung der elastischen Eigenschaften. In Abhängigkeit der Gitterarchitektur kann es zu gleichen oder unterschiedlichen mikroskopischen Zelldeformationen kommen, die sich in Summe entweder verstärken oder ausgleichen, und somit die Vielzahl an makroskopischen Verhalten erklären. Interessanterweise lassen sich mit Hilfe einfacher geometrischer Argumente aus der nichtdeformierten Zellform und Zellkonnektivität die Ergebnisse der FE-Simulationen vorhersagen. Die Ergebnisse der Finite-Elemente-Simulationen wurden durch Laborversuche bestätigt, in denen (mit 3D-Drucktechnik gefertigte) Modellgitter ähnliches Ausdehnungsverhalten beim Quellen zeigen. Diese Arbeit zeigt auf, wie die Innenarchitektur eines quellfähigen zellulären Feststoffs zu komplexen Formänderungen führen kann, die in den Bereichen der Soft-Robotik oder bei Morphing-Strukturen angewandt werden können. KW - Aktuatoren KW - Zellulärmaterialien KW - Sorption KW - cellular materials KW - actuating materials KW - swelling KW - reconfigurable matter KW - architectured materials Y1 - 2013 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-70446 ER - TY - THES A1 - Prokhorov, Boris E. T1 - High-latitude coupling processes between thermospheric circulation and solar wind driven magnetospheric currents and plasma convection T1 - Kopplungsprozesse zwischen der thermosphärischen Zirkulation in hohen Breiten und den vom Sonnenwind getriebenen magnetosphärischen Strömen und der Plasmakonvektion N2 - The high-latitudinal thermospheric processes driven by the solar wind and Interplanetary Magnetic Field (IMF) interaction with the Earth magnetosphere are highly variable parts of the complex dynamic plasma environment, which represent the coupled Magnetosphere – Ionosphere – Thermosphere (MIT) system. The solar wind and IMF interactions transfer energy to the MIT system via reconnection processes at the magnetopause. The Field Aligned Currents (FACs) constitute the energetic links between the magnetosphere and the Earth ionosphere. The MIT system depends on the highly variable solar wind conditions, in particular on changes of the strength and orientation of the IMF. In my thesis, I perform an investigation on the physical background of the complex MIT system using the global physical - numerical, three-dimensional, time-dependent and self-consistent Upper Atmosphere Model (UAM). This model describes the thermosphere, ionosphere, plasmasphere and inner magnetosphere as well as the electrodynamics of the coupled MIT system for the altitudinal range from 80 (60) km up to the 15 Earth radii. In the present study, I developed and investigated several variants of the high-latitudinal electrodynamic coupling by including the IMF dependence of FACs into the UAM model. For testing, the various variants were applied to simulations of the coupled MIT system for different seasons, geomagnetic activities, various solar wind and IMF conditions. Additionally, these variants of the theoretical model with the IMF dependence were compared with global empirical models. The modelling results for the most important thermospheric parameters like neutral wind and mass density were compared with satellite measurements. The variants of the UAM model with IMF dependence show a good agreement with the satellite observations. In comparison with the empirical models, the improved variants of the UAM model reproduce a more realistic meso-scale structures and dynamics of the coupled MIT system than the empirical models, in particular at high latitudes. The new configurations of the UAM model with IMF dependence contribute to the improvement of space weather prediction. N2 - Die thermosphärischen Prozesse in hohen Breiten, die durch die Wechselwirkung des Sonnenwinds und des Interplanetaren Magnetfeldes (IMF) mit der Erdmagnetosphäre getrieben werden, stellen sich als stark veränderliches Geschehen in der komplexen dynamischen Plasmaumgebung der Erde dar, die das gekoppelte System der Magnetosphäre, Ionosphäre und Thermosphäre (MIT) umfaßt. Die Einflüsse des Sonnenwindes und des IMF zeigen sich als Energieübertragung in das MIT System mittels Rekonnektionsprozessen an der Magnetopause. Feldliniengerichtete Ströme (FACs) repräsentieren die energetische Kopplung zwischen der Magnetosphäre und der Ionosphäre der Erde. Das MIT System wird bestimmt durch die stark veränderlichen Sonnenwindbedingungen, insbesondere von der Stärke und Richtung des IMF. In meiner Promotionsschrift untersuche ich die physikalischen Bedingungen des komplexen MIT System mit Hilfe eines globalen physikalisch-numerischen, dreidimensionalen, zeitabhängigen und selbstkonsistenten Modells, dem Upper Atmosphere Model (UAM). Das UAM beschreibt das Verhalten der Thermosphäre, Ionosphäre, Plasmasphäre und der inneren Magnetosphäre in einem Höhenbereich zwischen 80 (60) km und 15 Erdradien sowie die elektrodynamische Verkopplung des gesamten MIT Systems. In der vorliegenden Arbeit habe ich mehrere Varianten der elektrodynamischen Kopplung in hohen Breiten entwickelt und analysiert, die die FACs innerhalb des UAM in ihrer Abhängigkeit vom IMF darstellen. Für Testzwecke wurden diese Varianten auf eine Reihe von numerischen Simulationen des gekoppelten MIT Systems unter verschiedenen Bedingungen hinsichtlich Jahreszeit, geomagnetischer Aktivität, Sonnenwind- und IMF-Parametern angewandt. Darüberhinaus wurden diese Varianten des IMF-abhängigen theoretischen Modells entsprechenden globalen empirischen Modellen gegenübergestellt. Modellergebnisse wurden außerdem mit einigen wichtigen von Satelliten gemessenen Thermosphärenparametern, wie dem Neutralwind und der Massendichte verglichen. Die UAM Modelvarianten mit IMF-Abhängigkeit zeigen eine gute Übereinstimmung mit den Satellitenbeobachtungen. Im Vergleich mit empirischen Modellaussagen geben die UAM Modellvarianten ein genaueres Bild der mesoskaligen Strukturen und der Dynamik des gekoppelten MIT Systems wieder, insbesondere für die hohen Breiten. Die neuen UAM Konfigurationen mit IMF-Abhängigkeit tragen damit zu verbesserten Möglichkeiten in der Weltraumwettervorhersage bei. KW - upper atmosphere model KW - high-latitudinal thermosphere KW - magnetosphere-ionosphere-thermosphere coupling KW - solar wind and interplanetary magnetic field influence KW - field aligned currents KW - Upper Atmosphere Model (UAM) KW - Thermosphäre hoher Breiten KW - Kopplung zwischen Magnetosphäre, Ionosphäre und Thermosphäre KW - Einfluß des Sonnenwindes und des interplanetaren magnetischen Feldes KW - feldlinengerichtete Ströme Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-92353 ER - TY - THES A1 - Feldmann, Johannes T1 - Stability of the West Antarctic Ice Sheet BT - From the concept of similitude to dynamic modeling Y1 - 2015 ER - TY - THES A1 - Schröder, Henning T1 - Ultrafast electron dynamics in Fe(CO)5 and Cr(CO)6 T1 - Ultraschnelle Elektronendynamik in Fe(CO)5 und Cr(CO)6 N2 - In this thesis, the two prototype catalysts Fe(CO)₅ and Cr(CO)₆ are investigated with time-resolved photoelectron spectroscopy at a high harmonic setup. In both of these metal carbonyls, a UV photon can induce the dissociation of one or more ligands of the complex. The mechanism of the dissociation has been debated over the last decades. The electronic dynamics of the first dissociation occur on the femtosecond timescale. For the experiment, an existing high harmonic setup was moved to a new location, was extended, and characterized. The modified setup can induce dynamics in gas phase samples with photon energies of 1.55eV, 3.10eV, and 4.65eV. The valence electronic structure of the samples can be probed with photon energies between 20eV and 40eV. The temporal resolution is 111fs to 262fs, depending on the combination of the two photon energies. The electronically excited intermediates of the two complexes, as well as of the reaction product Fe(CO)₄, could be observed with photoelectron spectroscopy in the gas phase for the first time. However, photoelectron spectroscopy gives access only to the final ionic states. Corresponding calculations to simulate these spectra are still in development. The peak energies and their evolution in time with respect to the initiation pump pulse have been determined, these peaks have been assigned based on literature data. The spectra of the two complexes show clear differences. The dynamics have been interpreted with the assumption that the motion of peaks in the spectra relates to the movement of the wave packet in the multidimensional energy landscape. The results largely confirm existing models for the reaction pathways. In both metal carbonyls, this pathway involves a direct excitation of the wave packet to a metal-to-ligand charge transfer state and the subsequent crossing to a dissociative ligand field state. The coupling of the electronic dynamics to the nuclear dynamics could explain the slower dissociation in Fe(CO)₅ as compared to Cr(CO)₆. N2 - Diese Dissertation handelt von der Untersuchung der zwei Modell-Katalysatoren Fe(CO)₅ und Cr(CO)₆ mittels zeitaufgelöster Photoelektronen Spektroskopie an einem High Harmonic Setup. In beiden Metallcarbonyl kann die Dissoziation von einem, oder mehreren Liganden durch ein UV Photon ausgelöst werden. Der Dissoziation-Mechanismus wurde in den letzten Jahrzehnten diskutiert. Die Abspaltung des ersten Liganden und die damit verbundenen elektronischen Dynamiken finden auf Zeitskalen von Femtosekunden statt. Für die Durchführung dieses Experiments wurde ein bestehender High Harmonic Setup in ein neues Labor verlegt. Der Aufbau wurde erweitert und charakterisiert. Mit dem modifizierten Aufbau können nun Reaktionen in Gas-Phasen-Proben mit Photonenenergien von 1.55eV, 3.10eV und 4.65eV ausgelöst werden. Dabei kann die Valenz-Elektronen-Struktur mit Photonenenergien zwischen 20eV und 40eV untersucht werden. Die Zeitauflösung liegt im Bereich von 111fs bis 262fs und hängt von der Kombination der zwei Photonenenergien ab. Die beiden Komplexe sowie Fe(CO)₄ konnten in der Gas-Phase zum ersten Mal in elektronisch angeregten Zuständen mittels zeitaufgelöster Photoelektronenspektroskopie beobachtet werden. Im Allgemeinen kann jedoch mit der Photoelektronenspektroskopie nur der ionische Endzustand untersucht werden. Modellrechnungen zu den Spektren und die Entwicklung der dazugehörigen Theorie befinden derzeit noch in der Entwicklungsphase. Die Peaks in den Spektren konnten anhand von Literatur zugeordnet werden. Die Spektren der beiden Komplexe unterscheiden sich deutlich. Zu deren Interpretation wurde die Näherung verwendet, dass die Dynamik der Peaks in den Spektren die Bewegung des Wellenpakets in der multidimensionalen Energielandschaft darstellt. Die neuen Daten bestätigen weitestgehend bestehende Modelle für die Reaktionsmechanismen. Der Reaktionsmechanismus verläuft für beide Metallcarbonyle über eine direkte Anregung des Wellenpakets in einen metal-to-ligand charge transfer Zustand. Von dem angeregten Zustand aus kann das Wellenpaket in den dissoziativen ligand field Zustand wechseln. Dass die Reaktion in Fe(CO)₅ langsamer als in Cr(CO)₆ abläuft, kann durch die Kopplung der Dynamiken von Elektronen und Kernen erklärt werden. KW - dissertation KW - Dissertation KW - photo electron spectroscopy KW - physical chemistry KW - molecular dynamics KW - high harmonic generation KW - iron pentacarbonyl KW - chromium hexacarbonyl KW - metal carbonyls KW - ultrafast KW - dynamics KW - Photoelektronen KW - Spektroskopie KW - Moleküldynamik KW - high harmonic KW - Eisenpentacarbonyl KW - Chromhexacarbonyl KW - Photodissoziation KW - photodissociation KW - ligand KW - bond Y1 - 2016 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-94589 ER - TY - THES A1 - Rezanezhad, Vahid T1 - Inversion of the 2004 M6.0 Parkfield Earthquake Coseismic Offsets by Partition Model Y1 - 2016 ER - TY - THES A1 - Dionysopoulou, Kyriaki T1 - General-relativistic magnetohydrodynamics in compact objects BT - a resistive-magnetohydrodynamics approach Y1 - 2016 ER - TY - THES A1 - Schmidt, Lukas T1 - Aerosols and boundary layer structure over Arctic sea ice based on airborne lidar and dropsonde measurements T1 - Aerosol und Grenzschichtstruktur über arktischem Meereis anhand von Flugzeuggetragenen Lidar- und Dropsonden- Messungen N2 - The atmosphere over the Arctic Ocean is strongly influenced by the distribution of sea ice and open water. Leads in the sea ice produce strong convective fluxes of sensible and latent heat and release aerosol particles into the atmosphere. They increase the occurrence of clouds and modify the structure and characteristics of the atmospheric boundary layer (ABL) and thereby influence the Arctic climate. In the course of this study aircraft measurements were performed over the western Arctic Ocean as part of the campaign PAMARCMIP 2012 of the Alfred Wegener Institute for Polar and Marine Research (AWI). Backscatter from aerosols and clouds within the lower troposphere and the ABL were measured with the nadir pointing Airborne Mobile Aerosol Lidar (AMALi) and dropsondes were launched to obtain profiles of meteorological variables. Furthermore, in situ measurements of aerosol properties, meteorological variables and turbulence were part of the campaign. The measurements covered a broad range of atmospheric and sea ice conditions. In this thesis, properties of the ABL over Arctic sea ice with a focus on the influence of open leads are studied based on the data from the PAMARCMIP campaign. The height of the ABL is determined by different methods that are applied to dropsonde and AMALi backscatter profiles. ABL heights are compared for different flights representing different conditions of the atmosphere and of sea ice and open water influence. The different criteria for ABL height that are applied show large variation in terms of agreement among each other, depending on the characteristics of the ABL and its history. It is shown that ABL height determination from lidar backscatter by methods commonly used under mid-latitude conditions is applicable to the Arctic ABL only under certain conditions. Aerosol or clouds within the ABL are needed as a tracer for ABL height detection from backscatter. Hence an aerosol source close to the surface is necessary, that is typically found under the present influence of open water and therefore convective conditions. However it is not always possible to distinguish residual layers from the actual ABL. Stable boundary layers are generally difficult to detect. To illustrate the complexity of the Arctic ABL and processes therein, four case studies are analyzed each of which represents a snapshot of the interplay between atmosphere and underlying sea ice or water surface. Influences of leads and open water on the aerosol and clouds within the ABL are identified and discussed. Leads are observed to cause the formation of fog and cloud layers within the ABL by humidity emission. Furthermore they decrease the stability and increase the height of the ABL and consequently facilitate entrainment of air and aerosol layers from the free troposphere. N2 - Die Verteilung von Meereis und offenem Wasser hat einen starken Einfluss auf die Atmosphäre über dem arktischen Ozean. Eisrinnen (sog. Leads) verursachen konvektive Flüsse von latenter und sensibler Wärme und führen zum Eintrag von Aerosolpartikeln in die Atmosphäre. Dadurch führen sie zum vermehrten Auftreten von Wolken und modifizieren die Struktur und die Eigenschaften der atmosphärischen Grenzschicht (ABL), wodurch das arktische Klima beeinflusst wird. Im Rahmen der Messkampagne PAMARCMIP 2012 des Alfred-Wegener-Instituts (AWI) wurden als Teil dieser Arbeit über dem westlichen arktischen Ozean Flugzeugmessungen durchgeführt. Mithilfe des nach unten gerichteten Airborne Mobile Aerosol Lidar (AMALi) wurde die Rückstreuung von Aerosolen und Wolken in der unteren Troposphäre und ABL gemessen. Dropsonden wurden verwendet, um Profile meteorologischer Größen zu erhalten. Zudem wurden in situ Messungen von Aerosoleigenschaften, meteorologischen Variablen und der Turbulenz durchgeführt. In dieser Arbeit werden die Eigenschaften der ABL über arktischem Meereis basierend auf den Daten der PAMARCMIP Kampagne untersucht. Dabei liegt der Fokus auf dem Einfluss offener Leads auf die ABL. Aus den gewonnenen Dropsondendaten und AMALi Rückstreuprofilen wird die Höhe der ABL mithilfe verschiedener Methoden bestimmt. Die für verschiedene Messflüge und somit unterschiedliche atmosphärische Bedingungen sowie Meereisverteilungen berechneten ABL Höhen werden miteinander verglichen, und somit der Einfluss von offenem Wasser auf die ABL untersucht. Die verschiedenen Methoden zur Bestimmung der ABL Höhe führen zu unterschiedlichen Ergebnissen, je nach Eigenschaften der ABL und ihrer Geschichte. Es wird gezeigt, dass die Methoden für die ABL Höhen-Bestimmung aus der Lidar Rückstreuung, die gewöhnlich für die mittleren Breiten verwendet werden, nur bedingt für arktische Bedingungen geeignet ist. Um die ABL Höhe aus der Rückstreuung ableiten zu können, müssen Aerosole oder Wolken in der Grenzschicht als Tracer vorhanden sein. Dazu ist eine Aerosolquelle nahe der Oberfläche notwendig, welche typischerweise unter dem Einfluss von offenem Wasser und konvektiven Bedingungen vorliegt. Dennoch ist es nicht immer möglich, die aktuelle Grenzschicht von residualen Schichten zu unterscheiden. Stabile Grenzschichten sind im Allgemeinen schwer zu detektieren. Um die Komplexität der arktischen Grenzschicht und die beteiligten Prozesse zu veranschaulichen, werden vier Fallstudien detailliert analysiert, welche jeweils eine Momentaufnahme des Zusammenspiels von Atmosphäre und Meereis oder Wasseroberfläche darstellen. Der Einfluss von Leads und offenem Wasser auf Aerosol und Wolken in der ABL werden identifiziert und diskutiert. Die Bildung von Wolken- und Nebelschichten, verursacht durch den Feuchteeintrag über offenen Leads, wird beobachtet. Zudem verringern leads die Stabilität der ABL, führen zu einer Zunahme ihrer Höhe und begünstigen dadurch Entrainment von Luft und Aerosolschichten aus der freien Troposphäre. KW - polar KW - atmosphere KW - AMALi KW - Polar 5 KW - lead KW - polar KW - Atmosphäre KW - AMALi KW - Polar 5 KW - Eisrinne Y1 - 2014 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-75076 ER - TY - THES A1 - Brem, Patrick T1 - Compact objects in dense astrophysical environments BT - numerical simulations and implications for gravitational wave astronomy Y1 - 2014 ER - TY - THES A1 - Mengel, Matthias T1 - Forcing Earth’s sea level BT - instabilities and linear responses Y1 - 2015 ER - TY - THES A1 - Hainich, Rainer T1 - The Wolf-Rayet stars of the nitrogen sequence in environments of different metallicities Y1 - 2015 ER - TY - THES A1 - Hildebrandt, Dominik T1 - The HI Lyman-alpha opacity at redshift 2.7 < z < 3.6 T1 - Die HI-Lyman-α-Opazität im Rotverschiebungsbereich 2.7 < z < 3.6 N2 - Most of the baryonic matter in the Universe resides in a diffuse gaseous phase in-between galaxies consisting mostly of hydrogen and helium. This intergalactic medium (IGM) is distributed in large-scale filaments as part of the overall cosmic web. The luminous extragalactic objects that we can observe today, such as galaxies and quasars, are surrounded by the IGM in the most dense regions within the cosmic web. The radiation of these objects contributes to the so-called ultraviolet background (UVB) which keeps the IGM highly ionized ever since the epoch of reionization. Measuring the amount of absorption due to intergalactic neutral hydrogen (HI) against extragalactic background sources is a very useful tool to constrain the energy input of ionizing sources into the IGM. Observations suggest that the HI Lyman-alpha effective optical depth, τ_eff, decreases with decreasing redshift, which is primarily due to the expansion of the Universe. However, some studies find a smaller value of the effective optical depth than expected at the specific redshift z~3.2, possibly related to the complete reionization of helium in the IGM and a hardening of the UVB. The detection and possible cause of a decrease in τ_eff at z~3.2 is controversially debated in the literature and the observed features need further explanation. To better understand the properties of the mean absorption at high redshift and to provide an answer for whether the detection of a τ_eff feature is real we study 13 high-resolution, high signal-to-noise ratio quasar spectra observed with the Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) at the Very Large Telescope (VLT). The redshift evolution of the effective optical depth, τ_eff(z), is measured in the redshift range 2.7≤z≤3.6. The influence of metal absorption features is removed by performing a comprehensive absorption-line-fitting procedure. In the first part of the thesis, a line-parameter analysis of the column density, N, and Doppler parameter, b, of ≈7500 individually fitted absorption lines is performed. The results are in good agreement with findings from previous surveys. The second (main) part of this thesis deals with the analysis of the redshift evolution of the effective optical depth. The τ_eff measurements vary around the empirical power law τ_eff(z)~(1+z)^(γ+1) with γ=2.09±0.52. The same analysis as for the observed spectra is performed on synthetic absorption spectra. From a comparison between observed and synthetic spectral data it can be inferred that the uncertainties of the τ_eff values are likely underestimated and that the scatter is probably caused by high-column-density absorbers with column densities in the range 15≤logN≤17. In the real Universe, such absorbers are rarely observed, however. Hence, the difference in τ_eff from different observational data sets and absorption studies is most likely caused by cosmic variance. If, alternatively, the disagreement between such data is a result of an too optimistic estimate of the (systematic) errors, it is also possible that all τ_eff measurements agree with a smooth evolution within the investigated redshift range. To explore in detail the different analysis techniques of previous studies an extensive literature comparison to the results of this work is presented in this thesis. Although a final explanation for the occurrence of the τ_eff deviation in different studies at z~3.2 cannot be given here, our study, which represents the most detailed line-fitting analysis of its kind performed at the investigated redshifts so far, represents another important benchmark for the characterization of the HI Ly-alpha effective optical depth at high redshift and its indicated unusual behavior at z~3.2. N2 - Der Großteil der baryonischen Materie des Universums, die im Wesentlichen aus Wasserstoff und Helium besteht, befindet sich in Form von diffusem Gas zwischen den Galaxien. Dieses intergalaktische Medium (IGM) bildet großräumige Strukturen aus, dessen Filamente als "kosmisches Netz" bezeichnet werden. Die leuchtkräftigen extragalaktischen Objekte, die man heutzutage beobachten kann (z.B. Galaxien und Quasare), sind von diesem IGM umgeben und befinden sich in den dichtesten Regionen innerhalb des kosmischen Netzes. Die von diesen Objekten ausgehende ultraviolette (UV) Strahlung ist Bestandteil des UV-Strahlungshintergrunds, der seit der Reionisationsphase den hochionisierten Zustand des IGM aufrecht hält. Eine Auswertung des absorbierten Strahlungsanteils durch den noch im IGM vorhandenen neutralen Wasserstoff (HI) entlang der Sichtlinie zu einer beobachteten extragalaktischen Hintergrundquelle lässt auf den Energieeintrag der Strahlungsquellen ins IGM schließen. Aus geeigneten Messdaten lässt sich schlussfolgern, dass sich die effektive optische Tiefe von HI (Ly-alpha Übergang) mit abnehmender Rotverschiebung verringert, was im Wesentlichen auf die Expansion des Universums zurückzuführen ist. Einige Arbeiten finden jedoch bei der ausgewiesenen Rotverschiebung z~3.2 einen kleineren Wert für die effektive optische Tiefe als erwartet, ein Trend der möglicherweise mit der vollständigen Reionisation von Helium im IGM und einem Anstieg der Intensität des UV-Hintergrunds in Verbindung steht. Die Detektion und mögliche Ursache einer Abnahme der effektiven optischen Tiefe bei z~3.2 ist in der Literatur kontrovers diskutiert und die beobachteten Besonderheiten machen eine weitere Untersuchung erforderlich. Um die Eigenschaften der mittleren Absorption bei hoher Rotverschiebung besser zu verstehen und um einen Lösungsansatz für die Debatte zu liefern, untersuchen wir 13 hoch aufgelöste Quasarabsorptionsspektren mit einem hohen Signal-zu-Rauschen Verhältnis, die mit dem Instrument UVES des Very Large Telescope (VLT) aufgenommen wurden. Die Entwicklung der effektiven optischen Tiefe wird im Rotverschiebungsbereich 2.7≤z≤3.6 gemessen. Die Messung wird um den Beitrag von Metallen durch die detaillierte Anpassung von Linienprofilen an die beobachtete Absorption korrigiert. Im ersten Teil der Arbeit wird eine Auswertung der Parameter der ≈7500 einzeln angepassten Absorptionslinien (Säulendichte N und Doppler-Parameter b) vorgenommen. Die entsprechenden Ergebnisse stimmen im Rahmen der Messunsicherheiten mit Literaturwerten überein. Der Hauptteil der Arbeit beschäftigt sich mit der Berechnung der effektiven optischen Tiefe in Abhängigkeit von der Rotverschiebung τ_eff(z). Es stellt sich heraus, dass die τ_eff-Messwerte um ein empirisches Potengesetz der Form τ_eff(z)~(1+z)^(γ+1) mit γ=2.09±0.52 streuen. Die gleiche Auswertung wie für die Beobachtungsdaten wird für synthetische Spektren durchgeführt. Ein Vergleich dieser Daten legt nahe, dass die Größe der Unsicherheiten der τ_eff-Messwerte wahrscheinlich unterschätzt wird und dass die Streuung der Datenpunkte auf Absorber hoher Säulendichte (15≤logN≤17) zurückzuführen ist. Solche Absorber sind im beobachtbaren Universum jedoch selten, sodass der Unterschied in den τ_eff-Messwerten bei verschiedenen Zusammenstellungen von Beobachtungsdaten und Studien zum Absorptionsverhalten höchstwahrscheinlich durch kosmische Varianz bedingt ist. Sollte jedoch die fehlende Übereinstimmung dieser Daten eine Folge zu optimistischer (systematischer) Fehlerabschätzungen sein, so ist es ebenfalls denkbar, dass die τ_eff-Messwerte mit einer gleichmäßigen Entwicklung über den untersuchten Rotverschiebungsbereich hinweg konsistent sind. Um die wesentlichen Unterschiede in den Untersuchungsmethoden vorheriger Studien zu untersuchen, wird in dieser Arbeit ein umfassender Vergleich der Ergebnisse dieser Arbeit mit entsprechender Literatur vorgenommen. Eine endgültige Erklärung für das Auftreten einer Abweichung in τ_eff(z) vom empirischen Potenzgesetz, wie sie von einigen Studien bei z~3.2 gefunden wurde, kann in dieser Arbeit zwar nicht gegeben werden, dennoch stellt sie die bislang umfassendste Parameterbestimmung von Absorptionslinien ihrer Art im untersuchten Rotverschiebungsbereich dar. Sie ist somit ein weiterer wichtiger Schritt in Richtung des ganzheitlichen Verständnisses der effektiven optischen Tiefe bei hohen Rotverschiebungen und deren möglicherweise ungewöhnlichem Verlauf bei z~3.2. KW - intergalactic medium KW - cosmology: observations KW - methods: data analysis KW - methods: statistical KW - quasars: absorption lines KW - intergalaktisches Medium KW - Kosmologie: Beobachtungen KW - Methoden: Datenauswertung KW - Methoden: statistisch KW - Quasare: Absorptionslinien Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-78355 ER - TY - THES A1 - Conrad, Claudia T1 - Open cluster groups and complexes T1 - Gruppen und Komplexe offener Sternhaufen N2 - It is generally agreed upon that stars typically form in open clusters and stellar associations, but little is known about the structure of the open cluster system. Do open clusters and stellar associations form isolated or do they prefer to form in groups and complexes? Open cluster groups and complexes could verify star forming regions to be larger than expected, which would explain the chemical homogeneity over large areas in the Galactic disk. They would also define an additional level in the hierarchy of star formation and could be used as tracers for the scales of fragmentation in giant molecular clouds? Furthermore, open cluster groups and complexes could affect Galactic dynamics and should be considered in investigations and simulations on the dynamical processes, such as radial migration, disc heating, differential rotation, kinematic resonances, and spiral structure. In the past decade there were a few studies on open cluster pairs (de La Fuente Marcos & de La Fuente Marcos 2009a,b,c) and on open cluster groups and complexes (Piskunov et al. 2006). The former only considered spatial proximity for the identification of the pairs, while the latter also required tangential velocities to be similar for the members. In this work I used the full set of 6D phase-space information to draw a more detailed picture on these structures. For this purpose I utilised the most homogeneous cluster catalogue available, namely the Catalogue of Open Cluster Data (COCD; Kharchenko et al. 2005a,b), which contains parameters for 650 open clusters and compact associations, as well as for their uniformly selected members. Additional radial velocity (RV) and metallicity ([M/H]) information on the members were obtained from the RAdial Velocity Experiment (RAVE; Steinmetz et al. 2006; Kordopatis et al. 2013) for 110 and 81 clusters, respectively. The RAVE sample was cleaned considering quality parameters and flags provided by RAVE (Matijevič et al. 2012; Kordopatis et al. 2013). To ensure that only real members were included for the mean values, also the cluster membership, as provided by Kharchenko et al. (2005a,b), was considered for the stars cross-matched in RAVE. 6D phase-space information could be derived for 432 out of the 650 COCD objects and I used an adaption of the Friends-of-Friends algorithm, as used in cosmology, to identify potential groupings. The vast majority of the 19 identified groupings were pairs, but I also found four groups of 4-5 members and one complex with 15 members. For the verification of the identified structures, I compared the results to a randomly selected subsample of the catalogue for the Milky Way global survey of Star Clusters (MWSC; Kharchenko et al. 2013), which became available recently, and was used as reference sample. Furthermore, I implemented Monte-Carlo simulations with randomised samples created from two distinguished input distributions for the spatial and velocity parameters. On the one hand, assuming a uniform distribution in the Galactic disc and, on the other hand, assuming the COCD data distributions to be representative for the whole open cluster population. The results suggested that the majority of identified pairs are rather by chance alignments, but the groups and the complex seemed to be genuine. A comparison of my results to the pairs, groups and complexes proposed in the literature yielded a partial overlap, which was most likely because of selection effects and different parameters considered. This is another verification for the existence of such structures. The characteristics of the found groupings favour that members of an open cluster grouping originate from a common giant molecular cloud and formed in a single, but possibly sequential, star formation event. Moreover, the fact that the young open cluster population showed smaller spatial separations between nearest neighbours than the old cluster population indicated that the lifetime of open cluster groupings is most likely comparable to that of the Galactic open cluster population itself. Still even among the old open clusters I could identify groupings, which suggested that the detected structure could be in some cases more long lived as one might think. In this thesis I could only present a pilot study on structures in the Galactic open cluster population, since the data sample used was highly incomplete. For further investigations a far more complete sample would be required. One step in this direction would be to use data from large current surveys, like SDSS, RAVE, Gaia-ESO and VVV, as well as including results from studies on individual clusters. Later the sample can be completed by data from upcoming missions, like Gaia and 4MOST. Future studies using this more complete open cluster sample will reveal the effect of open cluster groupings on star formation theory and their significance for the kinematics, dynamics and evolution of the Milky Way, and thereby of spiral galaxies. N2 - Es ist weithin anerkannt, dass Sterne typischerweise in offenen Sternenhaufen und Sternassoziationen entstehen, dennoch ist wenig über Strukturen in diesem System der offenen Sternhaufen bekannt. Entstehen offenen Sternhaufen und Sternassoziationen isoliert oder entstehen sie bevorzugt in Gruppen und Komplexen? Gruppen und Komplexe von offenen Sternhaufen könnten bestätigen, dass Sternentstehungsregionen größer sind als erwartet, was die Homogenität der chemischen Zusammensetzung über weite Areale in der galaktischen Scheibe erklären würde. Sie würden auch eine weitere Stufe in der Hierarchie der Sternentstehung definieren und könnten als Indikatoren für die Skalen der Fragmentierung in Riesenmolekülwolken dienen. Des Weiteren könnten Gruppen und Komplexe von offenen Sternhaufen die Dynamik unserer Galaxis beeinflussen und sollten in Untersuchungen und Simulationen von dynamischen Prozessen, wie radiale Migration, kinematische Aufheizung der Scheibe, differentielle Rotation, kinematische Resonanzen und der Spiralstruktur, miteinbezogen werden. In den vergangenen Jahrzehnten gab es einigen Studien zu Paaren von offenen Sternhaufen (de La Fuente Marcos & de La Fuente Marcos 2009a,b,c) sowie zu Gruppen und Komplexen von offenen Sternhaufen (Piskunov et al. 2006). Erstere betrachteten ausschließlich räumliche Nähe für die Identifizierung der Paare, während letztere auch ähnliche tangentiale Geschwindigkeiten für die Mitglieder verlangten. In dieser Arbeit nutzte ich den kompletten Satz an 6D-Phasenrauminformationen, um ein vollständigeres Bild dieser Strukturen zu erstellen. Aus diesem Grund habe ich den homogensten Sternhaufenkatalog verwendet, der zu dieser Zeit verfügbar war, nämlich den Catalogue of Open Cluster Data (COCD; Kharchenko et al. 2005a,b), welcher Parameter für 650 offene Sternhaufen und Sternassoziationen, sowie deren einheitlich ausgewählte Mitglieder, enthält. Weitere Radialgeschwindigkeits- (RV) und Metallizitätsinformationen ([M/H]) für die Sternhaufenmitglieder wurden mit Hilfe des RAdial Velocity Experiment (RAVE; Steinmetz et al. 2006; Kordopatis et al. 2013) für 110 beziehungsweise 81 Haufen bestimmt. Der RAVE-Datensatz wurde mit Hilfe von Qualitätsparametern aus RAVE (Matijevič et al. 2012; Kordopatis et al. 2013) gereinigt. Um sicherzustellen, dass nur echte Mitglieder für die Mittelwertbestimmung betrachtet wurden, wurde auch die Haufenmitgliedschaft, wie von Kharchenko et al. (2005a,b) bereitgestellt, für die in RAVE identifizierten Sterne miteinbezogen. 6D-Phasenrauminformationen konnten für 432 der 650 COCD Objekte bestimmt werden und ich habe eine angepasste Variante des Friends-of-Friends Algorithmus genutzt, der in der Kosmologie verwendet wird, um potenzielle Gruppierungen zu identifizieren. Der überwiegende Teil der 19 identifizierten Gruppierungen waren Paare, ich habe aber auch vier Gruppen mit 4-5 Mitgliedern und einen Komplex mit 15 Mitgliedern gefunden. Für die Bestätigung der identifizierten Strukturen, verglich ich die Ergebnisse mit einem zufällig ausgewählten Datensatz aus dem Milky Way global survey of Star Clusters (MWSC; Kharchenko et al. 2013), der kürzlich erst zur Verfügung gestellt wurde und hier als Vergleichsdatensatz verwendet wurde. Des Weiteren, habe ich Monte-Carlo Simulationen mit zufälligen Datensätzen implementiert, die anhand von zwei unterschiedlichen Varianten für die Ausgangsverteilungen der räumlichen und Geschwindigkeitsparameter generiert wurden. Zum Einen unter der Annahme einer gleichmäßigen Verteilung in der galaktischen Scheibe und zum Anderen unter der Annahme, dass die Datenverteilungen im COCD repräsentativ sind für die gesamte Population der offenen Sternhaufen. Die Ergebnisse deuteten darauf hin, dass die Mehrheit der identifizierten Paare eher zufällige Anordnungen sind, aber die Gruppen und der Komplex schienen echt zu sein. Ein Vergleich meiner Ergebnisse mit den in der Literatur vorgeschlagenen Paaren, Gruppen und Komplexen ergab eine teilweise Überschneidung, die höchstwahrscheinlich durch Auswahleffekte und die Verwendung unterschiedlicher Parameter bedingt war. Dies ist eine weitere Bestätigung für die Existenz solcher Strukturen. Die Eigenschaften der gefundenen Gruppierungen bevorzugen, dass die Mitglieder einer Gruppierung von offenen Sternhaufen aus einer gemeinsamen Riesenmolekülwolke stammen und in einem Sternentstehungsereignis geformt wurden, das möglicherweise auch sequenziell ablief. Außerdem zeigte die junge Population der offenen Sternhaufen kleinere räumliche Abstände zwischen den nächsten Nachbarn als die alte Haufenpopulation, was darauf hindeutet, dass die Lebenszeit von Gruppierungen von offenen Sternhaufen vergleichbar ist mit der für die Population galaktischer offener Sternhaufen selbst. Dennoch wurden auch unter den alten offenen Sternhaufen Gruppierungen identifiziert, was andeutete, dass die gefundenen Strukturen doch in einigen Fällen langlebiger ist als man denken könnte. In dieser Doktorarbeit konnte ich nur eine Pilotstudie zu Strukturen in der Population der galaktischen offenen Sternhaufen präsentieren, da der verwendete Datensatz höchst unvollständig war. Für zukünftige Untersuchungen wäre ein deutlich vollständigerer Datensatz notwendig. Ein Schritt in diese Richtung wäre die Verwendung von Daten aus großen momentan verfügbaren Beobachtungskampagnen, wie dem SDSS, RAVE, Gaia-ESO und dem VVV, sowie das miteinbeziehen der Ergebnisse von Studien an einzelnen offenen Sternhaufen. Später könnte dieser Datensatz durch die Verwendung von Daten aus kommenden Missionen, wie Gaia und 4MOST, komplettiert werden. Zukünftige Studien mit einem vollständigeren Datensatz werden den Einfluss von Gruppierungen von offenen Sternhaufen für die Sternentstehungstheorie und ihre Bedeutung für die Kinematik, Dynamik und Entwicklung der Milchstraße, und damit auch für andere Spiralgalaxien, enträtseln. KW - open clusters and stellar associations KW - stellar populations KW - offene Sternhaufen und stellare Assoziationen KW - Sternpopulationen Y1 - 2014 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-77605 ER - TY - THES A1 - Gomez, David T1 - Mechanisms of biochemical reactions within crowded environments T1 - Mechanismus der Biochemische Reaktionen im vollgestopfte Umgebungen N2 - The cell interior is a highly packed environment in which biological macromolecules evolve and function. This crowded media has effects in many biological processes such as protein-protein binding, gene regulation, and protein folding. Thus, biochemical reactions that take place in such crowded conditions differ from diluted test tube conditions, and a considerable effort has been invested in order to understand such differences. In this work, we combine different computationally tools to disentangle the effects of molecular crowding on biochemical processes. First, we propose a lattice model to study the implications of molecular crowding on enzymatic reactions. We provide a detailed picture of how crowding affects binding and unbinding events and how the separate effects of crowding on binding equilibrium act together. Then, we implement a lattice model to study the effects of molecular crowding on facilitated diffusion. We find that obstacles on the DNA impair facilitated diffusion. However, the extent of this effect depends on how dynamic obstacles are on the DNA. For the scenario in which crowders are only present in the bulk solution, we find that at some conditions presence of crowding agents can enhance specific-DNA binding. Finally, we make use of structure-based techniques to look at the impact of the presence of crowders on the folding a protein. We find that polymeric crowders have stronger effects on protein stability than spherical crowders. The strength of this effect increases as the polymeric crowders become longer. The methods we propose here are general and can also be applied to more complicated systems. N2 - Innerhalb einer Zelle, im Zytosol, entstehen und arbeiten sehr viele biologische Makromoleküle. Die Dichte dieser Moleküle ist sehr hoch und dieses ‘vollgestopfte’ Zytosol hat vielfältige Auswirkungen auf viele biologische Prozessen wie zum Beispiel Protein-Protein Interaktionen, Genregulation oder die Faltung von Proteinen. Der Ablauf von vielen biochemische Reaktionen in dieser Umgebung weicht von denen unter verdünnte Laborbedingungen ab. Um die Effekte dieses ‘makromolekularen Crowdings’ zu verstehen, wurde in den letzten Jahren bereits viel Mühe investiert. In dieser Arbeit kombinieren wir verschiede Computermethoden, um die Wirkungen des ‘makromolekularen Crowdings’ auf biologische Prozesse besser zu verstehen. Zuerst schlagen wir ein Gittermodell vor, um damit die Effekte des ‘makromolekularen Crowdings’ auf enzymatische Reaktionen zu studieren. Damit stellen wir ein detailliertes Bild zusammen, wie Crowding die Assoziations- und Dissozotationsraten beeinflusst und wie verschiedene crowding-Effekte zusammen auf die Gleichgewichtskonstante wirken. Weiterhin implementieren wir ein Gittermodell der ‘erleichterte Diffusion’. Unsere Ergebnisse zeigen, dass Hindernisse an der DNA die vereinfachte Diffusion beeinträchtigen. Das Ausmass dieser Wirkung hängt dabei von der Dynamik der Hindernisse an der DNA ab. Im dem Fall dass Crowder ausschließlich in der Lösung vorhanden sind, erhöhen sich unter bestimmten Bedingungen DNA-spezifische Bindungen. Schließlich nutzten wir strukturbasierte Techniken um damit die Auswirkungen von Crowding auf die Faltung von Proteinen zu untersuchen. Wir fanden dabei, dass Polymer Crowder stärkere Wirkungen auf die Proteinstabilität haben als kugelförmige Crowder. Dieser Effekt verstärkte sich mit der Länge der untersuchten Polymere. Die Methoden die hier vorgeschlagen werden, sind generell anwendbar und können auch an deutlich komplexeren Systemen angewandt werden. KW - molecular crowding KW - gene expression KW - enzymatic activity KW - protein folding KW - Molecular crowding KW - enzymatische Reaktionen KW - Genregulation KW - Faltung von Proteinen Y1 - 2016 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-94593 ER - TY - THES A1 - Lehmann, Jascha In-su T1 - Changes in extratropical storm track activity and their implications for extreme weather events Y1 - 2016 ER - TY - THES A1 - Bittermann, Klaus T1 - Semi-empirical sea-level modelling T1 - Semiempirische Meeresspiegelmodellierung N2 - Semi-empirical sea-level models (SEMs) exploit physically motivated empirical relationships between global sea level and certain drivers, in the following global mean temperature. This model class evolved as a supplement to process-based models (Rahmstorf (2007)) which were unable to fully represent all relevant processes. They thus failed to capture past sea-level change (Rahmstorf et al. (2012)) and were thought likely to underestimate future sea-level rise. Semi-empirical models were found to be a fast and useful tool for exploring the uncertainties in future sea-level rise, consistently giving significantly higher projections than process-based models. In the following different aspects of semi-empirical sea-level modelling have been studied. Models were first validated using various data sets of global sea level and temperature. SEMs were then used on the glacier contribution to sea level, and to infer past global temperature from sea-level data via inverse modelling. Periods studied encompass the instrumental period, covered by tide gauges (starting 1700 CE (Common Era) in Amsterdam) and satellites (first launched in 1992 CE), the era from 1000 BCE (before CE) to present, and the full length of the Holocene (using proxy data). Accordingly different data, model formulations and implementations have been used. It could be shown in Bittermann et al. (2013) that SEMs correctly predict 20th century sea-level when calibrated with data until 1900 CE. SEMs also turned out to give better predictions than the Intergovernmental Panel on Climate Change (IPCC) 4th assessment report (AR4, IPCC (2007)) models, for the period from 1961–2003 CE. With the first multi-proxy reconstruction of global sea-level as input, estimate of the human-induced component of modern sea-level change and projections of future sea-level rise were calculated (Kopp et al. (2016)). It turned out with 90% confidence that more than 40 % of the observed 20th century sea-level rise is indeed anthropogenic. With the new semi-empirical and IPCC (2013) 5th assessment report (AR5) projections the gap between SEM and process-based model projections closes, giving higher credibility to both. Combining all scenarios, from strong mitigation to business as usual, a global sea-level rise of 28–131 cm relative to 2000 CE, is projected with 90% confidence. The decision for a low carbon pathway could halve the expected global sea-level rise by 2100 CE. Present day temperature and thus sea level are driven by the globally acting greenhouse-gas forcing. Unlike that, the Milankovich forcing, acting on Holocene timescales, results mainly in a northern-hemisphere temperature change. Therefore a semi-empirical model can be driven with northernhemisphere temperatures, which makes it possible to model the main subcomponent of sea-level change over this period. It showed that an additional positive constant rate of the order of the estimated Antarctic sea-level contribution is then required to explain the sea-level evolution over the Holocene. Thus the global sea level, following the climatic optimum, can be interpreted as the sum of a temperature induced sea-level drop and a positive long-term contribution, likely an ongoing response to deglaciation coming from Antarctica. N2 - Semiempirische Meeresspiegelmodelle (SEMe) nutzen die physikalisch motivierte, empirische Beziehung des globalen Meeresspiegels zu einem bestimmten Antrieb. Im Folgenden ist das die mittlere globale Temperatur. Diese Modellklasse entstand als Ergänzung zu prozeßbasierten Modellen, die nicht alle relevanten Prozesse abbilden konnten (Rahmstorf (2007)) und die deshalb weder den beobachteten Meeresspiegel erklären konnten (Rahmstorf et al. (2012)) noch vertrauenswürdige Zukunftsprojektionen lieferten. Semiempirische Modelle sind eine gute und schnelle Option, die Unsicherheit im zukünftigen Meeresspiegelanstieg auszuloten, wobei sie konsistent höhere Zukunftsprojektionen lieferten als prozeßbasierte Modelle. Im Folgenden wurden verschiedene Aspekte der semiempirischen Meeresspiegelmodellierung untersucht. Modelle wurden erst mit verschiedenen globalen Temperatur- und Meeresspiegeldatensätzen validiert. SEMe wurden dann auf den Meeresspiegelbeitrag von Gletschern angewandt und genutzt, um die globale Temperatur aus Meeresspiegeldaten abzuleiten. Die untersuchten Zeiträume variieren zwischen dem instrumentellen Abschnitt mit Pegelstandsmessungen (seit dem Jahr 1700 in Amsterdam) und Satellitendaten (seit 1992), dem Zeitraum seit 1000 vor Christus und dem gesamten Holozän (mittels Proxydaten). Entsprechend wurden verschiedene Daten, Modellformulierungen und -implementationen benutzt. Es konnte in Bittermann et al. (2013) gezeigt werden, dass SEMe den beobachteten Meeresspiegel des 20sten Jahrhunderts korrekt vorhersagen können, wenn sie bis zum Jahr 1900 kalibriert wurden. Auch für den Zeitraum 1961 bis 2003 lieferten SEMe bessere Vorhersagen als der vierte Sachstandsbericht des Intergovernmental Panel on Climate Change (AR4, IPCC (2007)). Mit der ersten globalen multi-proxy Rekonstruktion des globalen Meeresspiegels als Input konnten sowohl der anthropogene Anteil des modernen Meeresspiegelanstiegs als auch Zukunftsprojektionen berechnet werden (Kopp et al. (2016)). Es zeigt sich mit 90% Sicherheit, dass mehr als 40 % des beobachteten Meeresspiegelanstiegs im 20sten Jahrhundert anthropogenen Ursprungs sind. Mit den neuen semiempirischen Zukunftsprojektionen und denen des fünften Sachstandsberichtes (AR5) des IPCC (2013) läßt sich die Kluft zwischen SEMen und prozeßbasierten Modellen schließen, was beide vertrauenswürdiger macht. Über alle Szenarien hinweg, von starker Treibhausgaseinsparung bis zum ungebremsten Ausstoß, ergibt sich, mit 90% Sicherheit, zwischen 2000 und 2100 ein Meeresspiegelanstieg von 28 bis 131 cm. Die Entscheidung starker Treibhausgaseinsparungen kann den erwarteten globalen Meeresspiegelanstieg im Jahr 2100 halbieren. Die gegenwärtige globale Temperatur, und damit der globale Meeresspiegel, werden von dem global wirkenden Treibhausgasforcing bestimmt. Im Gegensatz dazu wirkt das orbitale Forcing, welches über Holozän-Zeitskalen dominiert, hauptsächlich auf die Nordhemisphäre. Deshalb kann man ein SEM mit Nordhemisphärentemperaturen antreiben und dadurch die Hauptkomponente der Meeresspiegeländerung über das Holozän simulieren. Es stellte sich heraus, dass eine zusätzliche konstante Rate, von der Größenordnung des antarktischen Beitrags zum Meeresspiegel, nötig ist, um den Meeresspiegelverlauf des Holozäns zu erklären. Der Meeresspiegel seit dem Holozän-Klimaoptimum kann also als eine Summe von temperaturbedingtem Fallen und einem langfristigen positiven Beitrag, wahrscheinlich einer andauernden Reaktion auf die Deglaziation der Antarktis, interpretiert werden. KW - sea level KW - Meeresspiegel KW - climate change KW - Klimawandel KW - projections KW - Projektionen KW - anthropogenic sea level KW - anthropogener Meeresspiegel KW - Holocene KW - Holozän KW - semi-empirical models KW - semiempirische Modelle Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-93881 ER - TY - THES A1 - Shenar, Tomer T1 - Comprehensive analyses of massive binaries and implications on stellar evolution T1 - Umfassende Analysen massereicher Doppelsterne und Implikationen für die Sternentwicklung N2 - Via their powerful radiation, stellar winds, and supernova explosions, massive stars (Mini & 8 M☉) bear a tremendous impact on galactic evolution. It became clear in recent decades that the majority of massive stars reside in binary systems. This thesis sets as a goal to quantify the impact of binarity (i.e., the presence of a companion star) on massive stars. For this purpose, massive binary systems in the Local Group, including OB-type binaries, high mass X-ray binaries (HMXBs), and Wolf-Rayet (WR) binaries, were investigated by means of spectral, orbital, and evolutionary analyses. The spectral analyses were performed with the non-local thermodynamic equillibrium (non-LTE) Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) model atmosphere code. Thanks to critical updates in the calculation of the hydrostatic layers, the code became a state-of-the-art tool applicable for all types of hot massive stars (Chapter 2). The eclipsing OB-type triple system δ Ori served as an intriguing test-case for the new version of the PoWR code, and provided key insights regarding the formation of X-rays in massive stars (Chapter 3). We further analyzed two prototypical HMXBs, Vela X-1 and IGR J17544-2619, and obtained fundamental conclusions regarding the dichotomy of two basic classes of HMXBs (Chapter 4). We performed an exhaustive analysis of the binary R 145 in the Large Magellanic Cloud (LMC), which was claimed to host the most massive stars known. We were able to disentangle the spectrum of the system, and performed an orbital, polarimetric, and spectral analysis, as well as an analysis of the wind-wind collision region. The true masses of the binary components turned out to be significantly lower than suggested, impacting our understanding of the initial mass function and stellar evolution at low metallicity (Chapter 5). Finally, all known WR binaries in the Small Magellanic Cloud (SMC) were analyzed. Although it was theoretical predicted that virtually all WR stars in the SMC should be formed via mass-transfer in binaries, we find that binarity was not important for the formation of the known WR stars in the SMC, implying a strong discrepancy between theory and observations (Chapter 6). N2 - Durch ihre intensive Strahlung, Sternwinde und Supernovaexplosionen tragen massereiche Sterne (Minitial & 8 M☉) erheblich zur Entwicklung von Galaxien bei. In den letzten Jahren wurde es immer klarer, dass sich die Mehrheit der massereichen Sterne in Doppelsternsystemen befindet. Die vorliegende Doktorarbeit hat das Ziel, den Einfluss dieser Tatsache auf die Entwicklung massereicher Sterne quantitativ zu untersuchen. Um dies zu erreichen, haben wir eine Analyse der Umläufe, Spektren und Entwicklung verschiedener Doppelsternsysteme in der lokalen Gruppe durchgeführt, die OB-Sterne, massereicher Röntgendoppelsterne (HMXBs) und Wolf-Rayet-(WR)-Doppelsterne einschließt. Die Spektralanalyse wurde mithilfe des Potsdam-Wolf-Rayet-(PoWR)-Modellatmosphären-Programms für Strahlungstransport in Abwesenheit von lokalem thermodynamischen Gleichgewicht (non-LTE) durchgeführt. Das PoWR-Programm wurde im Laufe der Arbeit aktualisiert, sodass die Berechnung der hydrostatischen Schichten des Sternes nun wesentlich genauer erfolgt, was die Verwendung dieses Programms für alle Typen heißer massereicher Sterne erlaubte (Kapitel 2). Das bedeckungsveränderliche Dreifachsternsystem δ Ori diente als Test für diese neue Version von PoWR, und lieferte wesentliche Informationen bezüglich der Entstehung von Röntgenstrahlung in massereichen Sternen (Kapitel 3). Die Analyse zweier prototypischer massereicher Röntgendoppelsterne, Vela X-1 und IGR J17544-2619, machte den Ursprung der Dichotomie der zwei Hauptklassen der Röntgendoppelsterne deutlich (Kapitel 4). Eine umfassende Analyse des Doppelsterns R145 in der Großen Magellanschen Wolke (LMC), der angeblich aus den massereichsten uns bekannten Sternen besteht, wurde durchgeführt. Mithilfe einer Dekomposition des Spektrums, einer Orbital- und Spektralanalyse, sowie einer Analyse der Kollision von Sternwinden in diesem System konnten wir zeigen, dass die Massen der Komponenten wesentlich kleiner sind als bisher angenommen. Dies ist ein wichtiger Beitrag zu unserem Verständnis der Anfangsmassenfunktion und der Entwicklung massereicher Sterne in Umgebungen geringer Metalizität (Kapitel 5). Schließlich wurde die Gesamtpopulation der WR-Doppelsterne in der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) analysiert. Im Widerspruch zur theoretischen Vorhersage, alle WR-Doppelsterne in der SMC seien dank Massentransfer in Doppelsternsystemen entstanden, finden wir, dass Massentransfer unerheblich für die Entstehung der uns bekannten WR-Sterne in der SMC war (Kapitel 6). KW - massive stars KW - Wolf-Rayet KW - stellar evolution KW - stellar winds KW - binary stars KW - massereiche Sterne KW - Wolf-Rayet KW - Sternentwicklung KW - Sternwinde KW - Doppelsterne Y1 - 2017 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-104857 ER - TY - THES A1 - Anielski, Alexander T1 - Entwicklung einer mikrofluidischen, adaptiv geregelten Messapparatur zur quantitativen Untersuchung von Chemotaxis mit Hilfe der Flussfotolyse KW - Flussfotolyse KW - Konzentration KW - Chemotaxis KW - Mikrokanal KW - Dictyostelium KW - flow photolysis KW - concentration KW - chemotaxis KW - microchannel KW - Dictyostelium Y1 - 2015 ER - TY - THES A1 - Rausche, Germar T1 - Ein Verfahren zur Bestimmung des Magnetfeldes in aktiven Strukturen der Sonnenkorona Y1 - 2008 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Kasper, Lutz T1 - Diskursiv-narrative Elemente für den Physikunterricht. Entwicklung und Evaluation einer multimedialen Lernumgebung zum Erdmagnetismus Y1 - 2008 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Blecua, Pedro T1 - Liquid morphologies on patterned surfaces Y1 - 2008 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Velagapudi, Rama Krishna T1 - Preparation and characterization of thermally stable guest-host polymer thin films for non-linear optical applications Y1 - 2008 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Velagapudi, Rama Krishna T1 - Preparation and characterization of thermally stable guest-host Polymer thin films for non-lunear optical applications Y1 - 2008 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Silmy, Kamel T1 - Micro-jet plasma chemical vapor deposition Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Merlo, Claudia T1 - A model of protein folding kinetics Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Liepelt, Steffen T1 - Energy transduction in network models of molecular motors Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Beyer, Florian T1 - Asymptotics and singularities in cosmological models with positive cosmological constant Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Horn, Martin Erik T1 - Entwicklung und Evaluation eines Unterrichtskonzeptes zur Holographie mit Untersuchungen von Lernprozessen zur Interferenzoptik Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Wegener, Michael T1 - Ferroelektrete und Polymerschäume: Präparation, Eigenschaften und Anwendung als piezoelektrische Wandler Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Koseska, Aneta T1 - Modeling and control of synthetic gene regulatory networks Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Kremmer, Alexander T1 - Untersuchungen der Struktur von Polyamid 11 - Filmen und ihres Einflusses auf deren piezo- und ferroelektrische Eigenschaften Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Colpan Zenginoglu, Anil T1 - A conformal approach to numerical calculations of asymptotically flat spacetimes Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Voronina, Olena T1 - Structure-property relations in polymer ferroelectrets Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Khalatyan, Arman T1 - The influence of nuclear activity onto the morphology of galaxies Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Grafmüller, Andrea T1 - The fusion of membranes and vesicles Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Raab, Corinna T1 - Entwicklung von Large-Scale-Dimensionsdichten und deren Anwendung auf biomedizinische Daten Y1 - 2007 CY - Potsdam ER - TY - THES A1 - Müller, Renate T1 - Einfluss der Temperatur auf die Nanomechanik von sphärischen und zylindrischen Polyelektrolyt-Multischicht- Hohlkörpern Y1 - 2007 CY - Potsdam ER -