@phdthesis{HoehneMoench2010,
  author    = {H{\"o}hne-M{\"o}nch, Daniel},
  title     = {Steady-state emission of blazars at very high energies},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bvb:20-opus-53700},
  school      = {Universit{\"a}t W{\"u}rzburg},
  year      = {2010},
  abstract  = {One key scientific program of the MAGIC telescope project is the discovery and detection of blazars. They constitute the most prominent extragalactic source class in the very high energy (VHE) Gamma-ray regime with 29 out of 34 known objects (as of April 2010). Therefore a major part of the available observation time was spent in the last years on high-frequency peaked blazars. The selection criteria were chosen to increase the detection probability. As the X-ray flux is believed to be correlated to the VHE Gamma-ray flux, only X-ray selected sources with a flux F(X) > 2 μJy at 1 keV were considered. To avoid strong attenuation of the Gamma-rays in the extragalactic infrared background, the redshift was restricted to values between z < 0.15 and z < 0.4, depending on the declination of the objects. The latter determines the zenith distance during culmination which should not exceed 30° (for z < 0.4) and 45° (for z < 0.15), respectively. Between August 2005 and April 2009, a sample of 24 X-ray selected high-frequency peaked blazars has been observed with the MAGIC telescope. Three of them were detected including 1ES 1218+304 being the first high-frequency peaked BL Lacertae object (HBL) to be discovered with MAGIC in VHE Gamma-rays. One previously detected object was not confirmed as VHE emitter in this campaign by MAGIC. A set of 20 blazars previously not detected will be treated more closely in this work. In this campaign, during almost four years ~ 450 hrs or ~ 22\% of the available observation time for extragalactic objects were dedicated to investigate the baseline emission of blazars and their broadband spectral properties in this emission state. For the sample of 20 objects in a redshift range of 0.018 < z < 0.361 integral flux upper limits in the VHE range on the 99.7\% confidence level (corresponding to 3 standard deviations) were calculated resulting in values between 2.9\% and 14.7\% of the integral flux of the Crab Nebula. As the distribution of significances of the individual objects shows a clear shift to positive values, a stacking method was applied to the sample. For the whole set of 20 objects, an excess of Gamma-rays was found with a significance of 4.5 standard deviations in 349.5 hours of effective exposure time. For the first time a signal stacking in the VHE regime turned out to be successful. The measured integral flux from the cumulative signal corresponds to 1.4\% of the Crab Nebula flux above 150 GeV with a spectral index α = -3.15±0.57. None of the objects showed any significant variability during the observation time and therefore the detected signal can be interpreted as the baseline emission of these objects. For the individual objects lower limits on the broad-band spectral indices αX-Gamma between the X-ray range at 1 keV and the VHE Gamma-ray regime at 200 GeV were calculated. The majority of objects show a spectral behaviour as expected from the source class of HBLs: The energy output in the VHE regime is in general lower than in X-rays. For the stacked blazar sample the broad-band spectral index was calculated to αX-Gamma = 1.09, confirming the result found for the individual objects. Another evidence for the revelation of the baseline emission is the broad-band spectral energy distribution (SED) comprising archival as well as contemporaneous multi-wavelength data from the radio to the VHE band. The SEDs of known VHE Gamma-ray sources in low flux states matches well the SED of the stacked blazar sample.},
  subject      = {MAGIC-Teleskop},
  language  = {en}
}
@phdthesis{Paul2010,
  author    = {Paul, Surajit},
  title     = {Evolution of shocks and turbulence in major galaxy-cluster mergers},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bvb:20-opus-47266},
  school      = {Universit{\"a}t W{\"u}rzburg},
  year      = {2010},
  abstract  = {Mergers between rich clusters of galaxies represent the most violent events in the Universe. The merger events initiate a complex chain of processes that leads to the dissipation of the collisional energy. This phase of violent relaxation is accompanied by turbulence and shock waves as well as non-thermal particle acceleration. This thesis aims at the interpretation of multi-wavelength observations of the merging cluster of galaxies Abell 3376 in the framework of a theoretical model of the involved effects. Observations with the Very Large Array radio interferometer were carried out and analyzed to clarify the morphology of the non-thermal particle distribution in Abell 3376, in particular about the shocked regions. The dissipation in the hot intra-cluster gas was studied using archival X-ray observations with ROSAT and XMM. Results were compared with constrained numerical simulations of the evolution of the merger process in the framework of cosmological structure formation. For this purpose, the ENZO-Code was employed for the computation of the gas dynamics and self-gravity of the colliding mass distribution. The non-thermal properties of the intra-cluster gas could be indirectly inferred from the local Mach number and the strength of the turbulence.},
  subject      = {Galaxienhaufen},
  language  = {en}
}
@phdthesis{Burkart2010,
  author    = {Burkart, Thomas},
  title     = {Der Einfluss des fundamentalen Massenverh{\"a}ltnisses auf die Teilchenbeschleunigung durch Plasmainstabilit{\"a}ten},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bvb:20-opus-56636},
  school      = {Universit{\"a}t W{\"u}rzburg},
  year      = {2010},
  abstract  = {Im Rahmen dieser Arbeit wurde ein dreidimensionaler vollrelativistischer und parallelisierter Particle-in-Cell Code geschrieben, ausf{\"u}hrlich getestet und angewandt. Der Code ACRONYM ist variabel einsetzbar und von der Genauigkeit und Stabilit{\"a}t her State-of-the-Art und somit konkurrenzf{\"a}hig zu den sonstigen in der Astrophysik eingesetzten Codes anderer Gruppen. Die Energie bleibt bis auf einen Fehler von < 0.03\% erhalten, die Divergenz des Magnetfeldes bleibt immer unter einem Wert von 10^{-12} und die Skalierung wurde mittlerweile bis zu einem Clustergr{\"o}ße von einigen 10000 CPUs getestet. In dieser Arbeit wurde dann, nach der Entwicklung des Codes, der Einfluss des fundamentalen Massenverh{\"a}ltnisses m_p/m_e auf die Teilchenbeschleunigung durch Plasmainstabilit{\"a}ten untersucht. Dies ist relevant und wichtig, da in PiC-Simulationen in den allermeisten F{\"a}llen nicht mit dem realen Massenverh{\"a}ltnis gerechnet wird, da sonst viel zu viel Rechenleistung ben{\"o}tigt w{\"u}rde, um zu sehen, was mit den Protonen geschieht und was ihr Einfluss auf die leichten Teilchen wie Elektronen und Positronen ist. Zu diesem Zweck wurden Simulationen mit Massenverh{\"a}ltnissen zwischen m_p/m_e = 1.0 und 200.0 durchgef{\"u}hrt. Diese haben alle gemeinsam, dass periodische Randbedingungen verwendet wurden und das zur Verf{\"u}gung stehende Simulationsgebiet mit jeweils zwei gegeneinander str{\"o}menden Plasmapopulationen vollst{\"a}ndig gef{\"u}llt wurde, um jegliche Art von auftretenden Schocks auszuschließen. Die Rohdaten der einzelnen Simulationen wurden auf vielf{\"a}ltige Art und Weise analysiert, es wurden z.B. Schnitte durch die Teilchenverteilung erstellt, sowie ein- oder zweidimensionale Histogramme und Energieverl{\"a}ufe betrachtet. Dabei haben sich folgende Kernpunkte ergeben: F{\"u}r Massenverh{\"a}ltnisse bis etwa m_p/m_e = 20 bildet sich die gesamte Zweistrom-Instabilit{\"a}t in nur einer Phase aus, das heißt, es bilden sich von ringf{\"o}rmigen Magnetfeldern umgebene Flussschl{\"a}uche aus, die dann verschmelzen, bis nur noch zwei {\"u}brig sind und alle Teilchen werden {\"u}ber den gesamten Verlauf der Instabilit{\"a}t beschleunigt. Es ist damit zu folgern, dass die unterschiedlich schweren Teilchenspezies Protonen und Elektronen/Positronen durch die relativ nahe beieinander liegenden Massen noch so stark gekoppelt sind, dass sich nur eine Instabilit{\"a}t entwickeln kann. Bei großen Massenverh{\"a}ltnissen (m_p/m_e > 20) ist eine deutliche Trennung in zwei Phasen der Instabilit{\"a}t zu erkennen. Zuerst bilden sich wiederum Flussschl{\"a}uche aus, diese verschmelzen miteinander (zu zweien oder mehr), bevor der erste Teil der Instabilit{\"a}t abflaut. Anschließend entstehen wieder ringf{\"o}rmige Magnetfelder und Flussschl{\"a}uche, von denen einer meist deutlich st{\"a}rker ist als all die anderen, das bedeutet, dass dieser von st{\"a}rkeren Magnetfeldern umgeben ist und eine h{\"o}here Teilchendichte aufweist. Im Rahmen dieser zweigeteilten Instabilit{\"a}t werden die Elektronen und Positronen nur in der ersten Phase signifikant beschleunigt, die deutlich schwereren Protonen gewinnen {\"u}ber den gesamten Zeitraum Energie. Die h{\"o}chstenergetischen Teilchen erreichen im Ruhesystem der jeweiligen Plasmapopulation Werte um gamma = 250. Man kann daraus f{\"u}r zuk{\"u}nftige Untersuchungen mit Hilfe von Particle-in-Cell Codes den Schluss ziehen, dass R{\"u}ckschl{\"u}sse auf das tats{\"a}chliche Verhalten beim realen Massenverh{\"a}ltnis von m_p/m_e = 1836.2 nur aus den Simulationen mit m_p/m_e >> 20 gezogen werden k{\"o}nnen, da die starke Kopplung der leichten und schweren Teilchen bei kleineren Massenverh{\"a}ltnissen die Ergebnisse sehr stark beeinflusst. Es wurde anhand der gemessenen Zeitpunkte der Instabilit{\"a}tsmaxima eine Extrapolation durchgef{\"u}hrt, die zeigt, dass die Instabilit{\"a}t beim realen Massenverh{\"a}ltnis etwa bei t = 1400 omega_{pe}^{-1} auftreten w{\"u}rde. Um dies wirklich zu simulieren m{\"u}sste allerdings mehr als die 1000-fache Anzahl an CPU-Stunden aufgewandt werden. Des weiteren wurde eine Maxwell-J{\"u}ttner-Verteilung an die Teilchenverteilungen der einzelnen Simulationen auf dem H{\"o}hepunkt der Instabilit{\"a}t gefittet, um sowohl die neue Temperatur des Plasmas als auch die Beschleunigungseffizienz des Prozesses zu berechnen. Die Temperatur erh{\"o}ht sich demnach durch die Instabilit{\"a}t von etwa 10^8K auf 10^{10} bis 10^{11}K, der Anteil suprathermischer Teilchen betr{\"a}gt 2 bis 4\%.},
  subject      = {Astrophysik},
  language  = {de}
}