TY - THES A1 - Lypova, Iryna T1 - The galactic plane in gamma-rays above 10 TeV as seen with H.E.S.S. N2 - The High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) is an array of five imaging atmospheric Cherenkov telescopes located in the Khomas Highland of Namibia. H.E.S.S. operates in a wide energy range from several tens of GeV to several tens of TeV, reaching the best sensitivity around 1 TeV or at lower energies. However, there are many important topics – such as the search for Galactic PeVatrons, the study of gamma-ray production scenarios for sources (hadronic vs. leptonic), EBL absorption studies – which require good sensitivity at energies above 10 TeV. This work aims at improving the sensitivity of H.E.S.S. and increasing the gamma-ray statistics at high energies. The study investigates an enlargement of the H.E.S.S. effective field of view using events with larger offset angles in the analysis. The greatest challenges in the analysis of large-offset events are a degradation of the reconstruction accuracy and a rise of the background rate as the offset angle increases. The more sophisticated direction reconstruction method (DISP) and improvements to the standard background rejection technique, which by themselves are effective ways to increase the gamma-ray statistics and improve the sensitivity of the analysis, are implemented to overcome the above-mentioned issues. As a result, the angular resolution at the preselection level is improved by 5 - 10% for events at 0.5◦ offset angle and by 20 - 30% for events at 2◦ offset angle. The background rate at large offset angles is decreased nearly to a level typical for offset angles below 2.5◦. Thereby, sensitivity improvements of 10 - 20% are achieved for the proposed analysis compared to the standard analysis at small offset angles. Developed analysis also allows for the usage of events at large offset angles up to approximately 4◦, which was not possible before. This analysis method is applied to the analysis of the Galactic plane data above 10 TeV. As a result, 40 sources out of the 78 presented in the H.E.S.S. Galactic plane survey (HGPS) are detected above 10 TeV. Among them are representatives of all source classes that are present in the HGPS catalogue; namely, binary systems, supernova remnants, pulsar wind nebulae and composite objects. The potential of the improved analysis method is demonstrated by investigating the more than 10 TeV emission for two objects: the region associated with the shell-type SNR HESS J1731−347 and the PWN candidate associated with PSR J0855−4644 that is coincident with Vela Junior (HESS J0852−463). N2 - H.E.S.S. ist eine System von fünf abbildenden atmosphärischen Cherenkov Teleskopen im Khomas-Hochland von Namibia. H.E.S.S. arbeitet in einem weiten Energiebereich von einigen zehn GeV bis zu einigen zehn TeV und erreicht die beste Sensitivität um 1TeV oder bei niedrigeren Energien. Es gibt jedoch viele wichtige Themen – wie die Suche nach galaktischen PeVatrons, die Untersuchung von Gammastrahlen-Produktionsszenarien für Quellen (hadronische vs. leptonische), EBL-Absorptionsstudien – die eine gute Sensitivität bei Energien oberhalb von 10TeV erfordern. Diese Arbeit zielt darauf ab die Sensitivität von H.E.S.S. zu verbessern und die Gammastrahlenstatistik bei Energien über 10TeV zu erhöhen. Untersucht diese Studie das effektive Gesichtsfeld von H.E.S.S. durch die Verwendung von Ereignissen mit größeren Versatzwinkeln in der Analyse (insbesondere bis zu 4° anstelle von 2.5°) zu vergrößern. Die größten Herausforderungen bei der Analyse von Ereignissen mit großem Versatzwinkeln sind eine Verschlechterung der Rekonstruktionsgenauigkeit und ein Anstieg der Hintergrundrate mit zunehmendem Versatzwinkeln. Die ausgefeiltere Richtungsrekonstruktionsmethode (DISP) und Verbesserungen der Standard-Hintergrundunterdrückungstechnik (die selbst auch wirksame Methode zur Erhöhung der Gammastrahlenstatistik und zur Verbesserung der Sensitivität der Analyse sind) sind zur Überwindung der oben genannten Probleme eingesetzt. Infolgedessen wird die Winkelauflösung auf der Vorselektionsebene um 5 - 10% für 0.5° und um 20 - 30% für 2° Versatzwinkeln verbessert. Die Hintergrundrate bei großen Versatzwinkeln wird fast auf ein Niveau gesenkt, das bei Versatzwinkeln unter 2.5° typisch ist. Letztendlich erreicht die hierentwickelte Analysis eine ein um 10 - 20% verbesserte Sensitivität bei kleinen Versatzwinkeln und erlaubt die Verwendung von Ereignissen bei großen Versatzwinkeln bis zu etwa 4°, was vorher nicht möglich war. Diese Analysemethode wird bei der Analyse der Daten der Galaktischen Ebene oberhalb von 10TeV angewandt. Als Ergebnis werden 40 der 78 Quellen, die in der H.E.S.S. Durchmusterung der Galaktischen Ebene (HGPS) vorgestellt wurden, oberhalb von 10TeV detektiert und charakterisiert. Darunter befinden sich Vertreter aller Quellklassen, die im HGPS-Katalog etabliert sind. Das Potenzial der verbesserten Analysemethode wird auch durch die Untersuchung der Emission oberhalb von 10TeV für zwei Objekte demonstriert: die Region, die mit dem Schalenüberrest SNR HESS J1731-347 assoziiert ist, und der PWN-Kandidat, der mit PSR J0855-4644 assoziiert ist und mit HESS J0852-463 zusammenfällt. KW - gamma-ray astronomy KW - H.E.S.S. KW - astroparticle physics KW - Galactic plane data analysis KW - Datenanalyse der Galaktischen Ebene KW - H.E.S.S KW - Astroteilchenphysik KW - Gammastrahlungsastronomie Y1 - 2021 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-509317 ER - TY - THES A1 - Jonic, Sanja T1 - Constraining black hole growth across cosmic time T1 - Einschränkung des Wachstums von Schwarzen Löchern über die kosmische Zeit hinweg BT - the faintest active galactic nuclei BT - die schwächsten aktiven galaktischen Kerne N2 - Active Galactic Nuclei (AGN) are considered to be the main powering source of active galaxies, where central Super Massive Black Holes (SMBHs), with masses between 106 and 109 M⊙ gravitationally pull the surrounding material via accre- tion. AGN phenomenon expands over a very wide range of luminosities, from the most luminous high-redshift quasars (QSOs), to the local Low-Luminosity AGN (LLAGN), with significantly weaker luminosities. While "typical" luminous AGNs distinguish themselves by their characteristical blue featureless continuum, the Broad Emission Lines (BELs) with Full Widths at Half Maximum (FWHM) in order of few thousands km s1, arising from the so-called Broad Line Region (BLR), and strong radio and/or X-ray emission, detection of LLAGNs on the other hand is quite chal- lenging due to their extremely weak emission lines, and absence of the power-law continuum. In order to fully understand AGN evolution and their duty-cycles across cosmic history, we need a proper knowledge of AGN phenomenon at all luminosi- ties and redshifts, as well as perspectives from different wavelength bands. In this thesis I present a search for AGN signatures in central spectra of 542 local (0.005 < z < 0.03) galaxies from the Calar Alto Legacy Integral Field Area (CALIFA) survey. The adopted aperture of 3′′ × 3′′ corresponds to central ∼ 100 − 500 pc for the redshift range of CALIFA. Using the standard emission-line ratio diagnostic diagrams, we initially classified all CALIFA emission-line galaxies (526) into star- forming, LINER-like, Seyfert 2 and intermediates. We further detected signatures of the broad Hα component in 89 spectra from the sample, of which more than 60% are present in the central spectra of LINER-like galaxies. These BELs are very weak, with luminosities in range 1038 − 1041 erg s−1, but with FWHMs between 1000 km s−1 and 6000 km s−1, comparable to those of luminous high-z AGN. This result implies that type 1 AGN are in fact quite frequent in the local Universe. We also identified additional 29 Seyfert 2 galaxies using the emission-line ratio diagnostic diagrams. Using the MBH − σ∗ correlation, we estimated black hole masses of 55 type 1 AGN from CALIFA, a sample for which we had estimates of bulge stellar velocity dispersions σ∗. We compared these masses to the ones that we estimated from the virial method and found large discrepancies. We analyzed the validity of both meth- ods for black hole mass estimation of local LLAGN, and concluded that most likely virial scaling relations can no longer be applied as a valid MBH estimator in such low-luminosity regime. These black holes accrete at very low rate, having Edding- ton ratios in range 4.1 × 10−5 − 2.4 × 10−3. Detection of BELs with such low lumi- nosities and at such low Eddington rates implies that these LLAGN are still able to form the BLR, although with probably modified structure of the central engine. In order to obtain full picture of black hole growth across cosmic time, it is es- sential that we study them in different stages of their activity. For that purpose, we estimated the broad AGN Luminosity Function (AGNLF) of our entire type 1 AGN sample using the 1/Vmax method. The shape of AGNLF indicates an apparent flattening below luminosities LHα ∼ 1039 erg s−1. Correspondingly we estimated ac- tive Black Hole Mass Function (BHMF) and Eddington Ration Distribution Function (ERDF) for a sub-sample of type 1 AGN for which we have MBH and λ estimates. The flattening is also present in both BHMF and ERDF, around log(MBH) ∼ 7.7 and log(λ) < 3, respectively. We estimated the fraction of active SMBHs in CALIFA by comparing our active BHMF to the one of the local quiescent SMBHs. The shape of the active fraction which decreases with increasing MBH, as well as the flattening of AGNLF, BHMF and ERDF is consistent with scenario of AGN cosmic downsizing. To complete AGN census in the CALIFA galaxy sample, it is necessary to search for them in various wavelength bands. For the purpose of completing the census we performed cross-correlations between all 542 CALIFA galaxies and multiwavelength surveys, Swift – BAT 105 month catalogue (in hard 15 - 195 keV X-ray band), and NRAO VLA Sky Survey (NVSS, in 1.4 GHz radio domain). This added 1 new AGN candidate in X-ray, and 7 in radio wavelength band to our local LLAGN count. It is possible to detect AGN emission signatures within 10 – 20 kpc outside of the central galactic regions. This may happen when the central AGN has recently switched off and the photoionized material is spread across the galaxy within the light-travel-time, or the photoionized material is blown away from the nucleus by outflows. In order to detect these extended AGN regions we constructed spatially resolved emission-line ratio diagnostic diagrams of all emission-line galaxies from the CALIFA, and found 1 new object that was previously not identified as AGN. Obtaining the complete AGN census in CALIFA, with five different AGN types, showed that LLAGN contribute a significant fraction of 24% of the emission-line galaxies in the CALIFA sample. This result implies that AGN are quite common in the local Universe, and although being in very low activity stage, they contribute to large fraction of all local SMBHs. Within this thesis we approached the upper limit of AGN fraction in the local Universe and gained some deeper understanding of the LLAGN phenomenon. N2 - Aktive galaktische Kerne (Active Galactic Nuclei - AGN) gelten als die Hauptantriebsquelle für aktive Galaxien, bei denen zentrale supermassive schwarze Löcher (Supermassive Black Holes - SMBHs), mit Massen zwischen 106 und 109 M☉, umgebendes Material durch Akkretion ziehen. Das AGN-Phänomen erstreckt sich � uber sehr weite Reiche von Leuchtdichten, von den leuchtendsten Quasaren mit hoher Rotverschiebung z, bis zum lokalen AGN mit niedriger Leuchtkraft (Low-Luminosity AGN - LLAGN). Die "typische" leuchtende AGNs auszeichnen sich durch ihr charakteristisches blaues Kontinuum ohne Merkmale, die breite Emissionslinien in der Größenordnung von einigen Tausend km s-1, und der starken Radio- und/oder Röntgenemission. Aufgrund extrem schwachen Emissionslinien der LLAGN, und des Fehlens des power-law Kontinuum sind LLAGN schwer zu erkennen. Um die AGN-Evolution und ihre Arbeitszyklen in der kosmischen Geschichte vollständig zu verstehen, benötigen wir eine genaue Kenntnis des AGN-Phänomens bei allen Leuchtdichten und Rotverschiebungen sowie Perspektiven aus verschiedenen Wellenlängenbändern. In dieser Arbeit stelle ich eine Suche nach AGN-Signaturen in zentralen Spektren von 542 lokalen (0.005 < z < 0.03) Galaxien aus der CALIFA-survey (Calar Alto Legacy Integral Field Area) vor. Unter Verwendung der Standarddiagnosediagramme f� ur das Emissionslinienverh� altnis haben wir zun� achst alle CALIFA-Emissionsliniengalaxien (526) in sternbildende, LINER-ähnliche, Seyfert 2 und Zwischenprodukte eingeteilt. Wir haben ferner Signaturen der breiten Hα -Komponente in 89 zentralen Spektren entdeckt, von denen mehr als 60% in den zentralen Spektren von LINER-ähnlichen Galaxien vorhanden sind. Diese Linien sind sehr schwach, mit Leuchtdichten im Bereich von 1038 - 1041 erg s-1, aber mit Breiten zwischen 1000 km s-1 und 6000 km s-1, vergleichbar mit denen von leuchtendem Hoch-z AGN. Dieses Ergebnis impliziert, dass Typ 1 AGN im lokalen Universum tatsächlich ziemlich häufig sind. Wir haben auch zus� atzliche 29 Seyfert 2 Galaxien mithilfe der Diagnosediagramme des Emissionslinienverhältnisses identifiziert. Unter Verwendung der MBH - σ* Korrelation schätzten wir die Schwarzlochmassen von 55 Typ 1 AGN aus CALIFA. Wir haben diese Massen mit denen verglichen, die wir anhand der Virialmethode geschätzt haben, und dort große Diskrepanzen festgestellt. Wir analysierten die G� ultigkeit beider Methoden zur Schätzung der Schwarzlochmasse MBH von lokalem LLAGN und kamen zu dem Schluss, dass die wahrscheinlichsten viralen Skalierungsbeziehungen in einem solchen Regime mit geringer Leuchtkraft nicht mehr g� ultig sind. Diese SMBHs haben auch sehr niedrige Eddington-Verhältnisse (im Bereich von 4.1 x 10-5 - 2.4 x 10-3). Der Nachweis von BELs mit so geringen Leuchtdichten und so niedrigen Eddington-Raten impliziert, dass diese LLAGN immer noch in der Lage sind, das BLR zu bilden, obwohl die Struktur der Zentralmaschine wahrscheinlich modifiziert ist. Um ein vollständiges Bild des Wachstums der SMBHs � uber die kosmische Zeit zu erhalten, ist es wichtig, dass wir sie in verschiedenen Stadien ihrer Aktivität untersuchen. Zu diesem Zweck haben wir die breite AGN-Leuchtkraftfunktion unserer Typ 1 AGN geschätzt. Die Form von Leuchtkraftfunktion zeigt eine scheinbare Abflachung unter den Leuchtdichten LHα ~ 1039 erg s-1 an. Entsprechend haben wir die aktive Schwarzlochmassenfunktion und die Eddington-Rationsverteilungsfunktion auch gesch� atzt. In diesen Verteilungen ist auch eine Abflachung vorhanden, und das stimmt mit dem Szenario der kosmischen Verkleinerung von AGN überein. Um den AGN-Zensus in der CALIFA-Galaxienprobe abzuschließen, müssen sie in verschiedenenWellenlängenbändern gesucht werden. Deswegen führten wir Kreuzkorrelationen zwischen CALIFA-Galaxien und Multiwellenlängen-Vermessungen, Swift - BAT 105-Monats-Katalog (im harten Röntgenband) und NVSS (im Radiobereich). Dies fügte unserer lokalen LLAGN-Zahl 1 neuen AGN-Kandidaten im Röntgenbereich und 7 im Radiowellenlängenband hinzu. Es ist möglich, AGN-Emissionssignaturen außerhalb der zentralen galaktischen Regionen zu erfassen. Dies kann passieren, wenn das zentrale AGN kürzlich abgeschaltet wurde und das AGN Material innerhalb der Lichtlaufzeit über die Galaxie verteilt ist, oder das photoionisierte Material durch Abflüsse vom Kern weggeblasen wird. Um diese erweiterten AGN-Regionen zu erfassen, haben wir räumlich aufgelöste Diagnosediagramme für das Emissionslinienverhältnis erstellt und 1 neues Objekt gefunden, das zuvor nicht als AGN identifiziert wurde. Der vollständige AGN-Zensus in CALIFA ergab, dass LLAGN einen signifikanten Anteil von 24% der Emissionsliniengalaxien in der CALIFA ausmacht. Dieses Ergebnis impliziert, dass AGN im lokalen Universum weit verbreitet sind und, obwohl sie sich in einem sehr niedrigen Aktivitätsstadium befinden. In dieser Arbeit näherten wir uns der Obergrenze der AGN-Fraktion im lokalen Universum und erhielten ein tieferes Verständnis des LLAGN-Phänomens. KW - active galactic nuclei KW - black holes KW - black hole demographics KW - aktive galaktische Kerne KW - Schwarze Löcher KW - Demografie des Schwarzen Lochs KW - supermassive black holes KW - supermassereiche Schwarze Löcher KW - galaxy evolution KW - Galaxienentwicklung KW - integral field spectroscopy KW - Integralfieldspektroskopie Y1 - 2021 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-509753 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 -