TY - THES A1 - Schifferle, Lukas T1 - Optical properties of (Mg,Fe)O at high pressure T1 - Optische Eigenschaften von (Mg,Fe)O unter Hochdruck N2 - Large parts of the Earth’s interior are inaccessible to direct observation, yet global geodynamic processes are governed by the physical material properties under extreme pressure and temperature conditions. It is therefore essential to investigate the deep Earth’s physical properties through in-situ laboratory experiments. With this goal in mind, the optical properties of mantle minerals at high pressure offer a unique way to determine a variety of physical properties, in a straight-forward, reproducible, and time-effective manner, thus providing valuable insights into the physical processes of the deep Earth. This thesis focusses on the system Mg-Fe-O, specifically on the optical properties of periclase (MgO) and its iron-bearing variant ferropericlase ((Mg,Fe)O), forming a major planetary building block. The primary objective is to establish links between physical material properties and optical properties. In particular the spin transition in ferropericlase, the second-most abundant phase of the lower mantle, is known to change the physical material properties. Although the spin transition region likely extends down to the core-mantle boundary, the ef-fects of the mixed-spin state, where both high- and low-spin state are present, remains poorly constrained. In the studies presented herein, we show how optical properties are linked to physical properties such as electrical conductivity, radiative thermal conductivity and viscosity. We also show how the optical properties reveal changes in the chemical bonding. Furthermore, we unveil how the chemical bonding, the optical and other physical properties are affected by the iron spin transition. We find opposing trends in the pres-sure dependence of the refractive index of MgO and (Mg,Fe)O. From 1 atm to ~140 GPa, the refractive index of MgO decreases by ~2.4% from 1.737 to 1.696 (±0.017). In contrast, the refractive index of (Mg0.87Fe0.13)O (Fp13) and (Mg0.76Fe0.24)O (Fp24) ferropericlase increases with pressure, likely because Fe Fe interactions between adjacent iron sites hinder a strong decrease of polarizability, as it is observed with increasing density in the case of pure MgO. An analysis of the index dispersion in MgO (decreasing by ~23% from 1 atm to ~103 GPa) reflects a widening of the band gap from ~7.4 eV at 1 atm to ~8.5 (±0.6) eV at ~103 GPa. The index dispersion (between 550 and 870 nm) of Fp13 reveals a decrease by a factor of ~3 over the spin transition range (~44–100 GPa). We show that the electrical band gap of ferropericlase significantly widens up to ~4.7 eV in the mixed spin region, equivalent to an increase by a factor of ~1.7. We propose that this is due to a lower electron mobility between adjacent Fe2+ sites of opposite spin, explaining the previously observed low electrical conductivity in the mixed spin region. From the study of absorbance spectra in Fp13, we show an increasing covalency of the Fe-O bond with pressure for high-spin ferropericlase, whereas in the low-spin state a trend to a more ionic nature of the Fe-O bond is observed, indicating a bond weakening effect of the spin transition. We found that the spin transition is ultimately caused by both an increase of the ligand field-splitting energy and a decreasing spin-pairing energy of high-spin Fe2+. N2 - Geodynamische Prozesse werden von den physikalischen Materialeigenschaften unter den extremen Druck- und Temperaturbedingungen des Erdinneren gesteuert, gerade diese Areale sind aber faktisch nicht für direkte Beobachtungen zugänglich. Umso wichtiger ist es, die physikalischen Eigenschaften unter Bedingungen des Erdinneren zu untersuchen. Mit diesem Ziel vor Augen erlaubt das Studium der optischen Eigenschaften von Mineralen des Erdmantels, eine große Bandbreite an physikalischen Materialeigenschaften, in einer einfachen, reproduzierbaren und effizienten Art und Weise zu bestimmen. Dadurch bieten sich wichtige Einblicke in die physikalischen Prozessen des Erdinneren. Die vorliegende Arbeit konzentriert sich auf das System Mg-Fe-O, im Speziellen auf Periklas (MgO) und seine Eisen-haltige Variante Ferroperiklas ((Mg,Fe)O), ein wichtiger Baustein planetarer Körper. Das Hauptziel der Arbeit besteht darin Verbindungen zwischen optischen Eigenschaften und physikalischen Materialeigenschaften zu finden. Gerade der Spin-Übergang in Ferroperiklas, der zweithäufigsten Phase des unteren Erdmantels, ist dabei von Bedeutung, da damit Veränderungen in den physikalischen Materialeigenschaften einhergehen. Obwohl sich der Spinübergangsbereich vermutlich bis zur Kern-Mantel-Grenze erstreckt, sind die Auswirkungen des gemischten Spin-Zustandes, bei dem sowohl Hoch- als auch Tief-Spin präsent sind, nur unzureichend untersucht. Die hier vorgestellten Studien zeigen, wie optische Eigenschaften mit anderen wichtigen physikalischen Eigenschaften wie elektrischer und thermischer Leitfähigkeit, Viskosität oder auch mit der chemischen Bindung verbunden sind. Daraus lässt sich auch ableiten wie der Spin-Übergang in Ferroperiklas diese Eigenschaften beeinflusst. Von Raumbedingungen bis zu ~140 GPa sinkt der Brechungsindex von MgO um ~2.4 % von 1.737 auf 1.696 (±0.017). Im Gegensatz dazu steigt der Brechungsindex von (Mg0.87Fe0.13)O (Fp13) und (Mg0.76Fe0.24)O (Fp24) Ferroperiklas mit dem Druck an. Dies ist auf Fe-Fe Wechselwirkungen zwischen benachbarten Eisenpositionen zurückzuführen, die eine starke Verringerung der Polarisierbarkeit, wie im Falle von reinem MgO mit zunehmender Dichte, behindern. Eine Analyse der Dispersion des Brechungsindexes von MgO (Abnahme um ~23 % von 1 Atm zu ~103 GPa) offenbart eine Verbreiterung der Bandlücke von ~7.4 eV bei 1 Atm zu ~8.5 (±0.6) eV bei ~103 GPa. Die Messung der Dispersion (zwischen 550 und 870 nm) in Fp13 zeigt eine starke Abnahme über den Bereich des Spin-Überganges (~44–100 GPa) bis zu einem Faktor von ~3. Die Bandlücke nimmt in der Region des gemischten Spin-Zustandes signifikant auf bis zu ~4.7 eV zu (entspricht einer Zunahme um den Faktor ~1.7). Dies deutet auf eine Verringerung der Elektronen-Mobilität zwischen benachbarten Fe2+-Positionen mit unterschiedlichem Spin-Zustand hin, was die bereits in früheren Arbeiten beobachtete Abnahme der elektrischen Leitfähigkeit im Bereich des gemischten Spin-Zustandes erklärt. Absorptionsspektren an Fp13 zeigen eine Druck-bedingte Zunahme der Kovalenz der Fe-O Bindung für Ferroperiklas im Hoch-Spin Zustand, wohingegen Tief-Spin Ferroperiklas einen Trend zu einer mehr ionischen Fe-O Bindung auf-weist, was auf einen Bindungs-schwächenden Effekt des Spin-Wechsels hinweist. Der Übergang von Hoch- zu Tiefspin ist letztlich auf eine Zunahme der Ligandenfeldaufspaltungsenergie sowie eine abnehmende Spinpaarungsenergie von Hoch-Spin Fe2+ zurückzuführen. KW - optical properties KW - optische Eigenschaften KW - high pressure KW - Hochdruck KW - earth mantle KW - Erdmantel KW - diamond anvil cell KW - Diamantstempelzelle KW - ferropericlase KW - Ferroperiklas KW - spectroscopy KW - Spektroskopie Y1 - 2024 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-622166 ER - TY - THES A1 - Haubitz, Toni T1 - Transient absorption spectroscopy T1 - Transienten Absorptionsspektroskopie BT - a versatile tool for investigating excited states in organic and inorganic molecules BT - ein vielseitiges Werkzeug zur Untersuchung angeregter Zustände von organischen und anorganischen Molekülen N2 - The optical properties of chromophores, especially organic dyes and optically active inorganic molecules, are determined by their chemical structures, surrounding media, and excited state behaviors. The classical optical go-to techniques for spectroscopic investigations are absorption and luminescence spectroscopy. While both techniques are powerful and easy to apply spectroscopic methods, the limited time resolution of luminescence spectroscopy and its reliance on luminescent properties can make its application, in certain cases, complex, or even impossible. This can be the case when the investigated molecules do not luminesce anymore due to quenching effects, or when they were never luminescent in the first place. In those cases, transient absorption spectroscopy is an excellent and much more sophisticated technique to investigate such systems. This pump-probe laser-spectroscopic method is excellent for mechanistic investigations of luminescence quenching phenomena and photoreactions. This is due to its extremely high time resolution in the femto- and picosecond ranges, where many intermediate or transient species of a reaction can be identified and their kinetic evolution can be observed. Furthermore, it does not rely on the samples being luminescent, due to the active sample probing after excitation. In this work it is shown, that with transient absorption spectroscopy it was possible to identify the luminescence quenching mechanisms and thus luminescence quantum yield losses of the organic dye classes O4-DBD, S4-DBD, and pyridylanthracenes. Hence, the population of their triplet states could be identified as the competitive mechanism to their luminescence. While the good luminophores O4-DBD showed minor losses, the S4-DBD dye luminescence was almost entirely quenched by this process. However, for pyridylanthracenes, this phenomenon is present in both the protonated and unprotonated forms and moderately effects the luminescence quantum yield. Also, the majority of the quenching losses in the protonated forms are caused by additional non-radiative processes introduced by the protonation of the pyridyl rings. Furthermore, transient absorption spectroscopy can be applied to investigate the quenching mechanisms of uranyl(VI) luminescence by chloride and bromide. The reduction of the halides by excited uranyl(VI) leads to the formation of dihalide radicals X^(·−2). This excited state redox process is thus identified as the quenching mechanism for both halides, and this process, being diffusion-limited, can be suppressed by cryogenically freezing the samples or by observing these interactions in media with a lower dielectric constant, such as ACN and acetone. N2 - Die optischen Eigenschaften von organischen Farbstoffen und optisch aktiven anorganischen Molekülen werden durch ihre chemische Struktur, ihrer chemischer Umgebung, und durch das Verhalten ihrer angeregten Zustände bestimmt. Die klassischen Methoden zur Untersuchung dieser Eigenschaften sind die Absorptions- und Lumineszenzspektroskopie. Obwohl beide Methoden leistungsfähig und einfach anzuwenden sind, stellen die fehlende Zeitauflösung respektive das benötigte Vorhandensein von Lumineszenz in gewissen Anwendungen ein Problem dar. Dies ist der Fall, wenn die zu untersuchenden Moleküle durch Löscheffekte keine Lumineszenz mehr aufweisen oder von vornherein nicht lumineszent sind. Unter diesen Umständen ist die Transientenabsorptionsspektroskopie eine exzellente Alternative. Dieses laserspektroskopische Anregungs-Abfrage-Verfahren ist für mechanistische Untersuchungen von Lumineszenz-Löschphänomenen und Photoreaktionen sehr gut geeignet. Aufgrund seiner extrem hohen Zeitauflösung im Femto- und Picosekundenbereich können Intermediate und transiente Spezies identifiziert und deren kinetische Entwicklung beobachtet werden. Da es sich außerdem eine aktive Abfrage des Probenzustands handelt, entfällt die Notwendigkeit von lumineszenten Probeneigenschaften. In dieser Arbeit konnten mittels Transientenabsorptionsspektroskopie die Lumineszenz-Löschmechanismen der organischen Farbstoffklassen O4-DBD, S4-DBD, und der Pyridylanthracene aufgeklärt werden. Bei all diesen Farbstoffen konnte die Bildung von Triplettzuständen als kompetitiver Mechanismus zur Lumineszenz identifiziert werden. Während bei den O4-DBD-Farbstoffen diese Verluste eher gering ausfallen, wird die Lumineszenz der S4-DBD-Farbstoffe fast vollständig gelöscht. Eine Triplettbildung konnte ebenfalls bei den Pyridylanthracenen beobachtet werden, sie hat jedoch einen eher moderaten Anteil am Löschverhalten der Lumineszenz. Der Hauptteil der Lumineszenz-Löschung der protonierten Pyridylanthracene wird eher durch zusätzliche nicht-strahlende Desaktivierungsprozesse über die Pyridylringe verursacht. Es konnte gezeigt werden, dass die Transientenabsorptionsspektroskopie für die Untersuchung des Löschverhaltens von Uranyl(VI)-Lumineszenz durch Chlorid und Bromid geeignet ist. Es wurde geschlussfolgert, dass die Reduktion der Halogenide durch angeregtes Uranyl(VI) zur Bildung von Dihalogenidradikalen X^(·−2). führt. Diese Redoxreaktion im angeregten Zustand wurde daher als Lumineszenz-Löschmechanismus für beide Halogenide identifiziert. Dieser diffusionslimitierte Mechanismus wird unter cryogenen Bedingungen oder in schwächeren dielektriktrischen Lösemitteln wie ACN oder Aceton unterdrückt. KW - spectroscopy KW - luminescence KW - dye KW - quenching KW - uranyl KW - DBD KW - transient KW - Spektroskopie KW - Lumineszenz KW - Farbstoff KW - Löschung KW - Uranyl KW - DBD KW - Transient Y1 - 2021 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-535092 ER - TY - THES A1 - Fritzewski, Dario Jasper T1 - From fast to slow rotation in the open clusters NGC 2516 and NGC 3532 T1 - Der Übergang von schneller zu langsamer Rotation in den offenen Sternhaufen NGC 2516 und NGC 3532 N2 - Angular momentum is a particularly sensitive probe into stellar evolution because it changes significantly over the main sequence life of a star. In this thesis, I focus on young main sequence stars of which some feature a rapid evolution in their rotation rates. This transition from fast to slow rotation is inadequately explored observationally and this work aims to provide insights into the properties and time scales but also investigates stellar rotation in young open clusters in general. I focus on the two open clusters NGC 2516 and NGC 3532 which are ~150 Myr (zero-age main sequence age) and ~300 Myr old, respectively. From 42 d-long time series photometry obtained at the Cerro Tololo Inter-American Observatory, I determine stellar rotation periods in both clusters. With accompanying low resolution spectroscopy, I measure radial velocities and chromospheric emission for NGC 3532, the former to establish a clean membership and the latter to probe the rotation-activity connection. The rotation period distribution derived for NGC 2516 is identical to that of four other coeval open clusters, including the Pleiades, which shows the universality of stellar rotation at the zero-age main sequence. Among the similarities (with the Pleiades) the "extended slow rotator sequence" is a new, universal, yet sparse, feature in the colour-period diagrams of open clusters. From a membership study, I find NGC 3532 to be one of the richest nearby open clusters with 660 confirmed radial velocity members and to be slightly sub-solar in metallicity. The stellar rotation periods for NGC 3532 are the first published for a 300 Myr-old open cluster, a key age to understand the transition from fast to slow rotation. The fast rotators at this age have significantly evolved beyond what is observed in NGC 2516 which allows to estimate the spin-down timescale and to explore the issues that angular momentum models have in describing this transition. The transitional sequence is also clearly identified in a colour-activity diagram of stars in NGC 3532. The synergies of the chromospheric activity and the rotation periods allow to understand the colour-activity-rotation connection for NGC 3532 in unprecedented detail and to estimate additional rotation periods for members of NGC 3532, including stars on the "extended slow rotator sequence". In conclusion, this thesis probes the transition from fast to slow rotation but has also more general implications for the angular momentum evolution of young open clusters. N2 - Entgegen anderer Parameter ändert sich der Drehimpuls von kühlen Hauptreihensternen stark und eignet sich daher gut zur Untersuchung der Sternentwicklung. In dieser Arbeit fokussiere ich mich auf junge Hauptreihensterne, von denen einige einen ausgeprägten Übergang in ihren Rotationsperioden aufweisen. Dieser Übergang von schneller zu langsamer Rotation ist empirisch nur unzureichend erforscht und diese Arbeit zielt darauf ab, Einblicke in seine Eigenschaften und Zeitskalen zu geben, sie untersucht aber auch die stellare Rotation in jungen offenen Sternhaufen im Allgemeinen. Ich konzentriere mich auf die beiden offenen Sternhaufen NGC 2516 und NGC 3532, die ~150 Myr (Nullalter-Hauptreihe) bzw. ~300 Myr alt sind. Aus einer 42 Tage langen photometrischen Zeitreihe, die am Cerro Tololo Inter-American Observatory gewonnen wurde, bestimme ich Rotationsperioden in beiden Sternhaufen. Darüber hinaus messe ich mit niedrig auflösender Spektroskopie Radialgeschwindigkeiten und die chromosphärische Emission für Sterne in NGC 3532, erstere um eine sichere Mitgliedschaft zu etablieren und letztere um den Zusammenhang zwischen Rotation und Aktivität zu untersuchen. Die für NGC 2516 abgeleitete Rotationsperiodenverteilung ist identisch mit der von vier anderen gleichaltrigen offenen Sternhaufen, einschließlich der Plejaden, was die Gleichheit und Grundsätzlichkeit der Sternrotation auf der Nullalter-Hauptreihe zeigt. Neben den Ähnlichkeiten (mit den Plejaden) ist die "extended slow rotator sequence" ein neues, universelles, aber seltenes Merkmal in den Farben-Perioden-Diagrammen offener Sternhaufen. Aus einer Mitgliedschaftsstudie geht hervor, dass NGC 3532 mit 660 bestätigten Radialgeschwindigkeitsmitgliedern einer der größten nahen offenen Sternhaufen ist. Zudem weist er eine leicht sub-solare Metallizität auf. Die Rotationsperioden für NGC 3532 sind die ersten, die für einen 300 Myr alten offenen Sternhaufen veröffentlicht wurden, ein wichtiges Alter, um den Übergang von schneller zu langsamer Rotation zu verstehen. Die schnellen Rotatoren in diesem Alter sind deutlich weiter entwickelt als in NGC 2516 beobachtet, was es erlaubt, die Zeitskala für den Drehimpulsverlust abzuschätzen und die Probleme zu untersuchen, die Drehimpulsmodelle bei der Beschreibung dieses Übergangs haben. Die Übergangssequenz ist auch in einem Farben-Aktivitäts-Diagramm von Sternen in NGC 3532 deutlich zu erkennen. Die Synergien zwischen der chromosphärischen Aktivität und den Rotationsperioden erlauben es, den Zusammenhang zwischen intrinsischer Farbe, Aktivität und Rotation für NGC 3532 in einzigartigem Detail zu verstehen und zusätzliche Rotationsperioden für Mitglieder von NGC 3532 abzuschätzen, einschließlich der Sterne auf der "extended slow rotator sequence". Zusammenfassend untersucht diese Arbeit den Übergang von schneller zu langsamer Rotation, hat aber auch allgemeinere Implikationen für die Drehimpulsentwicklung von jungen offenen Sternhaufen. KW - Astronomy KW - Astrophysics KW - cool stars KW - angular momentum loss KW - stellar rotation KW - photometry KW - spectroscopy KW - gyrochronology KW - chromospheric activity KW - stellar activity KW - open cluster KW - NGC 2516 KW - NGC 3532 KW - Astronomie KW - Astrophysik KW - NGC 2516 KW - NGC 3532 KW - Drehimpulsverlust KW - chromospherische Aktivität KW - kühle Sterne KW - Gyrochronologie KW - offener Sternhaufen KW - Photometrie KW - Spektroskopie KW - stellare Aktivität KW - stellare Rotation Y1 - 2021 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-531356 ER - TY - THES A1 - Bouma, Sietske T1 - The circum- and intergalactic medium and its connection to the large scale structure in the nearby universe T1 - Das zirkum- und intergalaktisches Medium und sein Zusammenhang mit der großräumigen Struktur im dem nahen Universum N2 - The majority of baryons in the Universe is believed to reside in the intergalactic medium (IGM). This makes the IGM an important component in understanding cosmological structure formation. It is expected to trace the same dark matter distribution as galaxies, forming structures like filaments and clusters. However, whereas galaxies can be observed to be arranged along these large-scale structures, the spatial distribution of the diffuse IGM is not as easily unveiled. Absorption line studies of quasar (QSO) spectra can help with mapping the IGM, as well as the boundary layer between IGM and galaxies: the circumgalactic medium (CGM). By studying gas in the Local Group, as well as in the IGM, this study aims to get a better understanding of how the gas is linked to the large-scale structure of the local Universe and the galaxies residing in that structure. Chapter 1 gives an introduction to the CGM and IGM, while the methods used in this study are explained in Chapter 2. Chapter 3 starts on a relatively small cosmological scale, namely that of our Local Group, which includes i.a. the Milky Way (MW) and the M31. Within the CGM of the MW, there exist denser clouds, some of which are infalling while others are moving away from the Galactic disc. To study these clouds, 29 QSO spectra obtained with the Cosmic Origins Spectrograph (COS) aboard the Hubble Space Telescope (HST) were analysed. Abundances of Si II, Si III, Si IV, C II, and C IV were measured for 69 HVCs belonging to two samples: one in the direction of the LG’s barycentre and the other in the anti-barycentre direction. Their velocities range from -100 ≥ vLSR ≥ -400 km/s for the barycentre sample and between +100 ≤ vLSR ≤ +300 km/s for the anti-barycentre sample. By using Cloudy models, these data could then be used to derive gas volume densities for the HVCs. Because of the relationship between density and pressure of the ambient medium, which is in turn determined by the Galactic radiation field, the distances of the HVCs could be estimated. From this, a subsample of absorbers located in the direction of M31 was found to exist outside of the MW’s virial radius, their low densities (log nH ≤ -3.54) making it likely for them to be part of the gas in between the MW and M31. No such low-density absorbers were found in the anti-barycentre sample. Our results thus hint at gas following the dark matter potential, which would be deeper between the MW and M31 as they are by far the most massive members of the LG. From this bridge of gas in the LG, this study zooms out to the large-scale structure of the local Universe (z ~ 0) in Chapter 4. Galaxy data from the V8k catalogue and QSO spectra from COS were used to study the relation between the galaxies tracing large-scale filaments and the gas existing outside of those galaxies. This study used the filaments defined in Courtois et al. (2013). A total of 587 Lyman α (Lyα) absorbers were found in the 302 QSO spectra in the velocity range 1070 - 6700 km/s. After selecting sightlines passing through or close to these filaments, model spectra were made for 91 sightlines and 215 (227) Lyα absorbers (components) were measured in this sample. The velocity gradient along each filament was calculated and 74 absorbers were found within 1000 km/s of the nearest filament segment. In order to find whether the absorbers are more tied to galaxies or to the large-scale structure, equivalent widths of the Lyα absorbers were plotted against both galaxy and filament impact parameters. While stronger absorbers do tend to be closer to either galaxies or filaments, there is a large scatter in this relation. Despite this large scatter, this study found that the absorbers do not follow a random distribution either. They cluster less strongly around filaments than galaxies, but stronger than random distributions, as confirmed by a Kolmogorov-Smirnov test. Furthermore, the column density distribution function found in this study has a slope of -β = 1.63±0.12 for the total sample and -β =1.47±0.24 for the absorbers within 1000 km/s of a filament. The shallower slope for the latter subsample could indicate an excess of denser absorbers within the filament, but they are consistent within errors. These values are in agreement with values found in e.g. Lehner et al. (2007); Danforth et al. (2016). The picture that emerges from this study regarding the relation between the IGM and the large-scale structure in the local Universe fits with what is found in other studies: while at least part of the gas traces the same filamentary structure as galaxies, the relation is complex. This study has shown that by taking a large sample of sightlines and comparing the data gathered from those with galaxy data, it is possible to study the gaseous large-scale structure. This approach can be used in the future together with simulations to get a better understanding of structure formation and evolution in the Universe. N2 - Sterne und Galaxien, die das Universum füllen, haben sich alle aus Gas gebildet. Bis heute bleibt der Großteil der baryonischen Materie im Universum im gasförmigen Zustand, und nur ein geringer Anteil davon ist kollabiert, um Sterne und Galaxien entstehen zu lassen. Der Gravitationskollaps folgt den Potentialtöpfen der Dunklen Materie, wodurch sich die großräumige Struktur (large-scale structures, LSS) des Universums formt. Die Galaxien innerhalb dieser Struktur ordnen sich entlang der Schichten, Filamenten und um die Knotenpunkte, wobei die Regionen niedriger Dichte (Voids) dazwischen liegen. Das diffuse Gas füllt diese Strukturen ebenfalls und stellt somit ein Reservoir der baryonischen Materie den Galaxien für die weitere Sternbildung zur Verfügung. Galaxien wiederum reichen das umgebende diffuse Gas an. Darum spielt das Gas um und zwischen Galaxien, das zirkum- bzw. intergalaktisches Medium (circum-/intergalactic medium, CGM/IGM), eine wichtige Rolle in der Entstehung und Entwicklung der Galaxien und LSS im Universum. Ziel dieses Promotionsprojektes ist es, ein besseres Verständnis über die Zusammenhänge zwischen demintergalaktischen Gas und LSS mit darin befindlichen Galaxien im lokalen Universum zu erhalten. Die Verteilung de Gases im IGM ist aufgrund der diffusen Beschaffenheit schwer nachzuweisen. Eine der Möglichkeiten es zu untersuchen, ist die Betrachtung der Absorptionsmerkmale in den Spektren der weitentfernten Quasare (QSOs). IGM, das vom Licht dieser QSOs auf dem Weg zum Beobachter durchquert wird, hinterlässt im Spektrum die charakteristischen Absoprtionslinien. Wir analysieren in diesem Promotionsprojekt eine große Anzahl von QSO-Spektren, die vom Cosmic Origin Spectrograph an Bord des Hubble-Weltraumteleskop stammen, um den physikalischen Zustand des intervenierenden intergalaktischen und zirkumgalaktischen Gas im nahen Universumzu untersuchen. Im ersten Teil dieser Dissertation untersuchen wir anhand der sogenannten Hochgeschwindigkeitswolken (high-velocity clouds, HVCs) das CGM um die Milchstraße in Richtung des Baryzentrums und Anti-Baryzentrums der Galaxien der Lokalen Gruppe (LG). Die HVCs haben Radialgeschwindigkeiten von über 80 kms¡1 und können sehr unterschiedliche Herkunft haben. Wir vermessen die Häufigkeiten verschiedener Ionen von Si und C für 69 HVCs sowie deren Kinematik. Daraus werden physikalische Eigenschaften der Wolken abgeleitet, die auf eine Teilstichprobe besonders interessanter Absorber in Richtung des Baryzentrums hinweisen. Diese Teilstichprobe besteht aus HVCs mit sehr geringen Gasdichten (log n(H) < -3.54), was darauf hindeutet, dass diese Wolken sich höchstwahrscheinlich außerhalb des Virialradius der Milchstraße in der gasförmigen Brücke befinden, die die Milchstraße und die Nachbargalaxie M31 verbindet. Ausgehend von dieser gasförmigen Brücke in unserer LG zoomen wir im zweiten Teil des Dissertation heraus, um einen Überblick über die Gasverteilung im lokalen Universum auf größeren Skalen zu erhalten. Wir analysieren die Lyman-α (Lyα) -Absorption des neutralen Wasserstoffs (H I) in 302 QSO-Spektren aus allen Himmelsrichtungen und kombinieren diese Daten mit denen von Galaxiefilamenten, die im V8k Katalog von Courtois et al. (2013) identifiziert wurden. Von den 587 HI Lyα-Absorptionssystemen befinden sich 215 in der Nähe von Galaxiefilamenten. Die stärkeren Absorber befinden sich häufig in der Nähe von Galaxien oder näher an den Mittelachsen der Filamente, aber diese Beziehung zeigt eine große Streuung. Die Lyα-Absorber neigen dazu, sich stärker um die Filamentachsen zu gruppieren im Vergleich zu einer zufälligen Population von Absorbern, wenn auch nicht so stark wie Galaxien. Dies weist darauf hin, dass die Lyα-Absorber zwar der großräumigen Struktur folgen, jedoch auf ihre eigene Weise. Schließlich zeigt eine statistische Analyse der Absorberstärken, dass sich die Verteilung der HI-Säulendichten von Region außerhalb zu Regionen innerhalb der Filamente ändert, was die grundsätzlich höhere Dichte der Materie in letzteren widerspiegelt. DasGesamtergebnis dieser Dissertation stimmt gut mit den Ergebnissen anderer Studien überein: auch wenn ein Teil des intergalaktischen Gases denselben kosmologischen Filamentstrukturen wie Galaxien folgt, bleibt die Beziehung zwischen Gas, Galaxien und großräumigen Struktur komplex. Die hochauflösende kosmologische Simulationen zusammen mit den zukünftigen Beobachtungen werden helfen diesen Zusammenhang besser zu verstehen. KW - Astrophysics KW - Spectroscopy KW - Circumgalactic Medium KW - Intergalactic Medium KW - Large-scale Structure KW - Astrophysik KW - zirkumgalaktisches Medium KW - intergalaktisches Medium KW - großräumige Struktur KW - Spektroskopie Y1 - 2021 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-520852 ER - TY - THES A1 - Krstulovic, Marija T1 - Local structure of network formers and network modifiers in silicate melts at high pressure and temperature conditions T1 - Lokale Struktur der Netzwerkbildner und der Netzwerkwandler in silikatischen Schmelzen bei hohen Druck- und Temperaturbedingungen N2 - Silikatische Schmelzen sind wichtiger Bestandteil des Erdinneren und als solche leisten sie in magmatischen Prozessen einen wesentlichen Beitrag in der Dynamik der festen Erde und der chemischen Entwicklung des gesamten Erdköpers. Makroskopische physikalische und chemische Eigenschaften wie Dichte, Kompressibilität, Viskosität, Polymerisationsgrad etc. sind durch die atomare Struktur der Schmelzen bestimmt. In Abhängigkeit vom Druck, aber auch von der Temperatur und der chemischen Zusammensetzung zeigen silikatische Schmelzen unterschiedliche strukturelle Eigenschaften. Diese Eigenschaften sind am besten durch die lokale Koordinationsumgebung, d.h. Symmetrie und Anzahl der Nachbarn (Koordinationszahl) eines Atoms, sowie dem Abstand zwischen Zentralatom und Nachbarn (atomarer Abstand) beschrieben. Mit steigendem Druck und Temperatur, das heißt mit der zunehmenden Tiefe in der Erde, nimmt die Dichte der Schmelzen zu, welches zur Veränderung von Koordinationszahl und Abständen führen kann. Bei gleichbleibender Koordinationszahl nimmt der Abstand in der Regel zu. Kommt es zu Erhöhung der Koordinationszahl kann der Abstand zunehmen. Diese allgemeinen Trends können allerdings stark variieren, welches insbesondere auf die chemische Zusammensetzung zurückzuführen ist. Dadurch, dass natürliche Schmelzen der tiefen Erde für direkte Untersuchungen nicht zugänglich sind, um ihre Eigenschaften unter den relevanten Bedingungen zu verstehen, wurden umfangreiche experimentelle und theoretische Untersuchungen bisher durchgeführt. Dies wurde häufig am Beispiel von amorphen Proben der Endglieder SiO2, und GeO2 studiert, wobei letzteres als strukturelles und chemisches Analogmodell zu SiO2 dient. Meistens wurden die Experimente bei hohem Druck und bei Raumtemperatur durchgeführt. Natürliche Schmelzen sind chemisch deutlich komplexer als die einfachen Endglieder SiO2 und GeO2, so dass die Beobachtungen an diesen möglicherweise zu falschen Verdichtungsmodellen führen können. Weiterhin können die Untersuchungen an Gläsern bei Raumtemperatur potentiell starke Abweichungen zu Eigenschaften von Schmelzen bei natürlichen thermodynamischen Bedingungen aufweisen. Das Ziel dieser Dissertation war es zu erläutern, welchen Einfluss die Zusammensetzung und die Temperatur auf die strukturelle Eigenschaften der Schmelzen unter hohen Drücken haben. Um das zu verstehen, haben wir komplexe alumino-germanatische und alumino-silikatische Gläser studiert. Genauer gesagt, wir haben synthetische Gläser studiert, die eine Zusammensetzung wie das Mineral Albit und wie eine Mischung von Albit-Diopsid im eutektischen Punkt haben. Das Albitglas ähnelt strukturell einer vereinfachten granitischen Schmelze, während das Albit-Diopsid-Glas eine vereinfachte basaltische Schmelze simuliert. Um die lokale Koordinationsumgebung der Elemente zu studieren, haben wir die Röntgenabsorptionsspektroskopie in Kombination mit einer Diamantstempelzelle benutzt. Dadurch, dass die Diamanten eine hohe Absorption für Röntgenstrahlung mit Energien unterhalb von 10 keV aufweisen, ist die unmittelbare Untersuchung der geologisch sehr relevanten Elemente wie Si, Al, Ca, Mg etc. mit dieser Spektroskopie in Kombination mit einer Diamantstempelzelle nicht möglich. Deswegen wurden die Gläser mit Ge und Sr dotiert. Diese Elemente dienen teilweise oder vollständig als Ersatzelemente für wichtige Hauptelemente. In diesem Sinne, dient Ge als Ersatzelement für Si und andere Netzwerkbildner, während Sr Netzwerkwandler wie Z.B. Ca, Na, Mg etc., sowie andere Kationen mit großem Ionenradius ersetzt. Im ersten Schritt haben wir die Ge K-Kante im Ge-Albit-Glass, NaAlGe3O8, bei Raumtemperatur bis 131 GPa untersucht. Dieses Glas hat eine höhere chemische Komplexität als SiO2 und GeO2, aber es ist immer noch vollständig polymerisiert. Die Unterschiede im Verdichtungsmechanismus zwischen diesem Glas und den einfachen Oxiden können so eindeutig auf höhere chemische Komplexität zurückgeführt werden. Die partiell mit Ge und Sr dotierten Albit und Albit-Diopsid-Zusammensetzungen wurden bei Raumtemperatur für Ge bis 164 GPa und für Sr bis 42 GPa untersucht. Während das Albitglass wie NaAlGe3O8 nominelll vollständig polymerisiert ist, ist das Albit-Diopsid Glas teilweise depolymerisiert. Die Ergebnisse zeigen, dass in allen drei Gläsern strukturelle An̈derungen in den ersten 25 bis maximal 30 GPa stattfinden, wobei beide Ge und Sr die maximale Koordinationszahl 6 bzw. ∼9 erreichen. Bei höheren Drücken findet in den Gläsern nur eine isostrukturelle Schrumpfung der Koordinationspolyeder statt. Der wichtigste Befund der Hochdruckstudien an den alumino-silikatischen und alumino-germanatischen Gläsern ist, dass in diesen komplexen Gläsern die Polyeder eine viel höhere Kompressibilität aufweisen als bei den Endgliedern zu beobachten. Das zeigt sich insbesondere durch die starke Verkürzung der Ge-O Abstände in dem amorphen NaAlGe3O8 und Albit-Diopsid-Glas bei Drücken über 30 GPa. Zusätzlich zu den Effekten der Zusammensetzung auf den Verdichtungsprozess, haben wir den Einfluss der Temperatur auf die strukturelle Änderungen untersucht. Dazu haben wir das Albit-Diopsid-Glas untersucht, da es den Schmelzen im unteren Mantel chemisch am ähnlichsten ist. Wir haben die Ge K-Kante der Probe mit einer resistiv-geheizten und einer Laser-geheizter Diamantstempelzelle untersucht, für einen Druckbereich bis zu 48 GPa, sowie einen Temperaturbereich bis 5000 K. Hohe Temperaturen, bei denen die Probe flüssig ist und die für den Erdmantel relevant sind, haben einen bedeutenden Einfluss auf die strukturelle Transformation. Diese wird um ca. 30% zu deutlich niedrigeren Drücken verschoben, im Vergleich zu den Gläsern bei Raumtemperatur und unterhalb von 1000 K. Die Ergebnisse dieser Dissertation stellen einen wichtigen Beitrag fur das Verständnis der Eigenschaften von Schmelzen unter Bedingungen des unteren Mantels dar. Im Kontext der Diskussion über die Existenz und den Ursprung von silikatischen Schmelzen mit ultrahoher Dichte, welche an der Grenze zwischen Mantel und Erdkern aufgrund seismologischer Daten vermutet werden, zeigen diese Untersuchugen, dass die im Vergleich zur Umgebung höhere Dichte nicht durch strukturelle Besonderheiten, sondern durch eine besondere chemische Zusammensetzung erklärt werden müssen. Außerdem legen die Ergebnisse nahe, dass für Schmelzen im unteren Erdmantel nur sehr geringe Löslichkeiten von Edelgasen zu erwarten sind, so dass die strukturellen Eigenschaften deutlich den Gesamthaushalt und Transport der Edelgase im Erdmantel beeinflussen. N2 - Silicate melts are major components of the Earth’s interior and as such they make an essential contribution in igneous processes, in the dynamics of the solid Earth and the chemical development of the entire Earth. Macroscopic physical and chemical properties such as density, compressibility, viscosity, degree of polymerization etc. are determined by the atomic structure of the melt. Depending on the pressure, but also on the temperature and the chemical composition, silicate melts show different structural properties. These properties are best described by the local coordination environment, i.e. symmetry and number of neighbors (coordination number) of an atom, as well as the distance between the central atom and its neighbors (inter-atomic distance). With increasing pressure and temperature, i.e. with increasing depth in the Earth, the density of the melt increases, which can lead to changes in coordination number and distances. If the coordination number remains the same, the distance usually decreases. If the coordination number increases, the distance can increase. These general trends can, however, vary greatly, which can be attributed in particular to the chemical composition. Due to the fact that natural melts of the deep earth are not accessible to direct investigations, in order to understand their properties under the relevant conditions, extensive experimental and theoretical investigations have been carried out so far. This has often been studied using the example of amorphous samples of the end-members SiO2 and GeO2 , with the latter serving as a structural and chemical analog model to SiO2. Commonly, the experiments were carried out at high pressure and at room temperature. Natural melts are chemically much more complex than the simple end-member SiO2 and GeO2, so that observations made on them may lead to incorrect compression models. Furthermore, the investigations on glasses at room temperature can show potentially strong deviations from the properties of melts under natural thermodynamic conditions. The aim of this thesis was to explain the influence of the composition and the temperature on the structural properties of the melts at high pressures. To understand this, we studied complex alumino-germanate and alumino-silicate glasses. More precisely, we studied synthetic glasses that have a composition like the mineral albite and like a mixture of albite-diopside at the eutectic point. The albite glass is structurally similar to a simplified granitic melt, while the albite-diopside glass simulates a simplified basaltic melt. To study the local coordination environment of the elements, we used X-ray absorption spectroscopy in combination with a diamond anvil cell. Because the diamonds have a high absorbance for X-rays with energies below 10 keV, the direct investigation of the geologically relevant elements such as Si, Al, Ca, Mg etc. with this spectroscopic probe technique in combination with a diamond anvil cell is not possible. Therefore the glasses were doped with Ge and Sr. These elements serve partially or fully as substitutes for important major elements. In this sense, Ge serves as an a substitute for Si and other network formers, while Sr replaces network modifiers such as Ca, Na, Mg etc., as well as other cations with a large ionic radius. In the first step we studied the Ge K-edge in Ge-Albit-glass, NaAlGe3O8, at room temperature up to 131 GPa. This glass has a higher chemical complexity than SiO2 and GeO2, but it is still fully polymerized. The differences in the compression mechanism between this glass and the simple oxides can clearly be attributed to higher chemical complexity. The albite and albite-diopside compositions partially doped with Ge and Sr were probed at room temperature for Ge up to 164 GPa and for Sr up to 42 GPa. While the albite glass is nominally fully polymerized like NaAlGe3O8, the albite-diopside glass is partially depolymerized. The results show that structural changes take place in all three glasses in the first 25 to a maximum of 30 GPa, with both Ge and Sr reaching the maximum coordination number 6 and ∼9, respectively. At higher pressures, only isostructural shrinkage of the coordination polyhedra takes place in the glasses. The most important finding of the high pressure studies on the alumino-silicate and alumino-germanate glasses is that in these complex glasses the polyhedra show a much higher compressibility than what can be observed in the end-members. This is shown in particular by the strong shortening of the Ge-O distances in the amorphous NaAlGe3O8 and albite-diopside glass at pressures above 30 GPa. In addition to the effects of the composition on the compaction process, we investigated the influence of temperature on the structural changes. To do this, we probed the albite-diopside glass, as it is chemically most similar to the melts in the lower mantle. We studied the Ge K edge of the sample with a resistively heated and a laser-heated diamond anvil cell, for a pressure range of up to 48 GPa and a temperature range of up to 5000 K. High temperatures at which the sample is liquid and that are relevant for the Earth mantle, have a significant impact on the structural transformation, with a shift of approx. 30% to significantly lower pressures, compared to the glasses at room temperature and below 1000 K. The results of this thesis represent an important contribution to the understanding of the properties of melts at conditions of the lower mantle. In the context of the discussion about the existence and origin of ultra-dense silicate melts at the core-mantle boundary, these investigations show that the higher density compared to the surrounding material cannot be explained by only structural features, but by a distinct chemical composition. The results also suggest that only very low solubilities of noble gases are to be expected for melts in the lower mantle, so that the structural properties clearly influence the overall budget and transport of noble gases in the Earth’s mantle. KW - glasses KW - silicate melts KW - XAS KW - local structure KW - spectroscopy KW - high-pressure KW - EXAFS KW - XANES KW - compression KW - EXAFS KW - XANES KW - XAS KW - Verdichtung KW - Gläser KW - Hochdruck KW - lokale Struktur KW - silikatische Schmelzen KW - Spektroskopie Y1 - 2021 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-516415 ER - TY - THES A1 - Ramachandran, Varsha T1 - Massive star evolution, star formation, and feedback at low metallicity T1 - Massive Sternentwicklung, Sternentstehung, und das Feedback bei niedriger Metallizität BT - quantitative spectroscopy of OB stars in the Magellanic Clouds N2 - The goal of this thesis is to broaden the empirical basis for a better, comprehensive understanding of massive star evolution, star formation and feedback at low metallicity. Low metallicity massive stars are a key to understand the early universe. Quantitative information on metal-poor massive stars was sparse before. The quantitative spectroscopic studies of massive star populations associated with large-scale ISM structures were not performed at low metallicity before, but are important to investigate star-formation histories and feedback in detail. Much of this work relies on spectroscopic observations with VLT-FLAMES of ~500 OB stars in the Magellanic Clouds. When available, the optical spectroscopy was complemented by UV spectra from the HST, IUE, and FUSE archives. The two representative young stellar populations that have been studied are associated with the superbubble N 206 in the Large Magellanic Cloud (LMC) and with the supergiant shell SMC-SGS 1 in the Wing of the Small Magellanic Cloud (SMC), respectively. We performed spectroscopic analyses of the massive stars using the nonLTE Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) model atmosphere code. We estimated the stellar, wind, and feedback parameters of the individual massive stars and established their statistical distributions. The mass-loss rates of N206 OB stars are consistent with theoretical expectations for LMC metallicity. The most massive and youngest stars show nitrogen enrichment at their surface and are found to be slower rotators than the rest of the sample. The N 206 complex has undergone star formation episodes since more than 30 Myr, with a current star formation rate higher than average in the LMC. The spatial age distribution of stars across the complex possibly indicates triggered star formation due to the expansion of the superbubble. Three very massive, young Of stars in the region dominate the ionizing and mechanical feedback among hundreds of other OB stars in the sample. The current stellar wind feedback rate from the two WR stars in the complex is comparable to that released by the whole OB sample. We see only a minor fraction of this stellar wind feedback converted into X-ray emission. In this LMC complex, stellar winds and supernovae equally contribute to the total energy feedback, which eventually powered the central superbubble. However, the total energy input accumulated over the time scale of the superbubble significantly exceeds the observed energy content of the complex. The lack of energy along with the morphology of the complex suggests a leakage of hot gas from the superbubble. With a detailed spectroscopic study of massive stars in SMC-SGS 1, we provide the stellar and wind parameters of a large sample of OB stars at low metallicity, including those in the lower mass-range. The stellar rotation velocities show a broad, tentatively bimodal distribution, with Be stars being among the fastest. A few very luminous O stars are found close to the main sequence, while all other, slightly evolved stars obey a strict luminosity limit. Considering additional massive stars in evolved stages, with published parameters and located all over the SMC, essentially confirms this picture. The comparison with single-star evolutionary tracks suggests a dichotomy in the fate of massive stars in the SMC. Only stars with an initial mass below 30 solar masses seem to evolve from the main sequence to the cool side of the HRD to become a red supergiant and to explode as type II-P supernova. In contrast, more massive stars appear to stay always hot and might evolve quasi chemically homogeneously, finally collapsing to relatively massive black holes. However, we find no indication that chemical mixing is correlated with rapid rotation. We measured the key parameters of stellar feedback and established the links between the rates of star formation and supernovae. Our study demonstrates that in metal-poor environments stellar feedback is dominated by core-collapse supernovae in combination with winds and ionizing radiation supplied by a few of the most massive stars. We found indications of the stochastic mode of star formation, where the resulting stellar population is fully capable of producing large-scale structures such as the supergiant shell SMC-SGS 1 in the Wing. The low level of feedback in metal-poor stellar populations allows star formation episodes to persist over long timescales. Our study showcases the importance of quantitative spectroscopy of massive stars with adequate stellar-atmosphere models in order to understand star-formation, evolution, and feedback. The stellar population analyses in the LMC and SMC make us understand that massive stars and their impact can be very different depending on their environment. Obviously, due to their different metallicity, the massive stars in the LMC and the SMC follow different evolutionary paths. Their winds differ significantly, and the key feedback agents are different. As a consequence, the star formation can proceed in different modes. N2 - Massereiche Sterne, also Sterne, die ihre Entwicklung mit mehr als acht Sonnenmassen starten, spielen die Hauptrolle in der chemischen Entwicklung des Universums. Darüberhinaus formen sie das sie umgebende interstellare Medium, aus dem sie entstanden sind, durch ihre ionisierende Strahlung und ihre starken Massenausflüsse in Form von Sternwinden und Supernovaexplosionen, das sogenannte Feedback. Diese Arbeit verbreitert die empirische Basis für ein besseres Verständnis der Entwicklung, Entstehung und des Feedbacks massereicher Sterne bei niedriger Metallizität, wie sie auch im frühen Universum herrschte, wesentlich. Hierfür wurden die Daten von zwei großen spektroskopischen Beobachtungskampagnen in der Großen (LMC) und in der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) - beides Galaxien mit erniedrigter Metallizität - mittels des Non-LTE Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) Model Atmosphere Codes quantitativ analysiert, um wesentliche Stern-, Wind- und Feedbackparameter sowie ihre statistische Verteilung zu bestimmen und damit ein globales Bild der massereichen Sterne und ihrer Wechselwirkung mit der Umgebung zu erhalten. Diese Analysen stützen sich hauptsächlich auf Spektren aus dem optischen Bereich, die mit dem Fibre Large Array Multi Element Spectrograph (FLAMES) am Very Large Telescope (VLT) von ~ 500 OBSternen in den Magellanschen Wolken aufgenommen worden, ergänzt durch UV-Spektren aus den Archiven verschiedener UV-Satelliten. Die zwei repräsentativen jungen Sternpopulationen, die untersucht wurden, gehören zur Superbubble N206 in der LMC beziehungsweise zur Supergiant Shell SMC-SGS 1 im Wing der SMC. Die analysierte Stichprobe des N206-Komplexes umfasst alle heißen massereichen Sterne vom Typ OB, Of, und Wolf-Rayet, wobei letztere weit entwickelt und durch starke Sternwinde gekennzeichnet sind. Auf Basis unsere Analysen fanden wir heraus, dass der Komplex seit 30 Mio. Jahren mehrere Sternentstehungsepisoden durchlief. Die räumliche Altersverteilung dieser Sterne über den Komplex weist möglicherweise auf getriggerte Sternentstehung infolge der Ausdehnung der Superbubble hin. Drei sehr massereiche, junge Of-Sterne in dieser Region dominieren das ionisierende und mechanische Feedback unter hunderten von anderen OBSternen in der Region. Die SMC hat eine noch niedrigere Metallizität als die LMC, was sich u.a. auch in der Sternentwicklung niederschlagen sollte. Daher wurde mittels der Daten der Spektralanalysen der Supergiant Shell SMC-SGS 1 in der SMC zusammen mit weiteren Daten aus der Literatur das am dichtesten besiedelte Hertzsprung-Russell-Diagramm der massereichen Sterne in der SMC erstellt. Der Vergleich mit Sternentwicklungsrechnungen suggeriert eine Zweiteilung der Entwicklungswege massereicher Sterne in der SMC. Dabei scheint die gemessene Rotation der Sterne überraschenderweise keinen großen Einfluss zu haben. Wir vermuten daher, dass die Masse und Metallizität der Sterne zusammen hauptverantwortlich für die beobachtete Zweiteilung sind. Desweiteren konnte erstmalig auf einer breiten Datenbasis aufbauend die Korrelation zwischen Metallizität und Stärke von OB-Sternwinden etabliert werden, allerdings sind die ermittelten Windstärken weit schwächer als vorhergesagt (Weak-Wind-Problem) und in Sternentwicklungsrechnungen verwendet. Die Alter und räumliche Verteilung von massereichen Sternen zeigen, dass Sternentstehung seit über 100 Mio. Jahren in der ruhigen Region niedriger Dichte in der SMC eher stochastisch als sequenziell voranschreitet und höher ist als von Messungen diffuser Hα-Emission abgeleitet wurde. Das Feedback in dieser Region wird aufgrund der schwachen Sternwinde durch Supernovae bestimmt, während die Ionization der gesamten Region durch einen einzigen sehr heißen und leuchtkräftigen Wolf-Rayet-Stern dominiert wird. Die niedrige Feedbackrate in metallarmen Sternpopulationen scheint für die Größe und das Überleben von Molekülwolken förderlich zu sein, sodass Sternentstehungsepisoden über einen längeren Zeitraum ablaufen. Solch ausgedehnte Sternentstehung kann dazu führen, dass es eine fortwährende Quelle von ionisierenden Photonen gibt, welche in das zirkumgalaktische Medium durch Löcher oder Kanäle entweichen können, die durch Supernovae erzeugt worden. Diese Studie regt an, dass Sternentstehungsregionen mit langer Geschichte ihre Spuren im umgebenden ISM auch bei niedriger Metallizität hinterlassen werden. Die zukünftigen großräumigen Spektroskopiestudien von weiter entfernten Galaxien mit noch geringeren Metallizitäten können weitere Einsichten in unser derzeitiges Verständnis von massereichen Sternen bringen. KW - massive stars KW - stellar feedback KW - spectroscopy KW - stellar evolution KW - star formation KW - massive Sterne KW - Sternfeedback KW - Spektroskopie KW - Sternentwicklung KW - Sternentstehung Y1 - 2019 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-432455 ER - TY - THES A1 - Sablowski, Daniel T1 - Spectroscopic analysis of the benchmark system Alpha Aurigae T1 - Spektroskopische Analysen des Vergleichssystems alpha Aurigae N2 - Binaries play an important role in observational and theoretical astrophysics. Since the mass and the chemical composition are key ingredients for stellar evolution, high-resolution spectroscopy is an important and necessary tool to derive those parameters to high confidence in binaries. This involves carefully measured orbital motion by the determination of radial velocity (RV) shifts and sophisticated techniques to derive the abundances of elements within the stellar atmosphere. A technique superior to conventional cross-correlation methods to determine RV shifts in known as spectral disentangling. Hence, a major task of this thesis was the design of a sophisticated software package for this approach. In order to investigate secondary effects, such as flux and line-profile variations, imprinting changes on the spectrum the behavior of spectral disentangling on such variability is a key to understand the derived values, to improve them, and to get information about the variability itself. Therefore, the spectral disentangling code presented in this thesis and available to the community combines multiple advantages: separation of the spectra for detailed chemical analysis, derivation of orbital elements, derivation of individual RVs in order to investigate distorted systems (either by third body interaction or relativistic effects), the suppression of telluric contaminations, the derivation of variability, and the possibility to apply the technique to eclipsing binaries (important for orbital inclination) or in general to systems that undergo flux-variations. This code in combination with the spectral synthesis codes MOOG and SME was used in order to derive the carbon 12C/13C isotope ratio (CIR) of the benchmark binary Capella. The observational result will be set into context with theoretical evolution by the use of MESA models and resolves the discrepancy of theory and observations existing since the first measurement of Capella's CIR in 1976. The spectral disentangling code has been made available to the community and its applicability to completely different behaving systems, Wolf-Rayet stars, have also been investigated and resulted in a published article. Additionally, since this technique relies strongly on data quality, continues development of scientific instruments to achieve best observational data is of great importance in observational astrophysics. That is the reason why there has also been effort in astronomical instrumentation during the work on this thesis. N2 - Doppelsterne spielen eine wichtige Rolle in der beobachtenden und theoretischen Astrophysik. Die Massen und die chemische Zusammensetzung der Sterne sind dabei ausschlaggebende Parameter. Die wichtige und notwendige Methode um diese zu bestimmen ist hochaufgelöste Spektroskopie. Dies beinhaltet eine penible Bestimmung der orbitalen Bewegung durch die Vermessung von Radialgeschwindigkeitsverschiebungen (RV) und fortgeschrittene Techniken zur Bestimmung der Häufigkeiten der in der Sternatmosphäre vorhandenen Elemente. Gegenüber der konventionellen Kreuzkorrelation zur Bestimmung der RV-Verschiebungen, gilt die Methode des sogenannten 'spectral disentanglings' als überlegen. Daher bestand ein Großteil der vorliegenden Arbeit darin, eine solche Methode in einem weiterentwickelten Softwarepacket zu realisieren. Um sekundäre Effekte zu verstehen, welche zu weiteren Änderungen im Spektrum führen, also insbesondere solche wie Fluss- und Linienprofilvariationen, ist es von zentraler Bedeutung das Verhalten des spectral disentangling durch solche Variabilitäten zu verstehen, sodass die ermittelten Größen besser interpretiert und verbessert, sowie Informationen über die Variabilität selbst abgeleitet werden können. Daher vereint der in dieser Arbeit vorgestellte und der Allgemeinheit offen stehende Algorithmus für das spectral disentangling mehrere Vorteile: Separation der Spektren für detaillierte chemische Analysen, Ableitung der orbitalen Bahnelemente, Ableitung der einzelnen RV-Verschiebungen um auch gestörte Systeme (z.B. durch einen dritten Körper oder relativistische Effekte) analysieren zu können, die Reduktion des Einflusses tellurischer Kontamination, Ableitung der Variabilität und die Möglichkeit der Anwendung auf Bedeckungsveränderliche (wichtig zur Bestimmung der Inklination) bzw. allgemeiner auf Systeme mit Flussvariationen. Der vorgestellte Algorithmus wurde zusammen mit MOOG und SME zur Erzeugung synthetischer Spektren verwendet um das Kohlenstoff-12C/13C Isotopen-Verhältnis (KIV) des Referenzsystems Capella zu bestimmen. Dieses Ergebnis aus Beobachtungen wird in Kontext zur theoretischen Entwicklung durch Verwendung von MESA Modellen gesetzt und löst die Unstimmigkeit zwischen Beobachtung und Theorie die bereits seit der ersten Messung des KIV von Kapella von 1976 existiert. Der Algorithmus für das spectral disentangling ist der Allgemeinheit zugänglich gemacht und wurde auf vollkommen anders verhaltende Objekte, den Wolf-Rayet-Sternen, angewendet, was in einer publizierten Arbeit resultierte. Da die Methode stark von der Qualität der Beobachtungsdaten abhängt, ist eine kontinuierliche Weiterentwicklung der wissenschaftlichen Messtechnik der beobachtenden Astrophysik sehr wichtig um die bestmöglichsten Beobachtungsdaten gewinnen zu können. Daher wurden auch große Anstrengungen in der astronomischen Instrumentierung während dieser Arbeit unternommen. KW - Stellar physics KW - Stellar evolution KW - spectroscopy KW - instrumentation KW - carbon-isotope-ratio KW - Capella KW - Stellarphysik KW - Sternentwicklung KW - Spektroskopie KW - Instrumentierung KW - Kohlenstoff-Isotopen-Verhältnis KW - Kapella Y1 - 2019 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-432396 ER - TY - THES A1 - Menski, Antonia Isabell T1 - Europium als strukturelle Sonde zur Analyse neuartiger Materialien T1 - Europium as a structural probe for the analysis of novel materials N2 - Im Rahmen dieser Arbeit wird anhand von neuartigen Materialien das Potential der Europium-Lumineszenz für die strukturelle Analyse dargestellt. Bei diesen Materialien handelt es sich zum einen um Nanopartikel mit Matrizes aus mehreren Metall-Mischoxiden und Dotierungen durch die Sonde Europium und zum anderen um Metallorganische Netzwerke (MOFs), die mit Neodym , Samarium- und Europium-Ionen beladen sind. Die Synthese der aus der Kombination von Metalloxiden enthaltenen Nanopartikel ist unter milden Bedingungen mithilfe von speziell dafür hergestellten Reagenzien erfolgt und hat zu sehr kleinen, amorphen Nanopartikeln geführt. Durch eine nachfolgende Temperaturbehandlung hat sich die Kristallinität erhöht. Damit verbunden haben sich auch die Kristallstruktur sowie die Position des Dotanden Europium verändert. Während die etablierte Methode der Röntgendiffraktometrie einen Blick auf das Kristallgitter als Gesamtes ermöglicht, so trifft die Lumineszenz des Europiums durch die Sichtbarkeit einzelner Stark-Aufspaltungen Aussagen über dessen lokale Symmetrien. Die Symmetrie wird durch Sauerstofffehlstellen verändert, welche die Sauerstoffleitfähigkeit der Nanopartikel beeinflussen. Diese ist für die Anwendung als Katalysatoren in industriellen Prozessen und ebenso als Sensoren und Therapeutika in biologischen Systemen von Bedeutung. Zur ersten katalytischen Charakterisierung werden die Proben mittels Temperatur-programmierter Reduktion untersucht. Des Weiteren werden die Mischoxid-Nanopartikel auch hinsichtlich ihrer Verwendbarkeit als Matrix in Aufkonversionsprozessen untersucht. Die Metallorganischen Netzwerke eignen sich aufgrund ihrer mikroporösen Struktur für Anwendungen in der Speicherung gleichermaßen von Nutzgasen wie auch von Schadstoffen. Ebenfalls ist eine biologische Anwendung denkbar, die insbesondere den Bereich der drug delivery-Reagenzien betrifft. Erfolgt in die mikroporösen Strukturen der Metallorganischen Netzwerke die Einlagerung von Lanthanoid-Ionen, so können diese bei der entsprechenden Kombination als Weißlicht-Emittierer fungieren. Dabei ist neben den Verhältnissen zwischen den Lanthanoid-Ionen auch die genaue Position innerhalb des Netzwerks sowie die Distanz zu anderen Ionen von Interesse. Zur Untersuchung dieser Fragestellungen wird die Umgebungssensitivität der Europium-Lumineszenz ausgenutzt. Die auf diese Weise festgestellte Formiat-Bildung hängt von zahlreichen Parametern ab. Insgesamt stellt sich die im Rahmen dieser Arbeit verwendete Methodik des Einsatzes von Europium als strukturelle Sonde in höchstem Maße vielseitig dar und zeigt seine größte Stärke in der Kombination mit weiteren Methoden der Strukturanalytik. Die auf diese Weise genauestens charakterisierten neuartigen Materialien können nun gezielt und anwendungsfokussiert weiterentwickelt werden. N2 - In this work the potential of the luminescence of europium for structural analysis using novel materials is presented. These materials are on the one hand side nanoparticles made of various metal mixed oxide and doped by europium as a structural probe and on the other hand side the so-called metal organic frameworks (MOFs) loaded with neodymium, samarium and europium ions. The synthesis of the metal mixed oxide nanoparticles is done under mild conditions using reagents that have been specifically produced for this application. It leads to very small and amorphous nanoparticles. The crystallinity is increased by downstreamed temperature treatment. Related to that, the crystal structure and the position of the europium dopant have changed. While the well-established method of X-ray-diffraction offers an insight to the whole crystal lattice, the luminescence of europium gives information about the local symmetry of single europium ions using the visibility of single Stark-splittings. The symmetry is changed by oxygen vacancies which have an influence on the oxygen conductivity of the nanoparticles. This property is important for the application in industrial catalysts as well as in sensors and therapeutic agents in biological systems. For basic catalytical characterisation the samples are examined using the method of temperature-programmed reduction. Furthermore, the metal mixed oxide nanoparticles are also evaluated concerning the usability of the matrix in upconversion-processes. The metal organic frameworks are suitable for the storage of technical gases and pollutants due to their microporous structure. An application in the biological context can be seen especially in the field of drug delivery agents. By intercalation of certain combinations of lanthanide ions in the microporous structure of the metal organic frameworks, white light emitters can be developed. In this application the ratio between the lanthanide ions as well as their exact position within the framework and the distance between the single ions are of interest. For unravelling the regarding open questions, the environment-sensitive luminescence of the europium is used. The determined formate formation depends on several parameters. To sum up, the method of using europium as a structural probe as shown in this work is highly versatile and proves its worth in combination with further methods of structural analysis. Furthermore, an advanced development of the novel materials with focus on specific applications is now well prepared due to precise characterisation. KW - Spektroskopie KW - Nanomaterialien KW - Ceroxid KW - metallorganische Netzwerke KW - spectroscopy KW - nanomaterials KW - cerium oxide KW - metal organic frameworks Y1 - 2019 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-427141 ER - TY - THES A1 - Beamish, Alison Leslie T1 - Hyperspectral remote sensing of the spatial and temporal heterogeneity of low Arctic vegetation T1 - Hyperspektrale Fernerkundung der räumlichen und zeitlichen Heterogenität niedriger arktischer Vegetation BT - the role of phenology, vegetation colour, and intrinsic ecosystem components BT - die Rolle von Phänologie, Vegetationsfarbe und intrinsischer Ökosystemkomponenten N2 - Arctic tundra ecosystems are experiencing warming twice the global average and Arctic vegetation is responding in complex and heterogeneous ways. Shifting productivity, growth, species composition, and phenology at local and regional scales have implications for ecosystem functioning as well as the global carbon and energy balance. Optical remote sensing is an effective tool for monitoring ecosystem functioning in this remote biome. However, limited field-based spectral characterization of the spatial and temporal heterogeneity limits the accuracy of quantitative optical remote sensing at landscape scales. To address this research gap and support current and future satellite missions, three central research questions were posed: • Does canopy-level spectral variability differ between dominant low Arctic vegetation communities and does this variability change between major phenological phases? • How does canopy-level vegetation colour images recorded with high and low spectral resolution devices relate to phenological changes in leaf-level photosynthetic pigment concentrations? • How does spatial aggregation of high spectral resolution data from the ground to satellite scale influence low Arctic tundra vegetation signatures and thereby what is the potential of upcoming hyperspectral spaceborne systems for low Arctic vegetation characterization? To answer these questions a unique and detailed database was assembled. Field-based canopy-level spectral reflectance measurements, nadir digital photographs, and photosynthetic pigment concentrations of dominant low Arctic vegetation communities were acquired at three major phenological phases representing early, peak and late season. Data were collected in 2015 and 2016 in the Toolik Lake Research Natural Area located in north central Alaska on the North Slope of the Brooks Range. In addition to field data an aerial AISA hyperspectral image was acquired in the late season of 2016. Simulations of broadband Sentinel-2 and hyperspectral Environmental and Mapping Analysis Program (EnMAP) satellite reflectance spectra from ground-based reflectance spectra as well as simulations of EnMAP imagery from aerial hyperspectral imagery were also obtained. Results showed that canopy-level spectral variability within and between vegetation communities differed by phenological phase. The late season was identified as the most discriminative for identifying many dominant vegetation communities using both ground-based and simulated hyperspectral reflectance spectra. This was due to an overall reduction in spectral variability and comparable or greater differences in spectral reflectance between vegetation communities in the visible near infrared spectrum. Red, green, and blue (RGB) indices extracted from nadir digital photographs and pigment-driven vegetation indices extracted from ground-based spectral measurements showed strong significant relationships. RGB indices also showed moderate relationships with chlorophyll and carotenoid pigment concentrations. The observed relationships with the broadband RGB channels of the digital camera indicate that vegetation colour strongly influences the response of pigment-driven spectral indices and digital cameras can track the seasonal development and degradation of photosynthetic pigments. Spatial aggregation of hyperspectral data from the ground to airborne, to simulated satel-lite scale was influenced by non-photosynthetic components as demonstrated by the distinct shift of the red edge to shorter wavelengths. Correspondence between spectral reflectance at the three scales was highest in the red spectrum and lowest in the near infra-red. By artificially mixing litter spectra at different proportions to ground-based spectra, correspondence with aerial and satellite spectra increased. Greater proportions of litter were required to achieve correspondence at the satellite scale. Overall this thesis found that integrating multiple temporal, spectral, and spatial data is necessary to monitor the complexity and heterogeneity of Arctic tundra ecosystems. The identification of spectrally similar vegetation communities can be optimized using non-peak season hyperspectral data leading to more detailed identification of vegetation communities. The results also highlight the power of vegetation colour to link ground-based and satellite data. Finally, a detailed characterization non-photosynthetic ecosystem components is crucial for accurate interpretation of vegetation signals at landscape scales. N2 - Die arktische Erwärmung beeinflusst Produktivität, Wachstums, Artenzusammensetzung, Phänologie und den Reproduktionserfolg arktischer Vegetation, mit Auswirkungen auf die Ökosystemfunktionen sowie auf den globalen Kohlenstoff- und Energiehaushalt. Feldbasierte Messungen und spektrale Charakterisierungen der räumlichen und zeitlichen Heterogenität arktischer Vegetationsgemeinschaften sind limitiert und die Genauigkeit fernerkundlicher Methoden im Landschaftsmaßstab eingeschränkt. Um diese Forschungslücke zu schließen und aktuelle und zukünftige Satellitenmissionen zu unterstützen, wurden drei zentrale Forschungsfragen entwickelt: 1) Wie unterscheidet sich die spektrale Variabilität des Kronendaches zwischen dominanten Vegetationsgemeinschaften der niederen Arktis und wie verändert sich diese Variabilität zwischen den wichtigsten phänologischen Phasen? 2) Wie hängen Aufnahmen der Vegetationsfarbe des Kronendaches von hoch und niedrig auflösenden Geräten mit phänologischen Veränderungen des photosynthetischen Pigmentgehalts auf Blattebene zusammen? 3) Wie beeinflusst die räumliche Aggregation von Daten mit hoher spektraler Auflösung von der Boden- bis zur Satelliten-Skala die arktischen Vegetationssignale der Tundra und welches Potenzial haben zukünftige hyperspektraler Satellitensysteme für die arktische Vegetationscharakterisierung? Zur Beantwortung dieser Fragen wurde eine detaillierte Datenbank aus feldbasierten Daten erstellt und mit hyperspektralen Luftbildern sowie multispektralen Sentinel-2 und simulierten hyperspektralen EnMAP Satellitendaten verglichen. Die Ergebnisse zeigten, dass die Spätsai-son am besten geeignet ist um dominante Vegetationsgemeinschaften mit Hilfe von hyper-spektralen Daten zu identifizieren. Ebenfalls konnte gezeigt werden, dass die mit handelsüb-lichen Digitalkameras aufgenommene Vegetationsfarbe pigmentgesteuerte Spektralindizes stark beeinflusst und den Verlauf von photosynthetischen Pigmenten nachverfolgen kann. Die räumliche Aggregation hyperspektraler Daten von der Boden- über die Luft- zur Satelli-tenskala wurde durch nicht-photosynthetische Komponenten beeinflusst und die spektralen Reflexionsvermögen der drei Skalen stimmten im roten Spektrum am höchsten und im nahen Infrarotbereich am niedrigsten überein. Die vorliegende Arbeit zeigt, dass die Integration zeitlicher, spektraler und räumlicher Daten notwendig ist, um Komplexität und Heterogenität arktischer Vegetationsreaktionen in Reaktion auf klimatische Veränderungen zu überwachen. KW - hyperspectral remote sensing KW - Arctic tundra KW - vegetation KW - imaging spectroscopy KW - hyperspektral Fernerkundung KW - arktische Tundra KW - Vegetation KW - Spektroskopie Y1 - 2019 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-425922 ER - TY - THES A1 - Anders, Friedrich T1 - Disentangling the chemodynamical history of the Milky Way disc with asteroseismology and spectroscopy T1 - Die chemodynamische Entwicklung der Milchstraßenscheibe im Lichte asteroseismischer und spektroskopischer Himmelsdurchmusterungen N2 - Galaxies are among the most complex systems that can currently be modelled with a computer. A realistic simulation must take into account cosmology and gravitation as well as effects of plasma, nuclear, and particle physics that occur on very different time, length, and energy scales. The Milky Way is the ideal test bench for such simulations, because we can observe millions of its individual stars whose kinematics and chemical composition are records of the evolution of our Galaxy. Thanks to the advent of multi-object spectroscopic surveys, we can systematically study stellar populations in a much larger volume of the Milky Way. While the wealth of new data will certainly revolutionise our picture of the formation and evolution of our Galaxy and galaxies in general, the big-data era of Galactic astronomy also confronts us with new observational, theoretical, and computational challenges. This thesis aims at finding new observational constraints to test Milky-Way models, primarily based on infra-red spectroscopy from the Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment (APOGEE) and asteroseismic data from the CoRoT mission. We compare our findings with chemical-evolution models and more sophisticated chemodynamical simulations. In particular we use the new powerful technique of combining asteroseismic and spectroscopic observations that allows us to test the time dimension of such models for the first time. With CoRoT and APOGEE (CoRoGEE) we can infer much more precise ages for distant field red-giant stars, opening up a new window for Galactic archaeology. Another important aspect of this work is the forward-simulation approach that we pursued when interpreting these complex datasets and comparing them to chemodynamical models. The first part of the thesis contains the first chemodynamical study conducted with the APOGEE survey. Our sample comprises more than 20,000 red-giant stars located within 6 kpc from the Sun, and thus greatly enlarges the Galactic volume covered with high-resolution spectroscopic observations. Because APOGEE is much less affected by interstellar dust extinction, the sample covers the disc regions very close to the Galactic plane that are typically avoided by optical surveys. This allows us to investigate the chemo-kinematic properties of the Milky Way's thin disc outside the solar vicinity. We measure, for the first time with high-resolution data, the radial metallicity gradient of the disc as a function of distance from the Galactic plane, demonstrating that the gradient flattens and even changes its sign for mid-plane distances greater than 1 kpc. Furthermore, we detect a gap between the high- and low-[$\alpha$/Fe] sequences in the chemical-abundance diagram (associated with the thin and thick disc) that unlike in previous surveys can hardly be explained by selection effects. Using 6D kinematic information, we also present chemical-abundance diagrams cleaned from stars on kinematically hot orbits. The data allow us to confirm without doubt that the scale length of the (chemically-defined) thick disc is significantly shorter than that of the thin disc. In the second part, we present our results of the first combination of asteroseismic and spectroscopic data in the context of Galactic Archaeology. We analyse APOGEE follow-up observations of 606 solar-like oscillating red giants in two CoRoT fields close to the Galactic plane. These stars cover a large radial range of the Galactic disc (4.5 kpc $\lesssim R_{\rm Gal}\lesssim15$ kpc) and a large age baseline (0.5 Gyr $\lesssim \tau\lesssim$ 13 Gyr), allowing us to study the age- and radius-dependence of the [$\alpha$/Fe] vs. [Fe/H] distributions. We find that the age distribution of the high-[$\alpha$/Fe] sequence appears to be broader than expected from a monolithically-formed old thick disc that stopped to form stars 10 Gyr ago. In particular, we discover a significant population of apparently young, [$\alpha$/Fe]-rich stars in the CoRoGEE data whose existence cannot be explained by standard chemical-evolution models. These peculiar stars are much more abundant in the inner CoRoT field LRc01 than in the outer-disc field LRc01, suggesting that at least part of this population has a chemical-evolution rather than a stellar-evolution origin, possibly due to a peculiar chemical-enrichment history of the inner disc. We also find that strong radial migration is needed to explain the abundance of super-metal-rich stars in the outer disc. Finally, we use the CoRoGEE sample to study the time evolution of the radial metallicity gradient in the thin disc, an observable that has been the subject of observational and theoretical debate for more than 20 years. By dividing the CoRoGEE dataset into six age bins, performing a careful statistical analysis of the radial [Fe/H], [O/H], and [Mg/Fe] distributions, and accounting for the biases introduced by the observation strategy, we obtain reliable gradient measurements. The slope of the radial [Fe/H] gradient of the young red-giant population ($-0.058\pm0.008$ [stat.] $\pm0.003$ [syst.] dex/kpc) is consistent with recent Cepheid data. For the age range of $1-4$ Gyr, the gradient steepens slightly ($-0.066\pm0.007\pm0.002$ dex/kpc), before flattening again to reach a value of $\sim-0.03$ dex/kpc for stars with ages between 6 and 10 Gyr. This age dependence of the [Fe/H] gradient can be explained by a nearly constant negative [Fe/H] gradient of $\sim-0.07$ dex/kpc in the interstellar medium over the past 10 Gyr, together with stellar heating and migration. Radial migration also offers a new explanation for the puzzling observation that intermediate-age open clusters in the solar vicinity (unlike field stars) tend to have higher metallicities than their younger counterparts. We suggest that non-migrating clusters are more likely to be kinematically disrupted, which creates a bias towards high-metallicity migrators from the inner disc and may even steepen the intermediate-age cluster abundance gradient. N2 - Galaxien gehören zu den komplexesten physikalischen Systemen, die derzeit mit Computern modelliert werden können. Eine realistische Galaxiensimulation muss kosmologische Effekte genauso berücksichtigen wie die Gesetze der Plasma-, Kern-, und Teilchenphysik. Die Milchstraße ist ein ideales Labor für die Überprüfung solcher Simulationen, da moderne Teleskope die Kinematik und chemische Zusammensetzung von Millionen von Milchstraßensternen einzeln analysieren können und uns so einen Einblick in die Entstehungsgeschichte unserer Galaxie geben. Dank groß angelegter spektroskopischer Himmelsdurchmusterungen lassen sich seit Neuestem auch stellare Populationen in fernen Regionen der Milchstraße systematisch studieren. Dieser Datenreichtum hat das Potential, unseren Blick auf die Entstehung unserer kosmischen Heimat zu revolutionieren, konfrontiert die Forschung aber auch mit neuen beobachtungstechnischen, theoretischen und numerischen Herausforderungen. Das Ziel dieser Arbeit ist es, moderne numerische Modelle der Milchstraße mittels neuer Beobachtungen zu testen. Hierbei benutzen wir vor Allem Infrarotspektroskopiedaten des Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment (APOGEE), sowie asteroseismische Daten der europäischen Exoplanetenmission CoRoT. Wir vergleichen unsere Resultate mit semianalytischen chemischen Entwicklungsmodellen und komplexeren chemodynamischen Simulationen, wobei uns die Kombination von asteroseismischen und spektroskopischen Daten erlaubt, zum ersten Mal die Zeitdimension solcher Modelle zu testen. Mit den CoRoT-APOGEE-Beobachtungen (kurz: CoRoGEE) lassen sich viel präzisere Altersbestimmungen für entfernte Riesensterne berechnen. Ein weiterer wichtiger Bestandteil dieser Arbeit ist die Verwendung sogenannter Mock-Beobachtungen, bei denen ein chemodynamisches Milchstraßenmodell so ``beobachtet'' wird wie die Milchstraße selbst, unter möglichst realistischer Berücksichtigung aller Beobachtungseffekte. Dies erlaubt uns akkuratere Vergleiche von Modellen und Daten, und ermöglicht eine einfachere Interpretation. Der erste Teil dieser Arbeit enthält eine chemodynamische Untersuchung von mehr als 20,000 roten Riesensternen, die sich bis zu 6 kpc (20,000 Lichtjahre) entfernt befinden. Diese Studie, die mit den ersten APOGEE-Daten gemacht wurde, konnte so das galaktische Volumen, das mit hochauflösender Spektroskopie je beobachtet wurde, dramatisch vergrößern. Weil die Sensitivität von APOGEE als Infrarotexperiment weit weniger durch interstellare Extinktion behindert wird, dringt unsere Stichprobe außerdem in die Regionen nahe der galaktischen Ebene vor, die typischerweise von optischen Durchmusterungen vermieden werden. Das erlaubt es uns, die chemodynamischen Eigenschaften der dünnen Milchstraßenscheibe außerhalb der unmittelbaren Sonnenumgebung zu studieren. Wir können beispielsweise zum ersten Mal mit hochauflösender Spektroskopie den radialen Metallizitätsgradienten der Scheibe als Funktion des Abstands von der Scheibenebene messen und zeigen, dass dieser Gradient oberhalb von 1 kpc positiv ist. Außerdem detektieren wir eine Lücke zwischen den Populationen I und II im chemischen [$\alpha$/Fe]-[Fe/H]-Häufigkeitsdiagramm, die im Gegensatz zur früheren Datenerhebungen schwerlich durch Selektionseffekte erklärt werden kann. Da für viele Sterne zudem 6-dimensionale Phasenrauminformationen vorliegen, können wir außerdem chemische Häufigkeitsdiagramme analysieren, in denen stellare Passanten aus anderen galaktischen Regionen ausgeblendet werden. Unsere Daten bestätigen zweifelsfrei die kurze Skalenlänge der dicken Milchstraßenscheibe (Population II). Im zweiten Teil der Arbeit nutzen wir zum ersten Mal kombinierte seismisch-spektroskopische Beobachtungen zum Zwecke der Galaktischen Archäologie. Wir analysieren dabei APOGEE-Beobachtungen von 606 roten Riesensternen in zwei CoRoT-Himmelsfeldern nahe der Galaktischen Ebene. Die Sterne sind über einen weiten Bereich der Galaktischen Scheibe verteilt (4.5 kpc $\lesssim R_{\rm Gal}\lesssim15$ kpc) und decken eine große Altersspanne ab (0.5 Gyr $\lesssim \tau\lesssim$ 13 Gyr), was es uns erlaubt, sowohl die Alters- als auch die radiale Abhängigkeit der [$\alpha$/Fe]-[Fe/H]-Verteilungen zu untersuchen. Dabei konstatieren wir, dass die Altersverteilung der Population-II-Sterne breiter ist als man es für ein monolithisches Kollaps-Szenario der dicken Scheibe erwarten würde. Vor Allem liegt das an einer vorher nicht bekannten, aber signifikanten Population scheinbar junger [$\alpha$/Fe]-reicher Sterne, deren Existenz mit Standardmodellen für die chemische Evolution der Galaktischen Scheibe nicht erklärbar ist. Diese eigentümlichen Objekte sind viel häufiger in der inneren Scheibe zu finden als in der äußeren, was darauf hindeutet, dass zumindest ein Teil dieser Population tatsächlich einen physikalischen Ursprung hat (etwa eine besondere chemische Entwicklung nahe des Galaktischen Balkens) und nicht etwa auf systematische Fehler in der Altersbestimmung zurückzuführen ist. Ein weiteres Resultat ergibt sich aus der Fülle von super-metallreichen Sternen in der äußeren Scheibe: der Effekt radialer Sternmigration scheint dort eine größere Rolle zu spielen als bisher angenommen. Im letzten Teil nutzen wir die CoRoGEE-Stichprobe, um die Zeitentwicklung des radialen Metallizitätsgradienten der dünnen Scheibe zu studieren; eine Unbekannte, die sowohl unter Theoretikern als auch unter Beobachtern in den letzten zwanzig Jahren immer wieder für Diskussionen sorgte. Wir teilen dazu die CoRoGEE-Daten in sechs Altersgruppen ein und erhalten durch eine sorgfältige statistische Analyse der radialen [Fe/H] Verteilungen unter Berücksichtigung systematischer Unsicherheiten verlässliche Werte für den Metallizitätsgradienten. Dessen Anstieg für die junge Population der roten Riesen ($-0.058\pm0.008$ [stat.] $\pm0.003$ [syst.] dex/kpc) ist konsistent mit den neuesten Messungen an Cepheiden. Im Altersbereich $1-4$ Gyr verzeichnen wir einen leicht steileren Gradienten ($-0.066\pm0.007\pm0.002$ dex/kpc), der für ältere Sterne (6--10 Gyr) wieder flacher ausfällt ($\sim-0.03$ dex/kpc). Diese Altersabhängigkeit des Metallizitätsgradienten lässt sich unter anderem durch ein Modell erklären, in dem der Metallizitätsgradient des interstellaren Medium etwa konstant bei $~-0.07$ dex/kpc liegt und in alten stellaren Populationen durch kinematische Effekte wie stellare Migration verwaschen wird. Stellare radiale Migration eröffnet uns außerdem eine elegante Erklärung für die verwundernde Tatsche, dass Sternhaufen mittleren Alters in der Sonnenumgebung oft höhere Metallizitäten aufweisen als junge Haufen. Um das zu erklären, schlagen wir ein Szenario vor, in dem nichtmigrierende Haufen eher durch gravitative Wechselwirkungen in der Scheibe zersöort werden als migrierende, was in der Sonnenumgebung eine Verzerrung zu Gunsten metallreicherer Haufen aus der inneren Scheibe nach sich zöge und, wie ebenfalls beobachtet, zur Folge hätte, dass der Metallizitätsgradient der mittelalten Haufenpopulation viel steiler wäre als der der jungen Haufen. KW - galactic astronomy KW - Milky Way evolution KW - Milky Way chemodynamics KW - red giant stars KW - asteroseismology KW - spectroscopy KW - galaktische Astrophysik KW - Entstehung der Milchstraße KW - Chemodynamik der Milchstraße KW - rote Riesensterne KW - Asteroseismologie KW - Spektroskopie Y1 - 2017 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-396681 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 - Brosinsky, Arlena T1 - Spectral fingerprinting T1 - Spektrales Fingerprinting BT - the potential of VNIR-SWIR spectral characteristics for tracing suspended sediment sources BT - das Potential spektraler Charakteristika im visuellen bis zum kurzwelligen Infrarotbereich zur Rückverfolgung von Sedimentquellgebieten N2 - Current research on runoff and erosion processes, as well as an increasing demand for sustainable watershed management emphasize the need for an improved understanding of sediment dynamics. This involves the accurate assessment of erosion rates and sediment transfer, yield and origin. A variety of methods exist to capture these processes at the catchment scale. Among these, sediment fingerprinting, a technique to trace back the origin of sediment, has attracted increasing attention by the scientific community in recent years. It is a two-step procedure, based on the fundamental assumptions that potential sources of sediment can be reliably discriminated based on a set of characteristic ‘fingerprint’ properties, and that a comparison of source and sediment fingerprints allows to quantify the relative contribution of each source. This thesis aims at further assessing the potential of spectroscopy to assist and improve the sediment fingerprinting technique. Specifically, this work focuses on (1) whether potential sediment sources can be reliably identified based on spectral features (‘fingerprints’), whether (2) these spectral fingerprints permit the quantification of relative source contribution, and whether (3) in situ derived source information is sufficient for this purpose. Furthermore, sediment fingerprinting using spectral information is applied in a study catchment to (4) identify major sources and observe how relative source contributions change between and within individual flood events. And finally, (5) spectral fingerprinting results are compared and combined with simultaneous sediment flux measurements to study sediment origin, transport and storage behaviour. For the sediment fingerprinting approach, soil samples were collected from potential sediment sources within the Isábena catchment, a meso-scale basin in the central Spanish Pyrenees. Undisturbed samples of the upper soil layer were measured in situ using an ASD spectroradiometer and subsequently sampled for measurements in the laboratory. Suspended sediment was sampled automatically by means of ISCO samplers at the catchment as well as at the five major subcatchment outlets during flood events, and stored fine sediment from the channel bed was collected from 14 cross-sections along the main river. Artificial mixtures of known contributions were produced from source soil samples. Then, all source, sediment and mixture samples were dried and spectrally measured in the laboratory. Subsequently, colour coefficients and physically based features with relation to organic carbon, iron oxide, clay content and carbonate, were calculated from all in situ and laboratory spectra. Spectral parameters passing a number of prerequisite tests were submitted to principal component analyses to study natural clustering of samples, discriminant function analyses to observe source differentiation accuracy, and a mixing model for source contribution assessment. In addition, annual as well as flood event based suspended sediment fluxes from the catchment and its subcatchments were calculated from rainfall, water discharge and suspended sediment concentration measurements using rating curves and Quantile Regression Forests. Results of sediment flux monitoring were interpreted individually with respect to storage behaviour, compared to fingerprinting source ascriptions and combined with fingerprinting to assess their joint explanatory potential. In response to the key questions of this work, (1) three source types (land use) and five spatial sources (subcatchments) could be reliably discriminated based on spectral fingerprints. The artificial mixture experiment revealed that while (2) laboratory parameters permitted source contribution assessment, (3) the use of in situ derived information was insufficient. Apparently, high discrimination accuracy does not necessarily imply good quantification results. When applied to suspended sediment samples of the catchment outlet, the spectral fingerprinting approach was able to (4) quantify the major sediment sources: badlands and the Villacarli subcatchment, respectively, were identified as main contributors, which is consistent with field observations and previous studies. Thereby, source contribution was found to vary both, within and between individual flood events. Also sediment flux was found to vary considerably, annually as well as seasonally and on flood event base. Storage was confirmed to play an important role in the sediment dynamics of the studied catchment, whereas floods with lower total sediment yield tend to deposit and floods with higher yield rather remove material from the channel bed. Finally, a comparison of flux measurements with fingerprinting results highlighted the fact that (5) immediate transport from sources to the catchment outlet cannot be assumed. A combination of the two methods revealed different aspects of sediment dynamics that none of the techniques could have uncovered individually. In summary, spectral properties provide a fast, non-destructive, and cost-efficient means to discriminate and quantify sediment sources, whereas, unfortunately, straight-forward in situ collected source information is insufficient for the approach. Mixture modelling using artificial mixtures permits valuable insights into the capabilities and limitations of the method and similar experiments are strongly recommended to be performed in the future. Furthermore, a combination of techniques such as e.g. (spectral) sediment fingerprinting and sediment flux monitoring can provide comprehensive understanding of sediment dynamics. N2 - Aktuelle Forschung zu Abfluss- und Erosionsprozessen und die steigende Nachfrage nach nachhaltiger Wasserbewirtschaftung unterstreichen die Notwendigkeit für ein verbessertes Verständnis von Sedimentdynamik. Dazu gehören die genaue Bewertung von Erosionsraten sowie die Abschätzung von Sedimenttransfer, -ertrag und -herkunft. Es existiert eine Vielzahl von Verfahren, um diese Prozesse auf Einzugsgebietsskala zu erfassen. Unter diesen hat das Sediment-Fingerprinting, eine Technik zur Bestimmung der Sedimentherkunft, in den letzten Jahren zunehmend die Aufmerksamkeit der wissenschaftlichen Gemeinschaft auf sich gezogen. Es ist ein zweiteiliges Verfahren auf Grundlage der Annahmen, dass mögliche Sedimentquellen unter Verwendung charakteristischer "Fingerabdrücke" zuverlässig unterschieden und dass ein Vergleich der Quell- und Sedimentfingerabdrücke es ermöglicht, den relativen Beitrag jeder Quelle zu quantifizieren. Die vorliegende Arbeit untersucht die Möglichkeit, Spektroskopie zur Unterstützung und Verbesserung der Sediment-Fingerprinting Technik einzusetzen. Der Schwerpunkt liegt dabei auf den Fragen, ob (1) potenzielle Sedimentquellen basierend auf spektralen Merkmalen ("Fingerabdrücken") zuverlässig unterschieden werden können, ob (2) diese spektralen Fingerabdrücke die relative Quantifizierung von Quellbeiträgen erlauben und ob (3) in situ gemessene Quellinformationen für diesen Zweck ausreichend sind. Darüber hinaus wird spektrales Sediment-Fingerprinting in einem Untersuchungsgebiet angewandt, um (4) die wichtigsten Quellen zu identifizieren und um zu beobachten, wie sich relative Beiträge zwischen und innerhalb einzelner Hochwasserereignisse verändern. Außerdem werden (5) spektrale Sediment-Fingerprinting Ergebnisse mit gleichzeitig erhobenen Abfluss- und Sedimentflussdaten verglichen und kombiniert um Sedimentherkunft, -transport und -ablagerung zu untersuchen. Für den Sediment-Fingerprinting Ansatz wurden Bodenproben potenzieller Sedimentquellen im Isábenabecken, einem mesoskaligen Einzugsgebiet in den zentralen spanischen Pyrenäen, gesammelt. Ungestörte Proben der Bodenoberfläche wurden in situ unter Verwendung eines ASD Spektroradiometers gemessen und anschließend für Labormessungen beprobt. Sedimentpartikel (Schwebfracht) wurden während Hochwasserereignissen automatisch mit Hilfe von ISCO Samplern am Gebietsauslass sowie an den fünf wichtigsten Teileinzugsbietsauslässen beprobt. Zusätzlich wurde im Flussbett abgelagertes Feinsediment an 14 Querschnitten entlang des Hauptflusses gesammelt. Aus den Bodenproben wurden zusätzlich künstliche Mischungen bekannter Zusammensetzung hergestellt. Alle Boden-, Sediment- und Gemischproben wurden getrocknet und im Labor spektral gemessen. Anschließend wurden aus allen Spektren (in situ und Labor) Farbkoeffizienten und physikalisch basierte features mit Bezug zu organischem Kohlenstoff, Eisenoxid, Tongehalt und Carbonat berechnet. Die spektralen Parameter wurden auf eine Reihe von Voraussetzungen getested. Auf Grundlage von Parametern, die die vorgegebenen Voraussetungen erfüllten, wurden die Proben anschließend mittels Hauptkomponenten-analyse auf natürliche Gruppierung getested. Die Differenzierungsgenauigkeit einzelner Parameter bzw. von Parameterkombinationen wurde mittels Diskriminanzfunktionsanalyse beurteilt und zur Quantifizierung der Beiträge verschiedener Quellen wurde ein Mischungs-modell entwickelt. Darüber hinaus wurden mittels Eichkurven und Quantile Regression Forests aus Niederschlags-, Abfluss- und Sedimentkonzentrationsmessungen jährliche sowie hochwasserbasierte Sedimentflüsse aus dem Einzugsgebiet und seinen Teileinzugsgebieten berechnet. Ergebnisse des Sedimentfluss Monitorings wurden einzeln in Bezug auf Speicherverhalten interpretiert, mit Quellquantifizierungen aus dem Sediment-Fingerprinting verglichen und mit dem Fingerprinting kombiniert, um das gemeinsame Erklärungspotential der beiden Methoden zu bewerten. Als Antwort auf die Schlüsselfragen dieser Arbeit konnten (1) drei Quelltypen (Landnutzung) bzw. fünf räumliche Quellen (Teileinzugsgebiete) basierend auf spektralen Fingerabdrücken zuverlässig unterschieden werden. Das Experiment mit den künstlichen Mischungen ergab, dass während (2) Laborparameter die Beitragsabschätzung erlauben, (3) die Verwendung von in situ abgeleiteten Informationen nicht ausreicht. Offenbar bedeutet eine hohe Diskriminierungsgenauigkeit nicht unbedingt gute Quantifizierungs-ergebnisse. Auf Sedimentproben des Gebietsauslasses angewandt war der spektrale Sediment-Fingerprinting Ansatz in der Lage, (4) die Hauptsedimentquellen zu quantifizieren: Badlands und das Villacarli Teileinzugsgebiet wurden jeweils als Hauptquellen identifiziert. Dies ist im Einklang mit Beobachtungen früherer Studien. Dabei wurde festgestellt, dass Quellbeiträge sowohl innerhalb als auch zwischen den einzelnen Hochwasserereignissen variieren. Außerdem wurden starke Schwankungen der Sedimentflüsse, auf jährlicher sowie saisonaler- und Hochwasserereignis-Basis gefunden. Die wichtige Rolle des Flusses als Speicher in der Sedimentdynamik des untersuchten Einzugsgebietes wurde bestätigt, wobei Hochwasser mit niedrigerer Gesamtsedimentausbeute in der Regel Material ablagern und Hochwasser mit höherer Ausbeute eher Material aus dem Flussbett entfernen. Schließlich zeigte ein Vergleich der Sedimentflussmessungen mit Sediment-Fingerprinting Ergebnissen, dass (5) nicht von unmittelbarem Materialtransport von den Quellen zum Gebietsauslass ausgegangen werden kann. Die Kombination der zwei Verfahren offenbarte verschiedene Aspekte der Sedimentdynamik, die keine der beiden Techniken einzeln hätte aufdecken können. Zusammenfassend lässt sich festhalten, dass spektrale Messungen ein schnelles, zerstörungsfreies und kosteneffizientes Mittel zur Unterscheidung und Quantifizierung von Sedimentquellen bieten, wobei in situ gesammelte Quellinformationen leider nicht ausreichend für die Vorgehensweise sind. Experimente mit künstlichen Mischungen ermöglichten wertvolle Einblicke in die Möglichkeiten und Grenzen der Methode und ähnliche Versuche werden dringend für zukünftige Studien empfohlen. Eine Kombination von Techniken, wie z. B. (spektralem) Sediment-Fingerprinting und Sedimentfluss Monitoring können das Verständnis der Sedimentdynamik verbessern und vertiefen. KW - spectroscopy KW - sediment fingerprinting KW - artificial mixtures KW - Isábena catchment KW - suspended sediment KW - Spektroskopie KW - Sediment Fingerprinting KW - Isábena Einzugsgebiet Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-83369 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 - Salffner, Katharina T1 - Entwicklung eines breitbandigen Cavity-Ring-Down-Spektrometers unter Verwendung nahinfraroter, inkohärenter Strahlung T1 - Development of a broadband cavity ring-down spectrometer using incoherent near-infrared radiation N2 - In der vorliegenden Arbeit werden verschiedene Spektrometer für die Analyse von Gasen bzw. Gasgemischen vorgestellt und deren Design, Aufbau, Charakterisierung und Optimierung beschrieben. Das Resultat der Optimierung und Weiterentwicklungen ist ein spektral breitbandiges Cavity-Ring-Down-Spektrometer (CRD-Spektrometer). Ausgangspunkt der hier vorgestellten Arbeit ist ein Spektrometer auf Basis klassischer Absorptionsspektroskopie in einer Multireflexionszelle. Für dieses Spektrometer wurde als Strahlquelle ein Superkontinuumlaser verwendet. Der Vorteil dieses Spektrometers liegt in seiner Kompaktheit. Mit diesem Spektrometer wurden Absorptionsspektren von mehreren Reingasen und einem Gasgemisch über einen Wellenlängenbereich von 1500 nm – 1700 nm aufgenommen. Der qualitative Vergleich mit zu erwartenden Spektren, welche auf der HITRAN-Datenbank basieren, zeigte eine gute Übereinstimmung. Die quantitative Interpretierbarkeit der Daten war jedoch stark eingeschränkt aufgrund des hohen zufälligen und systematischen Fehlers der Messungen. Als Konsequenz aus der als nicht zufriedenstellend bewerteten quantitativen Interpretierbarkeit der Daten wurde eine alternative Messmethode gesucht, welche eine höhere Sensitivität und Genauigkeit ermöglicht. Die Wahl fiel auf die Cavity-Ring-Down-Spektroskopie, eine resonatorgestützte Variante der Absorptionsspektroskopie. Wesentliche Vorteile dieser Technik sind a) die Unabhängigkeit von Leistungsschwankungen der Strahlquelle, b) ein effektiver Absorptionsweg von bis zu mehreren Kilometern, welcher sich unmittelbar auf die Sensitivität der Messungen auswirkt, c) die Ermittlung absoluter Absorberkonzentrationen, ohne die Notwendigkeit einer Kalibrierung oder den Vergleich mit einer Referenzzelle und d) die Vernachlässigbarkeit von Absorptionen außerhalb des Resonators. Als notwendiger Zwischenschritt auf dem Weg zu einem breitbandigen CRD-Spektrometer wurde zunächst ein monochromatisches CRD-Spektrometer designt, aufgebaut und charakterisiert. Für die effektive Einkopplung von Strahlungsenergie in einen Resonator ist die Anpassung der Strahlparameter an die Mode des Resonators notwendig. Voraussetzung dieser Anpassung ist die Kenntnis der Strahlparameter, welche experimentell ermittelt wurden. Im Laufe des Aufbaus des Spektrometers ergab sich, dass trotz der Modenanpassung die Einkopplung der Strahlungsenergie in den Resonator gestört wurde. Daraufhin wurden systematisch mögliche Ursachen dieser Störung untersucht und das Spektrometer optimiert. Mit diesem optimierten Spektrometer wurden Spektren gemessen, welche sowohl qualitativ als auch quantitativ gut mit den zu erwartenden Spektren übereinstimmen. Als Nachweisgrenze dieses Spektrometers wurde ein Wert für den Absorptionskoeffizienten alpha von 10^-8 cm-1 bestimmt. Mit dem monochromatischen CRD-Spektrometer war es zudem möglich, isotopenspezifische Messungen durchzuführen. Für das breitbandige Spektrometer wurde als Strahlquelle eine ASE-Diode (amplified spontaneous emission) verwendet. Dabei handelt es sich um eine inkohärente Strahlquelle. Mittels Messungen nach dem Prinzip der Cavity-Enhanced-Absorptionsspektroskopie wurde die generelle Funktionalität des resonatorgestützten Spektrometers überprüft. Anschließend wurden die wellenlängenabhängigen Abklingsignale des leeren und des mit einem CO2-Luft-Gemisch gefüllten Resonators gemessen und ebenfalls mit den zu erwartenden Spektren verglichen. Qualitativ stimmen die experimentellen Spektren gut mit den zu erwartenden Spektren überein. Für die quantitative Interpretation der Daten wurde ein spezieller Algorithmus entwickelt, der die spektrale Auflösung des Systems berücksichtigt. Mit dem vorgestellten Spektrometer ist so die qualitative und quantitative Interpretation der Spektren möglich. Die Nachweisgrenze des breitbandigen Cavity-Ring-Down-Spektrometers wurde zu einem Wert von alpha = 8x10^-7 cm-1 bestimmt. Der systematischen und der zufällige Fehler der Messungen lagen bei Werten von ca. 1%. Bei diesem Spektrometer handelt es sich um einen Prototyp. Mittels Optimierung des Systems lassen sich sowohl der Wert der Nachweisgrenze als auch die Fehler der Messungen verbessern. N2 - This thesis presents the design, set-up, characterisation and optimization of various spectrometers to be used for the analysis of gases and gas mixtures. The result of this optimization and its further development is a spectrally broadband cavity ring-down spectrometer (CRD spectrometer), which uses an incoherent light source that emits in the near-infrared. The starting point of the development was a spectrometer which is based on classic absorption spectroscopy inside a multipass cell. This spectrometer uses a supercontinuum laser as light source. The advantage of this spectrometer is its compactness. With this spectrometer, the spectra of various gases and a gas mixture were detected in the spectral range of 1500 nm to 1700 nm. The experimentally derived spectra are in good qualitative accordance to expected spectra based on the HITRAN database. Nevertheless, the qualitative interpretation of the data reveals significant systematic and random errors. As a consequence, a different spectroscopic approach was chosen. The method of choice was cavity ring-down spectroscopy. The advantages of this technique are a) the independence from power fluctuations of the light source, b) an effective absorption path length of up to several kilometres, c) absolute measurement of absorber concentration and d) independence of absorption outside of the cavity. As an important intermediate step on the way to the broadband CRD spectrometer, a monochromatic CRD spectrometer was designed, set up and characterised. To effectively couple light into the cavity, the beam parameters have to be matched to the cavity’s mode. Prerequisite of this mode matching is the knowledge of the beam parameters, which were determined experimentally. Despite this mode matching, the coupling of the light into the cavity turned out to be instable. The cause of that disturbance was systematically investigated, which let to an optimization of the system. The spectra measured with this optimized system were in very good qualitative and quantitative agreement with the expected spectra. The limit of detection of this spectrometer was determined to an absorption coefficient alpha of 10^-8 cm-1. Furthermore, isotope-selective measurements were performed. The light source of the broadband CRD spectrometer is an amplified spontaneous emission diode, which is an incoherent light source. The general functionality of the spectrometer was first tested by means of CEAS measurements (cavity enhanced absorption spectroscopy). Afterwards, the wavelength dependent ring-down signals of the empty cavity and the cavity filled with a CO2 air mixture were detected. The qualitative comparison with the expected data shows very good agreement. For the quantitative interpretation of the experimental data, a special algorithm was developed. Thereby the data measured with the presented spectrometer can be interpreted both qualitatively and quantitatively. The limit of detection of the broadband CRD spectrometer was determined to a value of alpha = 8x10^-7 cm-1. The systematic and the random error are in the range of 1 %. The presented spectrometer is a prototype. Therefore the systematic and random error will be improved by further optimization of the spectrometer. KW - Spektroskopie KW - Nahinfrarot (NIR) KW - Breitband KW - Cavity Ring-Down KW - Gassensorik KW - spectroscopy KW - near-infrared (NIR) KW - broadband KW - cavity ring-down KW - gas sensing Y1 - 2013 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-68952 ER - TY - THES A1 - Boeche, Corrado T1 - Chemical gradients in the Milky Way from unsupervised chemical abundances measurements of the RAVE spectroscopic data set T1 - Chemische Gradienten in der Milchstraße aus unüberwachten chemischen Häufigkeitsmessungen aus dem RAVE spektroskopischen Datenset N2 - The present thesis was born and evolved within the RAdial Velocity Experiment (RAVE) with the goal of measuring chemical abundances from the RAVE spectra and exploit them to investigate the chemical gradients along the plane of the Galaxy to provide constraints on possible Galactic formation scenarios. RAVE is a large spectroscopic survey which aims to observe spectroscopically ~10^6 stars by the end of 2012 and measures their radial velocities, atmospheric parameters and chemical abundances. The project makes use of the UK Schmidt telescope at Australian Astronomical Observatory (AAO) in Siding Spring, Australia, equipped with the multiobject spectrograph 6dF. To date, RAVE collected and measured more than 450,000 spectra. The precision of the chemical abundance estimations depends on the reliability of the atomic and atmosphere parameters adopted (in particular the oscillator strengths of the absorption lines and the effective temperature, gravity, and metallicity of the stars measured). Therefore we first identified 604 absorption lines in the RAVE wavelength range and refined their oscillator strengths with an inverse spectral analysis. Then, we improved the RAVE stellar parameters by modifying the RAVE pipeline and the spectral library the pipeline rely on. The modifications removed some systematic errors in stellar parameters discovered during this work. To obtain chemical abundances, we developed two different processing pipelines. Both of them perform chemical abundances measurements by assuming stellar atmospheres in Local Thermodynamic Equilibrium (LTE). The first one determines elements abundances from equivalent widths of absorption lines. Since this pipeline showed poor sensibility on abundances relative to iron, it has been superseded. The second one exploits the chi^2 minimization technique between observed and model spectra. Thanks to its precision, it has been adopted for the creation of the RAVE chemical catalogue. This pipeline provides abundances with uncertains of about ~0.2dex for spectra with signal-to-noise ratio S/N>40 and ~0.3dex for spectra with 20>S/N>40. For this work, the pipeline measured chemical abundances up to 7 elements for 217,358 RAVE stars. With these data we investigated the chemical gradients along the Galactic radius of the Milky Way. We found that stars with low vertical velocities |W| (which stay close to the Galactic plane) show an iron abundance gradient in agreement with previous works (~-0.07$ dex kpc^-1) whereas stars with larger |W| which are able to reach larger heights above the Galactic plane, show progressively flatter gradients. The gradients of the other elements follow the same trend. This suggests that an efficient radial mixing acts in the Galaxy or that the thick disk formed from homogeneous interstellar matter. In particular, we found hundreds of stars which can be kinetically classified as thick disk stars exhibiting a chemical composition typical of the thin disk. A few stars of this kind have already been detected by other authors, and their origin is still not clear. One possibility is that they are thin disk stars kinematically heated, and then underwent an efficient radial mixing process which blurred (and so flattened) the gradient. Alternatively they may be a transition population" which represents an evolutionary bridge between thin and thick disk. Our analysis shows that the two explanations are not mutually exclusive. Future follow-up high resolution spectroscopic observations will clarify their role in the Galactic disk evolution. N2 - Die vorliegende Doktorarbeit wurde im Rahmen des RAdial Velocity Experiment (RAVE) angefertigt. Ihr Ziel ist es, chemische Elementhäufigkeiten an RAVE-Spektren zu messen und zur Untersuchung chemischer Gradienten in der Milchstrassenebene zu benutzen, um verschieden Szenarien der Galaxienentstehung einzugrenzen. RAVE ist eine große spektrokopische Durchmusterung, deren Ziel es ist, bis zum Ende des Jahres 2012 insgesamt 10^6 Sterne zu spektroskopieren, um deren Radialgeschwindigkeiten, sternatmosphärische Parameter und chemische Häufigkeiten zu messen. Das Projekt benutzt das UK Schmidt Teleskop am Australian Astronomical Observatory (AAO) in Siding Spring, Australien, welches mit dem Multiobjekt-Spektrographen 6dF bestückt ist. Bis heute hat RAVE die Spektren von mehr als 450,000 Sternen gesammelt und untersucht. Die Genauigkeit, mit der die Elementhäufigkeiten abgeschätzt werden können, hängt von der Zuverlässigkeit der verwendeten Parameter, (insbesondere der Oszillatorstärken der Absorptionslinien sowie von der effektiven Temperatur, Schwerebeschleunigung und der Metallizität des gemessenen Sterns) ab. Daher identifizierten wir zunächst 604 Absorptionslinien im Wellenlängenbereich von RAVE und verbesserten deren Oszillatorstärken durch eine inverse Spektralanalyse. Dann wurden die stellaren Parameter von RAVE verbessert, indem die RAVE Pipeline und die stellaren Parameter, auf denen sie beruht, modifiziert wurden. Die Änderungen eliminierten einen Teil der systematischen Fehler von stellaren Parametern, die im Laufe dieser Arbeit gefunden wurden. Um Elementhäufigkeiten zu bestimmen, haben wir zwei verschiedene Prozessierungs-Pipelines entwickelt. Beide berechnen die Elementhäufigkeiten unter der Annahme von Sternatmosphären im lokalen thermischen Gleichgewicht (local thermal equilibrium, LTE). Die erste Pipeline berechnete Elemenhäufigkeiten anhand der Äquivalentbreiten von Absorptionslinien. Da diese Methode eine geringe Empfindlichkeit für die Elementhäufigeiten relativ zu Eisen erreichte, wurde sie ersetzt. Die neue Pipeline benutzt chi^2-Fits von Modellspektren an die beobachteten Spektren. Dank Ihrer Präzision wurde diese für die Erstellung des RAVE-Katalogs von Elementhäufigkeiten verwendet. Diese Pipeline liefert Elementhäufigkeiten mit einer Genauigkeit von ~0.2dex, während für Spektren mit 20>S/N>40 immerhin noch ~0.3dex Genauigkeit erreicht werden. Für die vorliegende Arbeit wurden für 217.358 Sterne die Häufigkeiten von sieben chemischen Elementen bestimmt. Mit diesen Daten wurde der radiale chemische Gradient unserer Milchstraße untersucht. Wir finden, dass Sterne mit kleinen vertikalen Geschwindigkeiten |W|, die also nahe der galaktischen Ebene bleiben, einen radialen Gradienten der Eisenhäufigkeit zeigen, der mit früheren Studien übereinstimmt (~-0.07 dex Kpc^-1), während Sterne mit großen |W|, also solche, die größere galaktische Höhen erreichen, einen progressiv flachere Gradienten zeigen. Die Gradienten der anderen Element folgen dem gleichen Trend. Das lässt darauf schließen, dass entweder die Durchmischung der galaktischen dicken Scheibe effizient arbeitet oder aber dass die dicke Scheibe aus interstellarer Materie gebildet wurde, die chemisch recht homogen war. Speziell fanden wir hunderte von Sternen, die zwar kinematisch als zur dicken Scheibe zugehörig klassifiziert werden können, die aber die typische chemische Zusammensetzung der dünnen Scheibe aufweisen. Einige wenige dieser Sterne wurden bereits von anderen Autoren entdeckt, aber ihre Herkunft bleibt immer noch unklar. Eine Möglichkeit ist, dass die Sterne der dünnen Scheibe kinematische geheizt werden, sodass sie effizienter radial gemischt werden, was die chemischen Gradienten verwischt und auch flacher macht. Alternativ dazu könnten diese Sterne einer "Übergangspopulation" angehören, welche hinsichtlich der Scheibenevolution die Verbindung zwischen der dünnen und der dicken Scheibe darstellt. Unsere Untersuchung zeigt, dass sich diese beiden Erklärungen gegenseitig nicht ausschließen. Künftige Nachspektroskopierung mit hoher Auflösung wird die Rolle dieser Sterne in der Entwicklungsgeschichte der galaktischen Scheibe aufklären. KW - Galaxie KW - Milchstraße KW - Spektroskopie KW - chemische Häufigkeiten KW - Galaxy KW - Milky Way KW - Spectroscopy KW - Chemical Abundances Y1 - 2011 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-52478 ER - TY - THES A1 - Hildebrandt, Niko T1 - Lanthanides and quantum dots : time-resolved laser spectroscopy of biochemical Förster Resonance Energy Transfer (FRET) systems T1 - Lanthanide und Quantenpunkte : zeitaufgelöste Laserspektroskopie an biochemischen Förster-Resonanzenergietransfer (FRET) Systemen N2 - Förster Resonance Energy Transfer (FRET) plays an important role for biochemical applications such as DNA sequencing, intracellular protein-protein interactions, molecular binding studies, in vitro diagnostics and many others. For qualitative and quantitative analysis, FRET systems are usually assembled through molecular recognition of biomolecules conjugated with donor and acceptor luminophores. Lanthanide (Ln) complexes, as well as semiconductor quantum dot nanocrystals (QD), possess unique photophysical properties that make them especially suitable for applied FRET. In this work the possibility of using QD as very efficient FRET acceptors in combination with Ln complexes as donors in biochemical systems is demonstrated. The necessary theoretical and practical background of FRET, Ln complexes, QD and the applied biochemical models is outlined. In addition, scientific as well as commercial applications are presented. FRET can be used to measure structural changes or dynamics at distances ranging from approximately 1 to 10 nm. The very strong and well characterized binding process between streptavidin (Strep) and biotin (Biot) is used as a biomolecular model system. A FRET system is established by Strep conjugation with the Ln complexes and QD biotinylation. Three Ln complexes (one with Tb3+ and two with Eu3+ as central ion) are used as FRET donors. Besides the QD two further acceptors, the luminescent crosslinked protein allophycocyanin (APC) and a commercial fluorescence dye (DY633), are investigated for direct comparison. FRET is demonstrated for all donor-acceptor pairs by acceptor emission sensitization and a more than 1000-fold increase of the luminescence decay time in the case of QD reaching the hundred microsecond regime. Detailed photophysical characterization of donors and acceptors permits analysis of the bioconjugates and calculation of the FRET parameters. Extremely large Förster radii of more than 100 Å are achieved for QD as acceptors, considerably larger than for APC and DY633 (ca. 80 and 60 Å). Special attention is paid to interactions with different additives in aqueous solutions, namely borate buffer, bovine serum albumin (BSA), sodium azide and potassium fluoride (KF). A more than 10-fold limit of detection (LOD) decrease compared to the extensively characterized and frequently used donor-acceptor pair of Europium tris(bipyridine) (Eu-TBP) and APC is demonstrated for the FRET system, consisting of the Tb complex and QD. A sub-picomolar LOD for QD is achieved with this system in azide free borate buffer (pH 8.3) containing 2 % BSA and 0.5 M KF. In order to transfer the Strep-Biot model system to a real-life in vitro diagnostic application, two kinds of imunnoassays are investigated using human chorionic gonadotropin (HCG) as analyte. HCG itself, as well as two monoclonal anti-HCG mouse-IgG (immunoglobulin G) antibodies are labeled with the Tb complex and QD, respectively. Although no sufficient evidence for FRET can be found for a sandwich assay, FRET becomes obvious in a direct HCG-IgG assay showing the feasibility of using the Ln-QD donor-acceptor pair as highly sensitive analytical tool for in vitro diagnostics. N2 - Förster Resonanzenergietransfer (FRET) spielt eine wichtige Rolle in biochemischen Anwendungen, wie z.B. DNA-Sequenzierung, intrazellulären Protein-Protein-Wechselwirkungen, molekularen Bindungsstudien, in-vitro-Diagnostik und vielen anderen. Zur quantitativen und qualitativen Analyse werden FRET Systeme normalerweise durch molekulare Erkennung von Biomolekülen, die mit Donator- und Acceptorluminophoren markiert sind, ermöglicht. Durch die besonderen photophysikalischen Eigenschaften sowohl von Lanthanidkomplexen (Ln-Komplexen), als auch Halbleiternanokristallen (sog. Quantenpunkten oder Quantumdots - QD), sind diese besonders für FRET Anwendungen geeignet. In der vorliegenden Arbeit wird effizienter FRET zwischen Ln-Komplexen und QD in biochemischen Systemen demonstriert. Die notwendigen theoretischen und praktischen Grundlagen über FRET, Ln-Komplexe, QD und die verwendeten biochemischen Modelle werden dargestellt, und wissenschaftliche als auch kommerzielle Anwendungen werden präsentiert. FRET kann zur Messung von strukturellen Veränderungen und Dynamiken im Bereich von ca. 1 bis 10 nm verwendet werden. Der sehr starke und gut charakterisierte Bindungsprozess zwischen Streptavidin (Strep) und Biotin (Biot) wird als biomolekulares Modellsystem eingesetzt. Ein FRET System wird durch Streptavidinkonjugation mit Ln-Komplexen und QD-Biotinylierung etabliert. Drei Ln-Komplexe (einer mit Tb3+ und zwei mit Eu3+ als Zentralion) werden als Donatoren verwendet, und neben QD werden zwei weitere Acceptoren, das lumineszierende, quervernetzte Protein Allophycocyanin (APC) und ein kommerzieller Fluoreszenzfarbstoff (DY633), untersucht. FRET kann für alle Donator-Acceptor Paare nachgewiesen werden, zum einen durch sensibilisierte Acceptorlumineszenz und zum anderen durch eine über 1000-fach erhöhte Lumineszenzabklingzeit der QD mit über 100 Mikrosekunden. Mittels detailierter photophysikalischer Charakterisierung der Donatoren und Acceptoren können die Biokonjugate analysiert und die FRET Parameter berechnet werden. Für die QD FRET Systeme ergeben sich extrem große Försterradien von über 100 Å, die wesentlich größer sind als für APC und DY633 (ca. 80 bzw. 60 Å). Besondere Aufmerksamkeit gilt der Wechselwirkung mit den Zusatzreagenzien Boratpuffer, Bovines Serumalbumin (BSA), Natriumazid und Kaliumfluorid (KF) in den wässrigen Lösungen. Im Vergleich zum ausgiebig charakterisierten und vielfach verwendeten Donator-Acceptor Paar aus Europium-tris(Bipyridin) (Eu-TBP) und APC wird eine mehr als 10-fache Senkung der Nachweisgrenze für das FRET-System, bestehend aus Tb-Komplex und QD, erreicht. In azidfreiem Boratpuffer (pH 8,3) mit 2 % BSA und 0,5 M KF wird eine subpicomolare QD-Nachweisgrenze für dieses System aufgezeigt. Um den Transfer des Strep-Biot Modellsystems in eine echte in-vitro-diagnostische Anwendung zu demonstrieren, werden zwei Immuntests zum HCG-(Humanes Choriongonadotropin)-Nachweis untersucht. Sowohl HCG als auch monoklonale anti-HCG Maus-IgG-(Immunoglobulin G)-Antikörper werden mit dem Tb-Komplex bzw. mit QD markiert. Obwohl kein ausreichender Nachweis für FRET in einem immunometrischen Assay (oder Sandwichassay) erbracht werden kann, wird FRET in einem direkten HCG-IgG Assay erzielt, wodurch die Realisierbarkeit von Ln-QD Donator-Acceptor Paaren zur hochsensitiven Anwendung in der in-vitro-Diagnostik gezeigt werden kann. KW - FRET KW - Lanthanide KW - Quantenpunkte KW - Zeitaufgelöster Immunoassay KW - Spektroskopie KW - FRET KW - Lanthanides KW - Quantum Dots KW - Time-resolved Immunoassay KW - Spectroscopy Y1 - 2006 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-12686 ER - TY - THES A1 - Henkel, Carsten T1 - Coherence theory of atomic de Broglie waves and electromagnetic near fields N2 - Die Arbeit untersucht theoretisch die Wechselwirkung neutraler Teilchen (Atome, Moleküle) mit Oberflächen, soweit sie durch das elektromagnetische Feld vermittelt wird. Spektrale Energiedichten und Kohärenzfunktionen werden hergeleitet und liefern eine umfassende Charakterisierung des Felds auf der sub-Wellenlängen-Skala. Die Ergebnisse finden auf zwei Teilgebieten Anwendung: in der integrierten Atomoptik, wo ultrakalte Atome an thermische Oberflächen koppeln, und in der Nahfeldoptik, wo eine Auflösung unterhalb der Beugungsbegrenzung mit einzelnen Molekülen als Sonden und Detektoren erzielt werden kann. N2 - We theoretically discuss the interaction of neutral particles (atoms, molecules) with surfaces in the regime where it is mediated by the electromagnetic field. A thorough characterization of the field at sub-wavelength distances is worked out, including energy density spectra and coherence functions. The results are applied to typical situations in integrated atom optics, where ultracold atoms are coupled to a thermal surface, and to single molecule probes in near field optics, where sub-wavelength resolution can be achieved. KW - Kohärenztheorie KW - Quantenoptik KW - Quanten-Elektrodynamik (QED) KW - Atomoptik KW - Atomchip KW - Spektroskopie KW - Oberfläche KW - coherence theory KW - quantum optics KW - quantum electrodynamics (QED) KW - atom optics KW - atom chip KW - spectroscopy KW - surface Y1 - 2004 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-0001272 ER -