TY - THES A1 - Ketzer, Laura T1 - The impact of stellar activity evolution on atmospheric mass loss of young exoplanets T1 - Der Einfluss der stellaren Aktivitätsentwicklung auf den atmosphärischen Massenverlust von jungen Exoplaneten N2 - The increasing number of known exoplanets raises questions about their demographics and the mechanisms that shape planets into how we observe them today. Young planets in close-in orbits are exposed to harsh environments due to the host star being magnetically highly active, which results in high X-ray and extreme UV fluxes impinging on the planet. Prolonged exposure to this intense photoionizing radiation can cause planetary atmospheres to heat up, expand and escape into space via a hydrodynamic escape process known as photoevaporation. For super-Earth and sub-Neptune-type planets, this can even lead to the complete erosion of their primordial gaseous atmospheres. A factor of interest for this particular mass-loss process is the activity evolution of the host star. Stellar rotation, which drives the dynamo and with it the magnetic activity of a star, changes significantly over the stellar lifetime. This strongly affects the amount of high-energy radiation received by a planet as stars age. At a young age, planets still host warm and extended envelopes, making them particularly susceptible to atmospheric evaporation. Especially in the first gigayear, when X-ray and UV levels can be 100 - 10,000 times higher than for the present-day sun, the characteristics of the host star and the detailed evolution of its high-energy emission are of importance. In this thesis, I study the impact of stellar activity evolution on the high-energy-induced atmospheric mass loss of young exoplanets. The PLATYPOS code was developed as part of this thesis to calculate photoevaporative mass-loss rates over time. The code, which couples parameterized planetary mass-radius relations with an analytical hydrodynamic escape model, was used, together with Chandra and eROSITA X-ray observations, to investigate the future mass loss of the two young multiplanet systems V1298 Tau and K2-198. Further, in a numerical ensemble study, the effect of a realistic spread of activity tracks on the small-planet radius gap was investigated for the first time. The works in this thesis show that for individual systems, in particular if planetary masses are unconstrained, the difference between a young host star following a low-activity track vs. a high-activity one can have major implications: the exact shape of the activity evolution can determine whether a planet can hold on to some of its atmosphere, or completely loses its envelope, leaving only the bare rocky core behind. For an ensemble of simulated planets, an observationally-motivated distribution of activity tracks does not substantially change the final radius distribution at ages of several gigayears. My simulations indicate that the overall shape and slope of the resulting small-planet radius gap is not significantly affected by the spread in stellar activity tracks. However, it can account for a certain scattering or fuzziness observed in and around the radius gap of the observed exoplanet population. N2 - Die steigende Anzahl bekannter Exoplaneten wirft Fragen zu ihrer Demografie und den Mechanismen auf, die Planeten in ihre heutige beobachtete Form bringen. Junge Planeten, die sehr nah um ihren Wirtsstern kreisen, sind extremen Umgebungen ausgesetzt, da der Stern eine hohe magnetische Aktivität aufweist. Das führt wiederum dazu, dass der Planet einer enormen Röntgen- und Extrem-UV-Strahlung ausgesetzt ist. Ist der Planet über einen längeren Zeitraum dieser intensiven photoionisierenden Strahlung ausgesetzt, kann dies dazu führen, dass Planetenatmosphären sich aufheizen, ausdehnen und durch einen hydrodynamischen Entweichungsprozess namens Photoevaporation ins All entweichen, sozusagen verdampfen. Bei Planeten, in der Größenordnung von Super-Erden und Sub-Neptunen, kann dies sogar zur vollständigen Erosion ihrer Ur-Atmosphären führen. Ein interessanter Faktor, der für diesen Massenverlustprozess eine Rolle spielt, ist die Aktivitätsentwicklung des Wirtssterns. Die Rotation eines Sterns, die den Dynamo und damit die magnetische Aktivität antreibt, ändert sich im Laufe der Lebensdauer eines Sterns erheblich. Dies hat einen starken Einfluss auf die Menge der hochenergetischen Strahlung, den ein Planet mit zunehmendem Alter des Sterns empfängt. In jungen Jahren besitzen Planeten noch warme und ausgedehnte Hüllen, was sie besonders anfällig für atmosphärische Verdunstung macht. Insbesondere in den ersten Gigajahren, wenn die Röntgen- und UV-Strahlung 100 - 10,000 Mal höher sein kann als bei der heutigen Sonne, sind die Eigenschaften des Wirtssterns und die detaillierte Entwicklung seiner hochenergetischen Emission von Bedeutung. In dieser Arbeit untersuche ich die Auswirkungen der Entwicklung der stellaren Aktivität auf den durch hochenergetische Strahlung verursachten atmosphärischen Massenverlust junger Exoplaneten. Der PLATYPOS-Code wurde im Rahmen dieser Arbeit entwickelt, um die photoevaporativen Massenverlustraten für verschiedene stellare Alter zu berechnen. Der Code verknüpft parametrisierte Planetenmasse-Radius-Beziehungen mit einem analytischen Modell für den hydrodynamischen Massenverlust. Er wurde zusammen mit Chandra- und eROSITA-Röntgenbeobachtungen dazu verwendet, den zukünftigen Massenverlust der beiden jungen Mehrplanetensysteme V1298 Tau und K2-198 zu untersuchen. Darüber hinaus wurde in einer numerischen Ensemblestudie erstmals der Effekt einer realistischen Verteilung von stellaren Aktivitäts-Tracks auf das sogenannte Radius-Tal bei kleinen Planeten untersucht. Die Arbeiten in dieser Dissertation zeigen, dass für einzelne Systeme, insbesondere wenn die Planetenmassen unbestimmt sind, der Unterschied zwischen einem jungen Wirtsstern, der einem Track mit niedriger Aktivität gegenüber einem solchen mit hoher Aktivität folgt, gravierende Auswirkungen haben kann: Die genaue Form der Aktivitätsentwicklung kann darüber entscheiden, ob ein Planet einen Teil seiner Atmosphäre behält oder seine Hülle vollständig verliert und nur den nackten Gesteinskern behält. Für ein Ensemble von simulierten Planeten ändert eine durch Beobachtungen motivierte Verteilung von Aktivitäts-Tracks die endgültige Radiusverteilung der Planeten nach mehreren Gigajahren nicht wesentlich. Meine Simulationen deuten darauf hin, dass die Form und Steigung des sich ergebenden Radius-Tals bei Kleinplaneten nicht wesentlich von der Streuung der stellaren Aktivitäts-Tracks beeinflusst wird. Eine gewisse Streuung oder Unschärfe im Radius-Tal der beobachteten Exoplanetenpopulation kann damit allerdings durchaus erklärt werden. KW - Exoplaneten KW - star-planet interaction KW - stellar physics KW - exoplanets KW - exoplanet atmospheres KW - Sternphysik KW - Stern-Planeten-Wechselwirkung KW - Exoplanetenatmosphären Y1 - 2024 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-626819 ER - TY - THES A1 - Littmann, Daniela-Christin T1 - Large eddy simulations of the Arctic boundary layer around the MOSAiC drift track T1 - Large-Eddy-Simulationen der arktischen Grenzschicht um die MOSAiC-Driftroute N2 - The icosahedral non-hydrostatic large eddy model (ICON-LEM) was applied around the drift track of the Multidisciplinary Observatory Study of the Arctic (MOSAiC) in 2019 and 2020. The model was set up with horizontal grid-scales between 100m and 800m on areas with radii of 17.5km and 140 km. At its lateral boundaries, the model was driven by analysis data from the German Weather Service (DWD), downscaled by ICON in limited area mode (ICON-LAM) with horizontal grid-scale of 3 km. The aim of this thesis was the investigation of the atmospheric boundary layer near the surface in the central Arctic during polar winter with a high-resolution mesoscale model. The default settings in ICON-LEM prevent the model from representing the exchange processes in the Arctic boundary layer in accordance to the MOSAiC observations. The implemented sea-ice scheme in ICON does not include a snow layer on sea-ice, which causes a too slow response of the sea-ice surface temperature to atmospheric changes. To allow the sea-ice surface to respond faster to changes in the atmosphere, the implemented sea-ice parameterization in ICON was extended with an adapted heat capacity term. The adapted sea-ice parameterization resulted in better agreement with the MOSAiC observations. However, the sea-ice surface temperature in the model is generally lower than observed due to biases in the downwelling long-wave radiation and the lack of complex surface structures, like leads. The large eddy resolving turbulence closure yielded a better representation of the lower boundary layer under strongly stable stratification than the non-eddy-resolving turbulence closure. Furthermore, the integration of leads into the sea-ice surface reduced the overestimation of the sensible heat flux for different weather conditions. The results of this work help to better understand boundary layer processes in the central Arctic during the polar night. High-resolving mesoscale simulations are able to represent temporally and spatially small interactions and help to further develop parameterizations also for the application in regional and global models. N2 - Das icosahedral non-hydrostatische large eddy model (ICON-LEM) wurde entlang des Driftweges des Multidisciplinary Observatory Study of the Arctic (MOSAiC) in 2019 und 20 angewendet. Das Modell nutzte horizontale Gitterauflösungen zwischen 100m und 800m auf Gebieten mit Durchmessern von 17.5km und 140 km. An den seitlichen Rändern wurde das Modell mit Analysedaten des Deutschen Wetterdienstes (DWD) angetrieben, welche mit ICON im limited area mode (ICON-LAM) mit einer horizontalen Auflösung von 3km herunterskaliert wurden. Ziel dieser Arbeit war es, die flache atmosphärische Grenzschicht in der zentralen Arktis während des polaren Winters mit einem hochauflösenden mesoskaligen Modell zu untersuchen. Die standardmäßigen Einstellungen in ICON-LEM machen es dem Modell unmöglich, die wechselwirkenden Austauschprozesse in der arktischen Grenzschicht gemäß der MOSAiC Beobachtungen abzubilden. Das implementierte Meereis-Schema in ICON beinhaltet keine Schneeschicht auf dem Meereis, was eine zu große Verzögerung der Meereisoberflächentemperatur auf atmosphärische Veränderungen bewirkt. Um die Meereisfläche schneller auf Änderungen in der Atmosphäre reagieren lassen zu können, wurde die bestehende Meereisparameterisierung in ICON um einen angepasstenWärmekapazitätsterm erweitert. Die angepasste Meereis-Parameterisierung stimmte besser mit den MOSAiC Beobachtungen überein. Allerdings ist die Meereisoberflächentemperatur im Modell aufgrund der fehlerbehafteten einfallenden, langwelligen Strahlung und dem Fehlen komplexer Oberflächenstrukturen im Meereis generell niedriger als beobachtet. Die groß-wirbellige Turbulenz-Schliessung wird der Darstellung der unteren Grenschicht während starker stabiler Schichtung besser gerecht als die Nicht-Wirbel-auflösende Turbulenz-Schließung. Desweiteren reduzierte die Integration der Risse in der Meereisoberfläche die Abweichung der sensiblen Wärme für verschiedene Wetterzustände. Die Ergebnisse dieser Arbeit helfen die Grenzschicht-Prozesse in der zentralen Arktis während der polaren Nacht besser zu verstehen. Hochauflösende mesoskalige Simulationen ermöglichen die Repräsentation zeitlicher und räumlicher klein-skaliger Wechselwirkungen und bestehende Parametrisierungen auch für regionale und globale Modelle weiterzuentwickeln. KW - Arctic KW - atmosphere KW - atmospheric science KW - high resolution KW - boundary layer KW - stable stratification KW - heat flux KW - heat capacity KW - Arktis KW - Atmosphäre KW - Atmosphärenforschung KW - hohe Auflösung KW - Grenzschicht KW - stabile Schichtung KW - Wärmefluss KW - Wärmekapazität Y1 - 2024 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-624374 ER - TY - THES A1 - Aue, Lars T1 - Cyclone impacts on sea ice in the Atlantic Arctic Ocean T1 - Auswirkungen von Zyklonen auf das Meereis im Atlantischen Arktischen Ozean N2 - The Arctic is the hot spot of the ongoing, global climate change. Over the last decades, near-surface temperatures in the Arctic have been rising almost four times faster than on global average. This amplified warming of the Arctic and the associated rapid changes of its environment are largely influenced by interactions between individual components of the Arctic climate system. On daily to weekly time scales, storms can have major impacts on the Arctic sea-ice cover and are thus an important part of these interactions within the Arctic climate. The sea-ice impacts of storms are related to high wind speeds, which enhance the drift and deformation of sea ice, as well as to changes in the surface energy budget in association with air mass advection, which impact the seasonal sea-ice growth and melt. The occurrence of storms in the Arctic is typically associated with the passage of transient cyclones. Even though the above described mechanisms how storms/cyclones impact the Arctic sea ice are in principal known, there is a lack of statistical quantification of these effects. In accordance with that, the overarching objective of this thesis is to statistically quantify cyclone impacts on sea-ice concentration (SIC) in the Atlantic Arctic Ocean over the last four decades. In order to further advance the understanding of the related mechanisms, an additional objective is to separate dynamic and thermodynamic cyclone impacts on sea ice and assess their relative importance. Finally, this thesis aims to quantify recent changes in cyclone impacts on SIC. These research objectives are tackled utilizing various data sets, including atmospheric and oceanic reanalysis data as well as a coupled model simulation and a cyclone tracking algorithm. Results from this thesis demonstrate that cyclones are significantly impacting SIC in the Atlantic Arctic Ocean from autumn to spring, while there are mostly no significant impacts in summer. The strength and the sign (SIC decreasing or SIC increasing) of the cyclone impacts strongly depends on the considered daily time scale and the region of the Atlantic Arctic Ocean. Specifically, an initial decrease in SIC (day -3 to day 0 relative to the cyclone) is found in the Greenland, Barents and Kara Seas, while SIC increases following cyclones (day 0 to day 5 relative to the cyclone) are mostly limited to the Barents and Kara Seas. For the cold season, this results in a pronounced regional difference between overall (day -3 to day 5 relative to the cyclone) SIC-decreasing cyclone impacts in the Greenland Sea and overall SIC-increasing cyclone impacts in the Barents and Kara Seas. A cyclone case study based on a coupled model simulation indicates that both dynamic and thermodynamic mechanisms contribute to cyclone impacts on sea ice in winter. A typical pattern consisting of an initial dominance of dynamic sea-ice changes followed by enhanced thermodynamic ice growth after the cyclone passage was found. This enhanced ice growth after the cyclone passage most likely also explains the (statistical) overall SIC-increasing effects of cyclones in the Barents and Kara Seas in the cold season. Significant changes in cyclone impacts on SIC over the last four decades have emerged throughout the year. These recent changes are strongly varying from region to region and month to month. The strongest trends in cyclone impacts on SIC are found in autumn in the Barents and Kara Seas. Here, the magnitude of destructive cyclone impacts on SIC has approximately doubled over the last four decades. The SIC-increasing effects following the cyclone passage have particularly weakened in the Barents Sea in autumn. As a consequence, previously existing overall SIC-increasing cyclone impacts in this region in autumn have recently disappeared. Generally, results from this thesis show that changes in the state of the sea-ice cover (decrease in mean sea-ice concentration and thickness) and near-surface air temperature are most important for changed cyclone impacts on SIC, while changes in cyclone properties (i.e. intensity) do not play a significant role. N2 - Die Arktis ist der Hotspot des globalen Klimawandels. In den letzten Jahrzehnten sind die oberflächennahen Temperaturen in der Arktis fast viermal so schnell gestiegen wie im globalen Durchschnitt. Diese verstärkte Erwärmung der Arktis und die damit verbundenen raschen Umweltveränderungen werden u.a. durch Wechselwirkungen zwischen den einzelnen Komponenten des arktischen Klimasystems angetrieben. Auf täglichen bis wöchentlichen Zeitskalen können Stürme große Einflüsse auf das arktische Meereis haben und sind somit ein wichtiger Teil dieser Wechselwirkungen innerhalb des arktischen Klimas. Der Einfluss der Stürme auf das Meereis resultiert aus den hohen Windgeschwindigkeiten, welche die Drift und Verformung des Meereises verstärken, sowie aus Änderungen in der Oberflächenenergiebilanz im Zusammenhang mit der Advektion von Luftmassen, was das Wachstum und Schmelzen des Meereises beeinflusst. Das Auftreten von Stürmen in der Arktis ist oft mit dem Durchzug von Zyklonen verbunden. Obwohl die oben beschriebenen Mechanismen, wie sich Stürme/Zyklone auf das arktische Meereis auswirken, im Prinzip bekannt sind, fehlt es an einer statistischen Quantifizierung dieser Effekte. Dementsprechend ist das übergeordnete Ziel dieser Arbeit eine statistische Quantifizierung der Auswirkungen von Zyklonen auf die Meereiskonzentration (engl. Sea Ice Concentration, SIC) im atlantischen Arktischen Ozeans über die letzten vier Jahrzehnte. Um ein Verständnis für die zugrunde liegenden Mechanismen zu erlangen, besteht ein weiteres Ziel darin, die dynamischen und thermodynamischen Auswirkungen von Zyklonen auf das Meereis zu trennen und ihre relative Bedeutung zu analysieren. Zuletzt zielt diese Arbeit darauf ab, aktuelle Veränderungen der Zykloneneinflüsse auf das Meereis zu quantifizieren. Zum Erreichen dieser Forschungsziele werden verschiedene Datensätze genutzt, darunter atmosphärische und ozeanische Reanalysedaten sowie eine gekoppelte Modellsimulation und ein Algorithmus zur automatischen Identifikation von Zyklonen. Die Ergebnisse dieser Arbeit zeigen, dass Zyklone die SIC im atlantischen Arktischen Ozean von Herbst bis Frühjahr signifikant beeinflussen, während es im Sommer meist keine signifikanten Auswirkungen gibt. Die Stärke und das Vorzeichen (abnehmende oder zunehmende SIC) der Auswirkungen der Zyklone hängt stark von der betrachteten täglichen Zeitskala und der Region des Arktischen Ozeans ab. So ist ein anfänglicher Rückgang der SIC (Tag -3 bis Tag 0 relativ zum Zyklonendurchgang) in der Grönland-, der Barents- und der Karasee festzustellen, während ein SIC-Anstieg nach dem Zyklonendurchgang (Tag 0 bis Tag 5 relativ zum Zyklonendurchgang) hauptsächlich auf die Barents- und die Karasee beschränkt ist. Für die kalte Jahreszeit ergibt sich daraus ein ausgeprägter regionaler Unterschied zwischen insgesamt (Tag -3 bis Tag 5 relativ zum Zyklon) SIC-verringernden Zyklonenauswirkungen in der Grönlandsee und insgesamt SIC-erhöhenden Zyklonenauswirkungen in der Barents- und Karasee. Die Analyse spezifischer Zyklonenfälle basierend auf einer gekoppelten Modellsimulation zeigt, dass sowohl dynamische als auch thermodynamische Mechanismen zu den Auswirkungen von Zyklonen auf das Meereis im Winter beitragen. Hierbei wurde ein typisches Muster bestehend aus einer anfänglichen Dominanz dynamischer Meereisveränderungen gefolgt von verstärktem thermodynamischem Eiswachstum nach der Zyklonenpassage gefunden. Dieses verstärkte Eiswachstum nach der Zyklonenpassage erklärt u.a. auch die (statistischen) insgesamt SIC-erhöhenden Effekte von Zyklonen in der Barents- und Karasee im Winter. Signifikante Änderungen in den Auswirkungen von Zyklonen auf die SIC über die letzten vier Dekaden sind das ganze Jahr über zu finden. Diese Veränderungen variieren stark von Region zu Region und von Monat zu Monat. Die stärksten Trends in den Auswirkungen von Zyklonen auf die SIC sind im Herbst in der Barents- und Karasee zu beobachten. Hier hat sich die Stärke der zerstörerischen Auswirkungen von Zyklonen auf die SIC in den letzten vier Jahrzehnten ungefähr verdoppelt. Die SIC-erhöhenden Effekte nach der Zyklonenpassage haben sich in der Barentssee im Herbst besonders abgeschwächt. Dadurch sind zuvor existierende, insgesamt SIC-erhöhende Zyklonenauswirkungen in dieser Region und Jahreszeit zuletzt verschwunden. Generell zeigen die Ergebnisse dieser Arbeit, dass Änderungen im Zustand des Meereises (Abnahme der mittleren Meereiskonzentration und -dicke) sowie in der Lufttemperatur die veränderten Auswirkungen der Zyklonen auf die SIC antreiben, während Veränderungen in den Eigenschaften der Zyklonen (z.B. ihre Intensität) keine wesentliche Rolle spielen. KW - Arctic KW - atmosphere KW - sea ice KW - cyclones KW - meteorology KW - Arktis KW - Atmosphäre KW - Meereis KW - Zyklone KW - Meteorologie Y1 - 2024 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-634458 SP - VIII, 131 ER - TY - THES A1 - Ehlert, Kristian T1 - Simulations of active galactic nuclei feedback with cosmic rays and magnetic fields N2 - The central gas in half of all galaxy clusters shows short cooling times. Assuming unimpeded cooling, this should lead to high star formation and mass cooling rates, which are not observed. Instead, it is believed that condensing gas is accreted by the central black hole that powers an active galactic nuclei jet, which heats the cluster. The detailed heating mechanism remains uncertain. A promising mechanism invokes cosmic ray protons that scatter on self-generated magnetic fluctuations, i.e. Alfvén waves. Continuous damping of Alfvén waves provides heat to the intracluster medium. Previous work has found steady state solutions for a large sample of clusters where cooling is balanced by Alfvénic wave heating. To verify modeling assumptions, we set out to study cosmic ray injection in three-dimensional magnetohydrodynamical simulations of jet feedback in an idealized cluster with the moving-mesh code arepo. We analyze the interaction of jet-inflated bubbles with the turbulent magnetized intracluster medium. Furthermore, jet dynamics and heating are closely linked to the largely unconstrained jet composition. Interactions of electrons with photons of the cosmic microwave background result in observational signatures that depend on the bubble content. Those recent observations provided evidence for underdense bubbles with a relativistic filling while adopting simplifying modeling assumptions for the bubbles. By reproducing the observations with our simulations, we confirm the validity of their modeling assumptions and as such, confirm the important finding of low-(momentum) density jets. In addition, the velocity and magnetic field structure of the intracluster medium have profound consequences for bubble evolution and heating processes. As velocity and magnetic fields are physically coupled, we demonstrate that numerical simulations can help link and thereby constrain their respective observables. Finally, we implement the currently preferred accretion model, cold accretion, into the moving-mesh code arepo and study feedback by light jets in a radiatively cooling magnetized cluster. While self-regulation is attained independently of accretion model, jet density and feedback efficiencies, we find that in order to reproduce observed cold gas morphology light jets are preferred. N2 - Das zentrale Gas in der Hälfte aller Galaxienhaufen weist kurze Kühlzeiten auf. Dies sollte zu hohen Sternentstehungs- und Massenkühlungsraten führen. Bei ungehinderter Kühlung würden jedoch viel mehr Sterne entstehen als beobachtet. Stattdessen wird vermutet, dass das kondensierende Gas durch das zentrale Schwarze Loch akkretiert wird, das einen aktiven Galaxienkerne antreibt, der den Haufen heizt. Der genaue Heizmechanismus ist noch unklar. Ein vielversprechender Mechanismus geht von Protonen der kosmischen Strahlung aus, die an selbst erzeugten magnetischen Fluktuationen, d.h. Alfvénwellen, streuen. Die kontinuierliche Dämpfung der Alfvénwellen heizt das Gas. Für eine große Anzahl von Galaxienhaufen wurden stationäre Lösungen gefunden, bei denen Kühlen durch Alfvénwellenheizen ausgeglichen wird. Um die Modellierungsannahmen zu überprüfen, untersuchen wir die CR-Injektion in magnetohydrodynamischen 3D-Simulationen von Jets in einem idealisierten Cluster mit dem Code arepo. Wir simulieren die Entstehung und Entwicklung von Gasblasen durch energetische Ausflüsse in einer turbulenten, magnetische Atmosphäre. Darüberhinaus ist die Dynamik des Jets und das Heizen eng verknüpft mit der soweit unklaren Zusammensetzung des Jets. DieWechselwirkung von Elektronen mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund führt zu beobachtbaren Signaturen, die vom Inhalt der Blasen abhängen. Diese jüngsten Beobachtungen lieferten Beweise für unterdichte Blasen mit einer relativistischen Füllung, wobei vereinfachende Modellannahmen für die Blasen angenommen wurden. Indem wir die Beobachtungen mit unseren Simulationen reproduzieren, bestätigen wir die Gültigkeit ihrer Modellannahmen und damit die wichtige Erkenntnis, dass Jets eine niedrige (Impuls-)Dichte haben. Außerdem haben die Geschwindigkeits- und Magnetfeldstruktur der Haufenatmosphäre tiefgreifende Auswirkungen auf die Blasenentwicklung und Heizprozesse. Da Geschwindigkeits- und Magnetfelder physikalisch gekoppelt sind, zeigen wir, dass numerische Simulationen dazu beitragen können, die jeweiligen Beobachtungsdaten in direkte Verbindung zu setzen, um sie dadurch besser abschätzen zu können. Schließlich implementieren wir das derzeit bevorzugte Akkretionsmodell, cold accretion, in arepo und untersuchen die Rückkopplung durch leichte Jets in einem explizit kühlenden magnetisierten Haufen. Während die Selbstregulierung unabhängig vom Akkretionsmodell, der Jetdichte und der Jeteffizienz erreicht wird, ist die Morphologie des kalten Gases bei Simulationen mit leichten Jets Beobachtungen am ähnlichsten. T2 - Simulationen vom Heizen von Galaxienhaufen durch aktive Galaxienkerne mit kosmischer Strahlung und Magnetfeldern KW - galaxy clusters KW - intracluster medium KW - active galactic nuclei KW - magnetohydrodynamics KW - cosmic rays KW - Galaxienhaufen KW - aktive Galaxienkerne KW - Magnetohydrodynamik KW - kosmische Strahlung Y1 - 2023 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-578168 ER - TY - THES A1 - De Andrade Queiroz, Anna Barbara T1 - The Milky Way disks, bulge, and bar sub-populations T1 - Die Scheiben, der Bulge und der Balken der Milchstraße Subpopulationen BT - a chemo-dynamical view of our Galaxy in the APOGEE + Gaia era BT - ein chemodynamischer Blick auf unsere Galaxie in der APOGEE + Gaia Ära N2 - In recent decades, astronomy has seen a boom in large-scale stellar surveys of the Galaxy. The detailed information obtained about millions of individual stars in the Milky Way is bringing us a step closer to answering one of the most outstanding questions in astrophysics: how do galaxies form and evolve? The Milky Way is the only galaxy where we can dissect many stars into their high-dimensional chemical composition and complete phase space, which analogously as fossil records can unveil the past history of the genesis of the Galaxy. The processes that lead to large structure formation, such as the Milky Way, are critical for constraining cosmological models; we call this line of study Galactic archaeology or near-field cosmology. At the core of this work, we present a collection of efforts to chemically and dynamically characterise the disks and bulge of our Galaxy. The results we present in this thesis have only been possible thanks to the advent of the Gaia astrometric satellite, which has revolutionised the field of Galactic archaeology by precisely measuring the positions, parallax distances and motions of more than a billion stars. Another, though not less important, breakthrough is the APOGEE survey, which has observed spectra in the near-infrared peering into the dusty regions of the Galaxy, allowing us to determine detailed chemical abundance patterns in hundreds of thousands of stars. To accurately depict the Milky Way structure, we use and develop the Bayesian isochrone fitting tool/code called StarHorse; this software can predict stellar distances, extinctions and ages by combining astrometry, photometry and spectroscopy based on stellar evolutionary models. The StarHorse code is pivotal to calculating distances where Gaia parallaxes alone cannot allow accurate estimates. We show that by combining Gaia, APOGEE, photometric surveys and using StarHorse, we can produce a chemical cartography of the Milky way disks from their outermost to innermost parts. Such a map is unprecedented in the inner Galaxy. It reveals a continuity of the bimodal chemical pattern previously detected in the solar neighbourhood, indicating two populations with distinct formation histories. Furthermore, the data reveals a chemical gradient within the thin disk where the content of 𝛼-process elements and metals is higher towards the centre. Focusing on a sample in the inner MW we confirm the extension of the chemical duality to the innermost regions of the Galaxy. We find stars with bar shape orbits to show both high- and low-𝛼 abundances, suggesting the bar formed by secular evolution trapping stars that already existed. By analysing the chemical orbital space of the inner Galactic regions, we disentangle the multiple populations that inhabit this complex region. We reveal the presence of the thin disk, thick disk, bar, and a counter-rotating population, which resembles the outcome of a perturbed proto-Galactic disk. Our study also finds that the inner Galaxy holds a high quantity of super metal-rich stars up to three times solar suggesting it is a possible repository of old super-metal-rich stars found in the solar neighbourhood. We also enter into the complicated task of deriving individual stellar ages. With StarHorse, we calculate the ages of main-sequence turn-off and sub-giant stars for several public spectroscopic surveys. We validate our results by investigating linear relations between chemical abundances and time since the 𝛼 and neutron capture elements are sensitive to age as a reflection of the different enrichment timescales of these elements. For further study of the disks in the solar neighbourhood, we use an unsupervised machine learning algorithm to delineate a multidimensional separation of chrono-chemical stellar groups revealing the chemical thick disk, the thin disk, and young 𝛼-rich stars. The thick disk is shown to have a small age dispersion indicating its fast formation contrary to the thin disk that spans a wide range of ages. With groundbreaking data, this thesis encloses a detailed chemo-dynamical view of the disk and bulge of our Galaxy. Our findings on the Milky Way can be linked to the evolution of high redshift disk galaxies, helping to solve the conundrum of galaxy formation. N2 - In den letzten Jahrzehnten hat die Astronomie mit großen galaktischen Durchmusterungen einen Boom erlebt. Die dadurch gewonnenen detaillierten Informationen über Millionen von Einzelsternen in der Milchstraße bringen uns der Beantwortung einer der wichtigsten Fragen der Astrophysik einen Schritt näher: Wie entstehen und entwickeln sich Galaxien? Die Milchstraße ist die einzige Galaxie, in der wir viele Sterne in ihre hochdimensionale chemische Zusammensetzung und ihren vollständigen Phasenraum zerlegen können, was analog zu fossilen Aufzeichnungen die Entstehungsgeschichte der Galaxie enthüllen kann. Für kosmologische Modelle ist es von entscheidender Bedeutung, die Prozesse zu verstehen, die zur Bildung großer Strukturen wie der Milchstraße führen; wir nennen diese Studienrichtung Galaktische Archäologie oder Nahfeldkosmologie. Im Mittelpunkt dieser Arbeit stehen die Bemühungen, die Scheiben und den Bulge unserer Galaxie chemisch und dynamisch zu charakterisieren. Die Ergebnisse, die wir in dieser Arbeit vorstellen, waren nur dank des starts des astrometrischen Satelliten Gaia möglich, der das Gebiet der galaktischen Archäologie durch die präzise Messung der Positionen, Parallaxenwinkel und Eigenbewegungen von mehr als einer Milliarde Sterne revolutioniert hat. Ein weiterer, aber nicht minder wichtiger Durchbruch ist die APOGEE-Durchmusterung, die Spektren im nahen Infrarot beobachtet hat, was es uns erlaubt, durch die staubigen Regionen der Milchstraße hindurchzublicken und die chemischen Fingerabdrücke von Hunderttausenden von Sternen zu bestimmen. Um die Struktur der Milchstraße genau darzustellen, verwenden und entwickeln wir das Isochrone-fitting-Tool StarHorse; diese Software kann Sternentfernungen, Aussterbezeiten und Alter vorhersagen, indem sie Astrometrie, Photometrie und Spektroskopie auf der Grundlage von Modellen der Sternentwicklung kombiniert. Der Code StarHorse ist von zentraler Bedeutung für die Berechnung von Entfernungen, bei denen Gaia -Parallaxen allein keine Bestimmung ermöglichen. Wir zeigen, dass wir durch die Kombination von Gaia, APOGEE und StarHorse eine chemische Kartographie der Milchstraßenscheiben von ihrem äußersten bis zum innersten Teil erstellen können. Eine solche Karte ist in der inneren Galaxis beispiellos und zeigt ein bimodales chemisches Muster, das auf zwei Populationen mit unterschiedlichen Entstehungsgeschichten hinweist. Darüber hinaus bestätigen die Daten einen chemischen Gradienten innerhalb der dünnen Scheibe, bei dem der Gehalt an Elementen und Metallen aus 𝛼-Prozessen zum Zentrum hin zunimmt ist. Eine Überdichte in der Anzahl der Sterne bestätigt zudem die Signatur eines Balkens in der inneren Galaxie. Modelle der Galaxienentstehung sagen gewöhnlich deren Beginn im galaktischen Zentrum voraus. Wir konzentrieren uns auf eine Stichprobe in der inneren Galaxie und erwarten, dass wir primordiale stellare Populationen finden. Wir bestätigen die chemische Bimodalität der inneren Galaxie und dass der galaktische Balken sowohl aus Sternen mit hohem als auch mit niedrigem 𝛼 besteht, was darauf hindeutet, dass sich der Balken durch säkulare Evolution gebildet hat, bei der bereits existierende Sterne eingefangen wurden. Durch die Analyse des chemischen Orbitalraums der inneren galaktischen Regionen können wir die verschiedenen Populationen, die diese komplexe Region bewohnen, unterscheiden. Wir zeigen das Vorhandensein einer dünnen Scheibe, einer dicken Scheibe, eines Balkens und einer gegenläufig rotierenden Population, die dem Ergebnis einer gestörten proto-galaktischen Scheibe ähnelt. Unsere Studie zeigt auch, dass die innere Galaxie eine große Menge an supermetallreichen Sternen enthält, die bis zum Dreifachen der solaren Metallizität reichen. Möglicherweise handelt es sich bei der Gruppe alter supermetallreicher Sterne, die in der Sonnenumgebung gefunden wurden um Kandidaten für Migranten aus den innersten Regionen. Wir befassen uns auch mit der komplizierten Aufgabe der Bestimmung individueller Sternalter. Mit StarHorse berechnen wir das Alter von Hauptreihenabzweig- und Unterriesensternen für mehrere öffentliche spektroskopische Durchmusterungen. Wir validieren unsere Ergebnisse, indem wir lineare Abhängigkeiten zwischen den chemischen Häufigkeiten und der Zeit untersuchen, da die 𝛼- und Neutroneneinfang-Elemente empfindlich auf das Alter reagieren, was auf die unterschiedlichen Zeitskalen der Anreicherung dieser Elemente zurückzuführen ist. Zur weiteren Untersuchung der Scheiben in der Sonnenumgebung verwenden wir einen nicht überwachten Algorithmus für maschinelles Lernen, um eine mehrdimensionale Trennung der chrono-chemischen Sterngruppen vorzunehmen. Dies macht die chemisch dicke Scheibe, die dünne Scheibe und junge 𝛼 Sterne erkennbar. Es zeigt sich, dass die dicke Scheibe eine geringe Altersstreuung aufweist, was auf ihre schnelle Entstehung hindeutet, während die dünne Scheibe eine große Altersspanne abdeckt. Mit bahnbrechenden Daten liefert diese Arbeit ein detailliertes chemodynamisches Bild der Scheibe und des Bulge der Galaxis. Unsere Erkenntnisse über die Milchstraße können mit der Entwicklung von Scheibengalaxien mit hoher Rotverschiebung in Verbindung gebracht werden und so zur Lösung des Rätsels der Galaxienbildung beitragen. KW - stars: distances KW - fundamental parameters KW - statistics KW - galaxy: general KW - disc KW - bulge KW - stellar content KW - Bulge KW - Scheibe KW - fundamentale Parameter KW - Galaxie: allgemein KW - Sterne: Entfernungen KW - Statistik KW - stellarer Inhalt Y1 - 2023 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-590615 ER - TY - THES A1 - Werhahn, Maria T1 - Simulating galaxy evolution with cosmic rays: the multi-frequency view T1 - Galaxienentwicklung in Simulationen mit komischer Strahlung und deren Strahlungsprozessen N2 - Cosmic rays (CRs) constitute an important component of the interstellar medium (ISM) of galaxies and are thought to play an essential role in governing their evolution. In particular, they are able to impact the dynamics of a galaxy by driving galactic outflows or heating the ISM and thereby affecting the efficiency of star-formation. Hence, in order to understand galaxy formation and evolution, we need to accurately model this non-thermal constituent of the ISM. But except in our local environment within the Milky Way, we do not have the ability to measure CRs directly in other galaxies. However, there are many ways to indirectly observe CRs via the radiation they emit due to their interaction with magnetic and interstellar radiation fields as well as with the ISM. In this work, I develop a numerical framework to calculate the spectral distribution of CRs in simulations of isolated galaxies where a steady-state between injection and cooling is assumed. Furthermore, I calculate the non-thermal emission processes arising from the modelled CR proton and electron spectra ranging from radio wavelengths up to the very high-energy gamma-ray regime. I apply this code to a number of high-resolution magneto-hydrodynamical (MHD) simulations of isolated galaxies, where CRs are included. This allows me to study their CR spectra and compare them to observations of the CR proton and electron spectra by the Voyager-1 satellite and the AMS-02 instrument in order to reveal the origin of the measured spectral features. Furthermore, I provide detailed emission maps, luminosities and spectra of the non-thermal emission from our simulated galaxies that range from dwarfs to Milk-Way analogues to starburst galaxies at different evolutionary stages. I successfully reproduce the observed relations between the radio and gamma-ray luminosities with the far-infrared (FIR) emission of star-forming (SF) galaxies, respectively, where the latter is a good tracer of the star-formation rate. I find that highly SF galaxies are close to the limit where their CR population would lose all of their energy due to the emission of radiation, whereas CRs tend to escape low SF galaxies more quickly. On top of that, I investigate the properties of CR transport that are needed in order to match the observed gamma-ray spectra. Furthermore, I uncover the underlying processes that enable the FIR-radio correlation (FRC) to be maintained even in starburst galaxies and find that thermal free-free-emission naturally explains the observed radio spectra in SF galaxies like M82 and NGC 253 thus solving the riddle of flat radio spectra that have been proposed to contradict the observed tight FRC. Lastly, I scrutinise the steady-state modelling of the CR proton component by investigating for the first time the influence of spectrally resolved CR transport in MHD simulations on the hadronic gamma-ray emission of SF galaxies revealing new insights into the observational signatures of CR transport both spectrally and spatially. N2 - Kosmische Strahlung (CR) ist ein essentieller Bestandteil des interstellaren Mediums (ISM) von Galaxien und spielt eine wichtige Rolle in deren Entwicklung. Insbesondere ist sie in der Lage, die Dynamik einer Galaxie zu beeinflussen, indem sie galaktische Ausflüsse treibt oder das ISM aufheizt und sich dadurch auf die Effizienz der Sternentstehung auswirkt. Um Galaxienentstehung zu verstehen ist es daher notwendig, diesen nicht-thermischen Bestandteil des ISM genau zu modellieren. Aber außerhalb unserer lokalen Umgebung innerhalb der Milchstraße haben wir keine Möglichkeit, um CRs in anderen Galaxien direkt zu messen. Allerdings gibt es viele Möglichkeiten, CRs indirekt über die Strahlung zu beobachten, die sie auf Grund ihrer Interaktion mit Magnetfeldern und interstellarer Strahlung sowie mit dem ISM emittieren. In dieser Arbeit habe ich einen numerischen Code entwickelt, der die spektrale Verteilung der CRs in Simulationen von isolierten Galaxien berechnet, wobei ein stationäres Verhältnis zwischen Injektion und Kühlen angenommen wird. Des Weiteren berechnet er die nicht-thermischen Strahlungsprozesse, die aus den modellierten CR Protonen- und Elektronenspektren hervorgehen. Diese reichen von Radiowellenlängen bis hin zu hochenergetischer Gammastrahlung. Ich wende diesen Code auf eine Vielzahl von hoch aufgelösten, magneto-hydrodynamischen Simulationen von isolierten Galaxien an, die CRs beinhalten. Das ermöglicht es mir, ihre CR Spektren zu untersuchen und mit Beobachtungen des Voyager-1 Satelliten sowie des AMS-02 Instruments von CR Protonen- und Elektronenspektren zu vergleichen, um dem Ursprung von den gemessenen spektralen Besonderheiten nachzugehen. Außerdem lege ich detaillierte Emissionskarten, Leuchtkräfte und Spektren der nicht-thermischen Strahlung unserer simulierten Galaxien vor, die von Zwerggalaxien über Milchstraßen-ähnliche Galaxien bis hin zu Starburst-Galaxien bei verschiedensten Entwicklungsstadien reichen. Damit kann ich erfolgreich die beobachteten Zusammenhänge zwischen jeweils der Radio- und Gammastrahlungsleuchtkraft mit der Ferninfrarot (FIR) Strahlung der sternbildenden Galaxien reproduzieren, wobei die FIR Strahlung ein guter Indikator für die Rate der Sternentstehung ist. Dabei finde ich heraus, dass Galaxien mit einer hohen Rate an Sternentstehung sehr nah an dem Limit sind, in dem ihre CR Population all ihre Energie an die Produktion von Strahlung verlieren würde, während CRs dazu tendieren, Galaxien mit einer niedrigen Sternentstehungsrate schneller zu verlassen. Zusätzlich untersuche ich die Eigenschaften des Transports von CRs, die benötigt werden, um die beobachteten Spektren der Gammastrahlung zu reproduzieren. Außerdem decke ich die zugrundeliegenden physikalischen Prozesse auf, durch die die Korrelation zwischen der FIR- und Radioleuchtkraft auch in Starburst-Galaxien aufrecht erhalten werden kann und finde heraus, dass die thermische Emission natürlicherweise die beobachteten Radiospektren in Galaxien wie M82 und NGC 253 erklärt, wodurch sich das Rätsel der flachen Radiospektren löst, die scheinbar im Widerspruch zum beobachteten engen Zusammenhang zwischen der FIR- und Radioleuchtkraft standen. Zuletzt hinterfrage ich die Annahme eines stationären Zustandes bei der Modellierung der CR Protonenspektren, indem ich zum ersten Mal den Einfluss von spektral aufgelöstem Transport von CR Protonen in magneto-hydrodynamischen Simulationen auf die hadronische Gammastrahlung von sternbildenden Galaxien untersuche, was neue Einblicke in beobachtbare Signaturen, sowohl spektral als auch räumlich, von CR-Transport ermöglicht. KW - galaxies KW - cosmic rays KW - numerical astrophysics KW - kosmische Strahlung KW - Galaxien KW - numerische Astrophysik Y1 - 2023 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-572851 ER - TY - THES A1 - Kruse, Marlen T1 - Characterization of biomolecules and their interactions using electrically controllable DNA nanolevers N2 - In this work, binding interactions between biomolecules were analyzed by a technique that is based on electrically controllable DNA nanolevers. The technique was applied to virus-receptor interactions for the first time. As receptors, primarily peptides on DNA nanostructures and antibodies were utilized. The DNA nanostructures were integrated into the measurement technique and enabled the presentation of the peptides in a controllable geometrical order. The number of peptides could be varied to be compatible to the binding sites of the viral surface proteins. Influenza A virus served as a model system, on which the general measurability was demonstrated. Variations of the receptor peptide, the surface ligand density, the measurement temperature and the virus subtypes showed the sensitivity and applicability of the technology. Additionally, the immobilization of virus particles enabled the measurement of differences in oligovalent binding of DNA-peptide nanostructures to the viral proteins in their native environment. When the coronavirus pandemic broke out in 2020, work on binding interactions of a peptide from the hACE2 receptor and the spike protein of the SARS-CoV-2 virus revealed that oligovalent binding can be quantified in the switchSENSE technology. It could also be shown that small changes in the amino acid sequence of the spike protein resulted in complete loss of binding. Interactions of the peptide and inactivated virus material as well as pseudo virus particles could be measured. Additionally, the switchSENSE technology was utilized to rank six antibodies for their binding affinity towards the nucleocapsid protein of SARS-CoV-2 for the development of a rapid antigen test device. The technique was furthermore employed to show binding of a non-enveloped virus (adenovirus) and a virus-like particle (norovirus-like particle) to antibodies. Apart from binding interactions, the use of DNA origami levers with a length of around 50 nm enabled the switching of virus material. This proved that the technology is also able to size objects with a hydrodynamic diameter larger than 14 nm. A theoretical work on diffusion and reaction-limited binding interactions revealed that the technique and the chosen parameters enable the determination of binding rate constants in the reaction-limited regime. Overall, the applicability of the switchSENSE technique to virus-receptor binding interactions could be demonstrated on multiple examples. While there are challenges that remain, the setup enables the determination of affinities between viruses and receptors in their native environment. Especially the possibilities regarding the quantification of oligo- and multivalent binding interactions could be presented. N2 - In dieser Arbeit wurden Bindungsinteraktionen zwischen biologischen Molekülen mit Hilfe von elektrisch kontrollierbaren DNA-Nanohebeln untersucht. Die Technologie wurde zum ersten Mal auf Virus-Rezeptor Interaktionen angewendet. Als Rezeptoren wurden überwiegend Peptide und Antikörper untersucht. Die Peptide wurden auf vierarmigen DNA-Nanohebeln angeordnet. Ihre geometrische Anordnung entsprach der Anordnung der Rezeptorbindungsstellen der Proteine auf der Virusoberfläche. An Influenza A Viren wurde die Machbarkeit der Bindungsmessung zuerst demonstriert. Dabei konnte die Anwendbarkeit und Sensitivität der Technologie durch Variation der Peptide, der Ligandendichte auf der Sensoroberfläche, der Messtemperatur und der Virussubtypen gezeigt werden. Weiterhin wurde Virusmaterial auf der Sensoroberfläche immobilisiert und anschließend wurden quantitative Bindungsmessungen mit den oligovalenten DNA-Peptid-Strukturen durchgeführt. Dieser Versuchsaufbau ermöglichte die Messung der Bindungsstärke in Abhängigkeit der Anzahl der pro DNA-Struktur gekoppelten Peptide. Im Zuge des Ausbruchs der Coronavirus-Pandemie im Jahr 2020 wurden Bindungsinteraktionsmessungen zwischen einem Peptid aus dem hACE2-Rezeptor und SARS-CoV-2 Spike Proteinen durchgeführt. Auch hier konnten oligovalente Bindungseffekte quantifiziert werden. Außerdem wurde festgestellt, dass Veränderungen an der Aminosäuresequenz des SARS-CoV-2 Proteins starke Auswirkungen auf das Bindungsverhalten hatten. Auch Interaktionen zwischen dem Peptid und sowohl inaktiviertem Virusmaterial als auch Pseudoviruspartikeln wurden gemessen. Für die Entwicklung eines Antigenschnelltests wurden die Affinitäten von sechs Antikörpern an das Nucleocapsidprotein des SARS-CoV-2 bestimmt. Weiterhin konnte gezeigt werden, dass mit der Technologie auch die Bindung von unbehüllten Viren (am Beispiel von Adenoviren) und Virus-ähnlichen Partikeln (am Beispiel von Norovirus-ähnlichen Partikeln) an Antikörper vermessen werden kann. Neben Bindungsinteraktionen, wurden auch Größenbestimmungen mit Hilfe von DNA Origamis durchgeführt. Die Hebellänge von ca. 50 nm ermöglichte die elektrische Bewegung ("switching") von Virusmaterial. Es konnte so gezeigt werden, dass die Technologie es ermöglicht, Objekte mit einem hydrodynamischen Durchmesser von mehr als 14 nm zu bewegen. In einer theoretischen Betrachtung der Experimente konnte gezeigt werden, dass der Sensoraufbau und die verwendeten Parameter die Messung von Bindungsratenkonstanten in einem Reaktions-limitierten Bereich ermöglichen. Insgesamt konnte die Arbeit an vielen Beispielen zeigen, dass die switch-SENSE Technologie für die Messung von Virus-Rezeptor Interaktionen geeignet ist. Während es weiterhin Herausforderungen gibt, so ermöglicht der Aufbau doch die Bestimmung von Affinitäten zwischen Viren und Rezeptoren. Insbesondere die Möglichkeiten zur Quantifizierung von oligo- und multivalenten Bindungsinteraktionen konnten aufgezeigt werden. T2 - Charakterisierung von Biomolekülen und deren Interaktionen mittels elektrisch kontrollierbarer DNA Nanohebel KW - biomolecule KW - binding interactions KW - switchSENSE KW - virus KW - receptor KW - Biomoleküle KW - Bindungsinteraktion KW - switchSENSE Technologie KW - Virus KW - Rezeptor Y1 - 2023 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-577384 ER - TY - THES A1 - Herrero Alonso, Yohana T1 - Properties of high-redshift galaxies in different environments T1 - Eigenschaften von Galaxien mit hoher Rotverschiebung in verschiedenen Umgebungen N2 - The Lyman-𝛼 (Ly𝛼) line commonly assists in the detection of high-redshift galaxies, the so-called Lyman-alpha emitters (LAEs). LAEs are useful tools to study the baryonic matter distribution of the high-redshift universe. Exploring their spatial distribution not only reveals the large-scale structure of the universe at early epochs, but it also provides an insight into the early formation and evolution of the galaxies we observe today. Because dark matter halos (DMHs) serve as sites of galaxy formation, the LAE distribution also traces that of the underlying dark matter. However, the details of this relation and their co-evolution over time remain unclear. Moreover, theoretical studies predict that the spatial distribution of LAEs also impacts their own circumgalactic medium (CGM) by influencing their extended Ly𝛼 gaseous halos (LAHs), whose origin is still under investigation. In this thesis, I make several contributions to improve the knowledge on these fields using samples of LAEs observed with the Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) at redshifts of 3 < 𝑧 < 6. N2 - Die Lyman-𝛼 (Ly𝛼)-Linie erleichtert die Detektion von Galaxien bei hoher Rotverschiebung, sogenannten den Lyman-Alpha-Emittern (LAEs). Die Erforschung ihrer Verteilung enthüllt nicht nur die großräumige Struktur des Universums in frühen Epochen, sondern bietet auch einen Einblick in die Entstehung und Entwicklung der Galaxien, die wir heute beobachten. Da Halos aus Dunkler Materie (DMHs) als Orte der Galaxienentstehung dienen, spiegelt die LAE-Verteilung auch die der zugrunde liegenden Dunklen Materie wider. Darüber hinaus sagen theoretische Studien voraus, dass die Verteilung von LAEs auch Auswirkungen auf ihr eigenes zirkumgalaktisches Medium (CGM) hat, indem sie ihre ausgedehnten gasförmigen Ly𝛼-Halos (LAHs) beeinflusst. In dieser Dissertation leiste ich mehrere Beiträge zur Verbesserung des Wissens über diese Felder anhand von Stichproben von LAEs, die mit dem Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) bei Rotverschiebungen von 3 < 𝑧 < 6 beobachtet wurden. KW - high-redshift KW - Lyman-alpha emitters KW - clustering KW - large-scale structure KW - Lyman-Alpha-Emitter KW - Clustering KW - hoher Rotverschiebung KW - großräumige Struktur des Universums Y1 - 2023 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-613288 ER - TY - THES A1 - Gruner, David T1 - New frontiers in gyrochronology T1 - Neue Horizonte in Gyrochronologie BT - exploring the evolution of stellar rotation in open clusters and wide binaries BT - eine Untersuchung der Entwicklung von Sternrotation in offenen Sternhaufen und weiten Doppelsternsystemen N2 - Late-type stars are by far the most frequent stars in the universe and of fundamental interest to various fields of astronomy – most notably to Galactic archaeology and exoplanet research. However, such stars barely change during their main sequence lifetime; their temperature, luminosity, or chemical composition evolve only very slowly over the course of billions of years. As such, it is difficult to obtain the age of such a star, especially when it is isolated and no other indications (like cluster association) can be used. Gyrochronology offers a way to overcome this problem. Stars, just like all other objects in the universe, rotate and the rate at which stars rotate impacts many aspects of their appearance and evolution. Gyrochronology leverages the observed rotation rate of a late-type main sequence star and its systematic evolution to estimate their ages. Unlike the above-mentioned parameters, the rotation rate of a main sequence star changes drastically throughout its main sequence lifetime; stars spin down. The youngest stars rotate every few hours, whereas much older stars rotate only about once a month, or – in the case of some late M-stars – once in a hundred days. Given that this spindown is systematic (with an additional mass dependence), it gave rise to the idea of using the observed rotation rate of a star (and its mass or a suitable proxy thereof) to estimate a star’s age. This has been explored widely in young stellar open clusters but remains essentially unconstrained for stars older than the sun, and K and M stars older than 1 Gyr. This thesis focuses on the continued exploration of the spindown behavior to assess, whether gyrochronology remains applicable for stars of old ages, whether it is universal for late-type main sequence stars (including field stars), and to provide calibration mileposts for spindown models. To accomplish this, I have analyzed data from Kepler space telescope for the open clusters Ruprecht 147 (2.7 Gyr old) and M 67 (4 Gyr). Time series photometry data (light curves) were obtained for both clusters during Kepler’s K2 mission. However, due to technical limitations and telescope malfunctions, extracting usable data from the K2 mission to identify (especially long) rotation periods requires extensive data preparation. For Ruprecht 147, I have compiled a list of about 300 cluster members from the literature and adopted preprocessed light curves from the Kepler archive where available. They have been cleaned of the gravest of data artifacts but still contained systematics. After correcting them for said artifacts, I was able to identify rotation periods in 31 of them. For M 67 more effort was taken. My work on Ruprecht 147 has shown the limitations imposed by the preselection of Kepler targets. Therefore, I adopted the time series full frame image directly and performed photometry on a much higher spatial resolution to be able to obtain data for as many stars as possible. This also means that I had to deal with the ubiquitous artifacts in Kepler data. For that, I devised a method that correlates the artificial flux variations with the ongoing drift of the telescope pointing in order to remove it. This process was a large success and I was able to create light curves whose quality match and even exceede those that were created by the Kepler mission – all while operating on higher spatial resolution and processing fainter stars. Ultimately, I was able to identify signs of periodic variability in the (created) light curves for 31 and 47 stars in Ruprecht 147 and M 67, respectively. My data connect well to bluer stars of cluster of the same age and extend for the first time to stars redder than early-K and older than 1 Gyr. The cluster data show a clear flattening in the distribution of Ruprecht 147 and even a downturn for M 67, resulting in a somewhat sinusoidal shape. With that, I have shown that the systematic spindown of stars continues at least until 4 Gyr and stars continue to live on a single surface in age-rotation periods-mass space which allows gyrochronology to be used at least up to that age. However, the shape of the spindown – as exemplified by the newly discovered sinusoidal shape of the cluster sequence – deviates strongly from the expectations. I then compiled an extensive sample of rotation data in open clusters – very much including my own work – and used the resulting cluster skeleton (with each cluster forming a rip in color-rotation period-mass space) to investigate if field stars follow the same spindown as cluster stars. For the field stars, I used wide binaries, which – with their shared origin and coevality – are in a sense the smallest possible open clusters. I devised an empirical method to evaluate the consistency between the rotation rates of the wide binary components and found that the vast majority of them are in fact consistent with what is observed in open clusters. This leads me to conclude that gyrochronology – calibrated on open clusters – can be applied to determine the ages of field stars. N2 - Sterne mit späten Spektraltypen sind mit Abstand die Häufigsten im Universum und von großem Interesse für verschiedene Bereiche der Astronomie. Dabei sind insbesondere galaktische Archäologie und die Erforschung von Exoplanten zu nennen. Das Problem ist jedoch, dass sich diese Sterne nur sehr langsam entwickeln; ihre Temperatur, Helligkeit und chemische Zusammensetzung ändern kaum während ihrer langen Hauptreihenphase. Daher ist es schwierig für solche Sterne ein Alter zu bestimmen – vorallem wenn sie isoliert sind und es keine anderne Indikatoren (z.B. die Zugehörigkeit zu einem Sternhaufen) gibt. Eine Möglichkeit dieses Problem zu umgehen ist Gyrochronologie. Sterne, wie alle anderen Objekte im Universum, rotieren und die Rate, mit der sie rotieren, beeinflusst viele Aspekte ihrer Evolution. Gyrochronologie nutzt die beobachtete Rotation und ihre Änderung mit der Zeit als ein Mittel zur Altersbestimmung. Anders als zuvor genannte Parameter ändert sich die Rate, mit der Sterne rotieren, deutlich im Laufe ihrer Hauptreihenentwicklung. Sie verlangsamt sich. Junge Sterne rotieren in wenigen Stunden einmal um sich selbst – ältere brauchen dafür schon einen Monat oder gar bis zu über hundert Tage. Die Tatsache, dass das Abbremsen systematischen Gesetzmäßigkeiten unterliegt, gebar die Idee dies zu nutzen um das Alter eines Sternes zu bestimmen. Das Verhalten junger Sterne wurde ausführlich erfoscht, jedoch für die meisten Sterne älter als 1 Gyr nicht bekannt, wie sich die Rotationsraten entwickeln. Diese Arbeit fokussiert sich auf die fortgesetzte Erforschung des Abbremsens; insbesondere ob Gyrochronologie auch für ältere Sterne nutzbar ist, ob es universell für alle Sterne (inklusive Feldsterne) ist und darauf weitere Kalibrationspunkte für Abbrems-Modelle bereitzustellen. Dafür habe ich, basierend auf photometrischen Zeitserien (Lichtkurven) von Keplers K2 Programm, die offenen Sternhaufen Ruprecht 147 (2.7 Gyr alt) and M 67 (4 Gyr) untersucht. Es sind jedoch umfangreiche Schritte in der Datenverarbeitung notwendig um Fehlfunktionen und technischen Limitationen des Teleskops zu begegnen. Für Ruprecht 147 habe ich aus Literaturdaten eine Liste von 300 Haufen-zugehörigen Sternen erstellt und mit fertigreduzierte Lichtkurven aus dem Kepler Archiv kombiniert. Die gröbsten Datensystematiken wurden in diesen bereinigt, denoch sind problematische Artefakte weiterhin vorhanden. Die Arbeit an Ruprecht 147 hat die Limitationen von archivierten Kepler Daten gezeigt. Daher wurde für M 67 mehr Aufwand betrieben. Direkt basierend auf den photometrischen Auffnahmen habe ich eigene Lichtkurven erzeugt, was eine deutlich höhere räumliche Auflösung erlaubt hat. Das hieß jedoch auch, dass ich mich mit all Systematiken in Kepler Daten befassen musste. Dafür habe ich eine Methodik konzipiert, die die künstlichen Variation im aufgezeichneten Fluss mit der Position eines Sterns auf dem Detektor korreliert und daraus eine Korrektur bestimmt. Dieser Prozess war so erfolgreich, dass ich Lichtkurven kreiert habe, die in ihrer Qualität an die archivierten Daten heran kommen oder sie gar übersteigen. Nach entsprechender Korrektur der Artefakte konnte ich Rotationsperioden für 31 (in Ruprecht 147) und 47 (in M 67) Sterne identifizieren. Genau wie zuvor in jüngeren Sternhaufen gesehen, folgen auch die äelteren Sternhaufen einer klaren Sequenz im Farb-Rotations-Raum. Meine Daten schließen direkt an Ergebnisse gleichaltriger Haufen an und erweitern diese zum ersten Mal zu Sternen älter als 1 Gyr und röter als frühe K-Sterne. Meine Ergebnisse zeigen eine deutliche Abweichung von der erwarteten Entwicklung, verkörpert durch eine klare Abflachung der Sequenz für Ruprecht 147, die für M 67 eine sinusförmige Struktur annimmt. Dennoch konnte ich damit zeigen, dass sich das systematische Abbremsen der Rotation von Sterne auch bis 4 Gyr fortsetzt und Sterne sich weiterhin auf eine wohldefinierten Ebene im Farb-Rotations-Alters-Raum befinden. Das heißt auch, Gyrochronologie kann mindestens für bis zu 4 Gyr alte Sterne genutzt werden. Basierend auf meinen eigenen Ergebnissen und Literaturdaten für jüngere Sternhaufen habe ich einen Vergleich mit Feldsternen durchgeführt. Die Feldsterne für diesen Vergleich entstammen weiten Doppelsternsystemen. Deren gemeinsamer Ursprung erlaubt eine Evaluierung der inneren Konsistenz beider Sterne. Mein Vergleich hat gezeigt, dass Doppelsternsysteme mit sich selbst aber auch mit den Sternhaufen konsistent sind. Ich habe damit erstmalig gezeigt, dass sich die Rotation von Feldsternen und Haufensternen gleich entwickelt. In Konsequenz bedeutet dies auch, dass Gyrochronologie angewandt werden kann, um das Alter von Feldsternen zu bestimmen. KW - Gyrochronologie KW - gyrochronology KW - spindown KW - rotation KW - Rotation Y1 - 2023 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-615268 ER - TY - THES A1 - Zeuschner, Steffen Peer T1 - Magnetoacoustics observed with ultrafast x-ray diffraction N2 - In the present thesis I investigate the lattice dynamics of thin film hetero structures of magnetically ordered materials upon femtosecond laser excitation as a probing and manipulation scheme for the spin system. The quantitative assessment of laser induced thermal dynamics as well as generated picosecond acoustic pulses and their respective impact on the magnetization dynamics of thin films is a challenging endeavor. All the more, the development and implementation of effective experimental tools and comprehensive models are paramount to propel future academic and technological progress. In all experiments in the scope of this cumulative dissertation, I examine the crystal lattice of nanoscale thin films upon the excitation with femtosecond laser pulses. The relative change of the lattice constant due to thermal expansion or picosecond strain pulses is directly monitored by an ultrafast X-ray diffraction (UXRD) setup with a femtosecond laser-driven plasma X-ray source (PXS). Phonons and spins alike exert stress on the lattice, which responds according to the elastic properties of the material, rendering the lattice a versatile sensor for all sorts of ultrafast interactions. On the one hand, I investigate materials with strong magneto-elastic properties; The highly magnetostrictive rare-earth compound TbFe2, elemental Dysprosium or the technological relevant Invar material FePt. On the other hand I conduct a comprehensive study on the lattice dynamics of Bi1Y2Fe5O12 (Bi:YIG), which exhibits high-frequency coherent spin dynamics upon femtosecond laser excitation according to the literature. Higher order standing spinwaves (SSWs) are triggered by coherent and incoherent motion of atoms, in other words phonons, which I quantified with UXRD. We are able to unite the experimental observations of the lattice and magnetization dynamics qualitatively and quantitatively. This is done with a combination of multi-temperature, elastic, magneto-elastic, anisotropy and micro-magnetic modeling. The collective data from UXRD, to probe the lattice, and time-resolved magneto-optical Kerr effect (tr-MOKE) measurements, to monitor the magnetization, were previously collected at different experimental setups. To improve the precision of the quantitative assessment of lattice and magnetization dynamics alike, our group implemented a combination of UXRD and tr-MOKE in a singular experimental setup, which is to my knowledge, the first of its kind. I helped with the conception and commissioning of this novel experimental station, which allows the simultaneous observation of lattice and magnetization dynamics on an ultrafast timescale under identical excitation conditions. Furthermore, I developed a new X-ray diffraction measurement routine which significantly reduces the measurement time of UXRD experiments by up to an order of magnitude. It is called reciprocal space slicing (RSS) and utilizes an area detector to monitor the angular motion of X-ray diffraction peaks, which is associated with lattice constant changes, without a time-consuming scan of the diffraction angles with the goniometer. RSS is particularly useful for ultrafast diffraction experiments, since measurement time at large scale facilities like synchrotrons and free electron lasers is a scarce and expensive resource. However, RSS is not limited to ultrafast experiments and can even be extended to other diffraction techniques with neutrons or electrons. N2 - In der vorliegenden Arbeit untersuche ich die Gitterdynamik von magnetisch geordneten und dünnen Filmen, deren Spinsystem mit Femtosekunden-Laserpulsen angeregt und untersucht wird. Die Quantifizierung der laserinduzierten thermischen Dynamik, der erzeugten Pikosekunden-Schallpulse sowie deren jeweiliger Einfluss auf die Magnetisierungsdynamik ist ein schwieriges Unterfangen. Umso mehr ist die Entwicklung und Anwendung von effizienten experimentellen Konzepten und umfangreichen Modellen grundlegend für das Antreiben des zukünftigen wissenschaftlichen und technologischen Fortschritt. In jedem Experiment dieser kummulativen Dissertation untersuche ich das Kristallgitter von Nanometer dünnen Filmen nach der Anregung mit Femtosekunden-Laserpulsen. Die relative Änderung der Gitterkonstante, hervorgerufen durch thermische Ausdehnung oder Pikosekunden-Schallpulse, wird dabei direkt mittels ultraschneller Röntgenbeugung (UXRD) gemessen. Der Aufbau nutzt zur Bereitstellung von ultrakurzen Röntgenpulsen eine lasergetriebene Plasma-Röntgenquelle (PXS). Phononen und Spins üben gleichermaßen einen Druck auf das Gitter aus, welches entsprechend der elastsischen Eigenschaften des Materials reagiert, was das Gitter zu einem vielseitigen Sensor für ultraschenlle Wechselwirkungen macht. Zum einen untersuche ich Materialien mit starken magnetoelastischen Eigentschaften: die stark magnetostriktive Seltenen-Erden-Verbindung TbFe2, elementares Dysprosium oder das technologisch relavante Invar-Material FePt. Zum anderen habe ich eine umfangreiche Studie der Gitterdynamik von Bi1Y2Fe5O12 (Bi:YIG) angestellt, in dem der Literatur zufolge hochfrequente kohärente Spindynamiken durch Femtosekunden-Laseranregung zu beobachten sind. Diese stehenden Spinwellen (SSWs) höherer Ordnung entstehen durch die kohärente und inkohärente Bewegung von Atomen, in anderen Worten Phononen, welche ich durch UXRD vermessen habe. Somit sind wir in der Lage, die experimentellen Beobachtungen der Gitter- und Spindynamik qualitativ und quantitativ zu vereinigen. Dies geschieht durch eine Kombination von Viel-Temperatur- und Anisotropiemodellierung sowie elastische, magnetoelastische, und mikromagnetsiche Modelle. Die gemeinsamen Daten von UXRD und der zeitaufgelösten magnetooptischen Kerr-Effekt Messungen (tr-MOKE), um jeweils die Gitter- und Spindynamik zu messen, wurden in der Vergangenheit noch an unterschiedlichen experimentellen Aufbauten gemessen. Um die Quantifizierung präziser zu gestalten, haben wir in unserer Arbeitsgruppe UXRD und tr-MOKE in einem einzigen Aufbau kombiniert, welcher somit meines Wissens der erste seiner Art ist. Ich half bei dem Entwurf und der Inbetriebnahme des neuen Aufbaus, welcher die gleichzeitige Messung von Gitter- und Spindynamik auf einer ultraschnellen Zeitskala unter identischen Anregungsbedingungen ermöglicht. Außerdem entwickelte ich eine neue Messroutine für Röntgenbeugung, welche die Messzeit von UXRD-Experimenten um bis zu einer Größenordnungen reduziert. Es nennt sich das Schneiden des reziproken Raumes (reciprocal space slicing, RSS) und nutzt den Vorteil von Flächendetektoren die Bewegung von Beugungsreflexen zu detektieren, was von einer Änderung der Gitterkonstante einhergeht, ohne zeitintensive Scans der Beugungswinkel mit dem Goniometer durchzuführen. RSS ist besonders nützlich für ultraschnelle Beugungsexperimente, weil die Messzeit an Großgeräten wie Synchrotrons oder Freie Elektronen Laser eine seltene und teure Ressource ist. Darüber hinaus ist RSS nicht zwangsläufig auf die Anwendung in ultraschnellen Experimenten beschränkt und kann sogar auf andere Beugungsexperimente, wie die mit Neutronen und Elektronen, ausgeweitet werden. KW - ultrafast KW - X-ray diffraction KW - thin films KW - magnetoelasticity KW - ultraschnell KW - Röntgenbeugung KW - dünne Filme KW - Magnetoelastizität Y1 - 2022 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-561098 ER -