TY - THES A1 - Schulz, Robert Frank T1 - A radio view of high-energy emitting AGNs T1 - Eine radioastronomische Betrachtung von hochenergetisch emittierenden AGNs N2 - The most energetic versions of active galactic nuclei (AGNs) feature two highly-relativistic plasma outflows, so-called jets, that are created in the vicinity of the central supermassive black hole and evolve in opposite directions. In blazars, which dominate the extragalactic gamma-ray sky, the jets are aligned close to the observer's line of sight leading to strong relativistic beaming effects of the jet emission. Radio observations especially using very long baseline interferometry (VLBI) provide the best way to gain direct information on the intrinsic properties of jets down to sub-parsec scales, close to their formation region. In this thesis, I focus on the properties of three AGNs, IC 310, PKS 2004-447, and 3C 111 that belong to the small non-blazar population of gamma-ray-loud AGNs. In these kinds of AGNs, the jets are less strongly aligned with respect to the observer than in blazars. I study them in detail with a variety of radio astronomical instruments with respect to their high-energy emission and in the context of the large samples in the monitoring programmes MOJAVE and TANAMI. My analysis of radio interferometric observations and flux density monitoring data reveal very different characteristics of the jet emission in these sources. The work presented in this thesis illustrates the diversity of the radio properties of gamma-ray-loud AGNs that do not belong to the dominating class of blazars. N2 - Die energetischsten Versionen von aktiven Galaxienkernen (AGNs) weisen zwei hoch-relativistische Plasmaausflüsse, sogenannte Jets auf, welche in der Nähe des zentralen supermassiven schwarzen Lochs entstehen und sich in entgegengesetzte Richtungen ausbreiten. In Blazaren, die die extragalaktische Gamma-Strahlung dominieren, sind diese Jets nahe zur Sichtlinie des Beobachters orientiert, das zu starkem relativistischen Beaming der Jetemission führt. Radiobeobachtungen vor allem mit Very Long Baseline Interferometry (VLBI) bieten die beste Möglichkeit direkt Informationen über die intrinsischen Eigenschaften von Jets in der Nähe ihrer Entstehungsregion auf sub-parsec Skalen zu sammeln. Der Fokus dieser Dissertation liegt auf den Eigenschaften von drei AGNs, IC 310, PKS 2004-447, and 3C 111, die zur kleinen Population von gamma-lauten AGNs abseits von Blazaren gehören. Diese Jets weisen einen etwas größeren Winkel zur Sichtlinie des Beobachters auf als Blazare. Ich untersuche diese AGNs im Detail mit Hilfe verschiedener radioastronomischer Instrumente in Bezug auf deren hochenergetischer Emission und im Vergleich der großen Samples der Langzeitbeobachtungsprogramme MOJAVE und TANAMI. Meine Analyse von Radiointerferometrie-Beobachtungen und Flussdichte-Messungen zeigen sehr unterschiedliche Eigenschaften der Jets. Damit verdeutlicht diese Arbeit anschaulich die vielfältigen Radioeigenschaften von gamma-lauten AGNs, die nicht zur dominierenden Klasse von Blazaren gehören. KW - Aktiver galaktischer Kern KW - Radioastronomie KW - Very long baseline interferometry KW - High-energy emission KW - Astrophysical Jet KW - Active galactic nucleus KW - Radio astronomy Y1 - 2016 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-137358 ER - TY - THES A1 - Maier, Andreas T1 - Adaptively Refined Large-Eddy Simulations of Galaxy Clusters T1 - Adaptiv verfeinerte Grobstruktursimulationen von Galaxienhaufen N2 - It is aim of this work to develop, implement, and apply a new numerical scheme for modeling turbulent, multiphase astrophysical flows such as galaxy cluster cores and star forming regions. The method combines the capabilities of adaptive mesh refinement (AMR) and large-eddy simulations (LES) to capture localized features and to represent unresolved turbulence, respectively; it will be referred to as Fluid mEchanics with Adaptively Refined Large-Eddy SimulationS or FEARLESS. N2 - Ziel dieser Arbeit war, ein neues numerisches Modell zu entwickeln, welches es ermöglicht Grobstruktursimulationen auch mit adaptiven Gittercodes auszuführen, um Turbulenz über große Längenskalenbereiche konsistent zu simulieren. KW - Turbulenz KW - Galaxienhaufen KW - Hydrodynamik KW - Numerische Strömungssimulation KW - LES KW - Computersimulation KW - Astrophysik KW - AMR KW - FEARLESS Y1 - 2008 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-32274 ER - TY - THES A1 - Glawion, Dorit T1 - Contemporaneous Multi-Wavelength Observations of the Gamma-Ray Emitting Active Galaxy IC 310 - New Clues on Particle Acceleration in Extragalactic Jets T1 - Multi-wellenlängen Beobachtungen der Gammastrahlen-emittierenden Aktiven Galaxie IC 310 - Neue Hinweise auf Teilchenbeschleunigung in extragalaktischen Jets N2 - In this thesis, the broad band emission, especially in the gamma-ray and radio band, of the active galaxy IC 310 located in the Perseus cluster of galaxies was investigated. The main experimental methods were Cherenkov astronomy using the MAGIC telescopes and high resolution very long baseline interferometry (VLBI) at radio frequencies (MOJAVE, EVN). Additionally, data of the object in different energy bands were studied and a multi-wavelength campaign has been organized and conducted. During the campaign, an exceptional bright gamma-ray flare at TeV energies was found with the MAGIC telescopes. The results were compared to theoretical acceleration and emission models for explaining the high energy radiation of active galactic nuclei. Many open questions regarding the particle acceleration to very high energies in the jets of active galactic nuclei, the particle content of the jets, or how the jets are launched, were addressed in this thesis by investigating the variability of IC 310 in the very high energy band. It is argued that IC310 was originally mis-classified as a head-tail radio galaxy. Instead, it shows a variability behavior in the radio, X-ray, and gamma-ray band similar to the one found for blazars. These are active galactic nuclei that are characterized by flux variability in all observed energy bands and at all observed time scales. They are viewed at a small angle between the jet axis and the line-of-sight. Thus, strong relativistic beaming influences the variability properties of blazars. Observations of IC 310 with the European VLBI Network helped to find limits for the angle between the jet axis and the line-of-sight, namely 10 deg - 20 deg. This places IC 310 at the borderline between radio galaxies (larger angles) and blazars (smaller angles). During the gamma-ray outburst detected at the beginning of the multi-wavelength campaign, flux variability as short as minutes was measured. The spectrum during the flare can be described by a simple power-law function over two orders of magnitude in energy up to ~10 TeV. Compared to previous observations, no significant variability of the spectral shape was found. Together with the constraint on the viewing angle, this challenges the currently accepted models for particle acceleration at shock waves in the jets. Alternative models, such as stars moving through the jets, mini-jets in the jet caused, e.g., by reconnection events, or gap acceleration in a pulsar-like magnetosphere around the black hole were investigated. It was found that only the latter can explain all observational findings, which at least suggests that it could even be worthwhile to reconsider published investigations of AGN with this new knowledge in mind. The first multi-wavelength campaign was successfully been conducted in 2012/2013, including ground-based as well as space-based telescopes in the radio, optical, ultraviolet, X-ray, and gamma-ray energy range. No pronounced variability was found after the TeV flare in any energy band. The X-ray data showed a slightly harder spectrum when the emission was brighter. The long-term radio light curve indicated a flickering flux variability, but no strong hint for a new jet component was found from VLBI images of the radio jet. In any case, further analysis of the existing multi-wavelength data as well as complimentary measurements could provide further exciting insights, e.g., about the broad band spectral energy distribution. Overall, it can be stated that IC 310 is a key object for research of active galactic nuclei in the high-energy band due to its proximity and its peculiar properties regarding flux variability and spectral behavior. Such objects are ideally suited for studying particle acceleration, jet formation, and other physical effects and models which are far from being fully understood. N2 - Für diese Arbeit wurde die Breitbandemission des Aktiven Galaxienkerns IC 130, der sich im Perseus Galaxienhaufen befindet, speziell im Gammastrahlen- und Radiobereich untersucht. Die experiementellen Methoden, die dabei verwendet wurden, sind Tscherenkow Astronomie mit den MAGIC Teleskopen, und hochauflösende Interferometrie (englisch: very long baseline interferometry, kurz VLBI) bei Frequenzen im Radiobereich (MOJAVE, EVN). Zusätzlich wurden Daten des Objektes in verschiedenen Energiebändern studiert und eine Multiwellenlängen-Kampagne organisiert und durchgeführt. Während der Kampagne wurde ein außergewöhnlicher, heller Gammastrahlenausbruch bei TeV-Energien mit den MAGIC Teleskopen gefunden. Die Ergebnisse wurden mit theoretischen Beschleunigungs- und Emissionsmodellen verglichen, die zur Erklärung von Hochenergiestrahlung in Aktiven Galaxienkernen herangezogen werden. Viele offene Fragen bezüglich der Teilchenbeschleunigung zu sehr hohen Energien in Jets von Aktiven Galaxienkernen, den Teilcheninhalt der Jets, und der Jetentstehung, wurden in dieser Arbeit anhand der Variabilitätseigenschaften von IC 310 im sehr hohen Energiebereich diskutiert. Es stellt sich heraus, dass IC 310 bisher fälschlicherweise als sog. “head-tail” Radiogalaxie klassifiziert wurde. Stattdessen zeigt sich, dass das Variabilitätsverhalten im Radio-, Röntgen-, und Gammastrahlenbereich demjenigen von Blazaren ähnelt. Diese Objekte sind Aktive Galaxienkerne, bei denen Variabilität des Flusses in allen beobachteten Energiebändern und auf allen beobachteten Zeitskalen gemessen werden kann. Bei Blazaren wird ein kleiner Winkel zwischen Jetachse und Sichtlinie vermutet. Die dadurch enstehenden relativistische Aberration und Verstärkung nehmen Einfluß auf die Variabilitätseigenschaften. Beobachtungen von IC 310 mit dem Europäischen VLBI Netzwerk halfen, den Winkel zwischen der Jetachse und der Sichtline auf 10 −20 Grad einzuschränken. Damit ist IC 310 ein Objekt, das sich nicht klar als Radiogalaxie (größere Winkel) oder Blazar (kleinere Winkel) definieren lässt. Während des Gammastrahlenausbruchs, der zu Beginn der Multiwellenlängen-Kampagne detektiert wurde, konnten Flussveränderungen auf Zeitskalen von wenigen Minuten gemessen werden. Das während diesem Ausbruchs gemessene Spektrum kann beschreiben werden mit einem einfachen Potenzgesetz über zwei Dekaden in Energie bis ~10 TeV, ohne dabei Hinweise auf ein Abbrechen zu zeigen. Beim Vergleich mit früheren Beobachtungen konnten keine signifikanten Veränderungen der spektralen Form festgestellt werden. Zusammen mit der Einschränkung des Winkels stellt diese Beobachtung die derzeit weit verbreiteten Modelle der Teilchenbeschleunigung durch Stoßwellen in den Jets grundlegend in Frage. Alternative Modelle, die auf Einflüssen von Sternen, die sich durch den Jet bewegen, oder auf sogenannten Mini-Jets im Jet, die z.B. durch Rekonnektion entstehen, beruhen, wurden diskutiert. Außerdem wurde die Gap-Beschleunigung in einer pulsarähnlichen Magnetosphäre um ein Schwarzes Loch herum studiert. Es zeigte sich, dass nur das letztgenannte Modell alle beobachteten Eigenschaften erklären kann, was mindestens nahelegt, dass es sich lohnen könnte, selbst bereits veröffentlichte Untersuchungen von Aktiven Galaxienkernen unter diesem Wissen neu zu beleuchten. Die erste Multiwellenlängen-Kampagne mit erd- sowie weltraumgebundenen Teleskopen im Radio, optischen, Ultraviolett, Röntgen und Gammastrahlenbereich wurde 2012/2013 erfolgreich durchgeführt. Keine signifikant ausgeprägten zeitlichen Flussveränderungen in den beobachteten Energiebändern konnten nach dem Gammastrahlenausbruch gefunden werden. Die Röntgendaten zeigten ein geringfügig härteres Spektrum mit zunehmenden Fluss. Die Langzeitlichtkurve im Radiobereich wies ein Flackern des Flusses auf, allerdings wurde kein starker Hinweis auf eine neue Jetkomponente in dem VLBI-Radiojet gefunden. In jedem Fall könnten eine weitere Analyse der vorhandenen Daten genauso wie ergänzende Messungen weitere, spannende Einblicke zum Beispiel in die spektrale Energieverteilung auf breiter Skala liefern. Insgesamt lässt sich sagen, dass IC 310 durch sein Nähe und durch besondere Eigenschaften bezogen auf Flussänderungen und spektrales Verhalten ein Schlüsselobjekt für die Erforschung von Aktiven Galaxienkernen im Hochenergiebereich ist. Solche Objekte sind ideale Kandidaten, um Teilchenbeschleunigung, Jetentstehung und andere physikalische Prozesse zu studieren, die noch nicht vollständig verstanden sind. KW - Aktiver galaktischer Kern KW - IC 310 KW - multi-wavelength KW - Gammaastronomie KW - MAGIC-Teleskop KW - Radiogalaxie KW - Gammastrahlung KW - Multiwellenlängen KW - radio galaxy KW - gamma ray KW - Radioastronomie KW - Röntgenastronomie Y1 - 2014 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-113866 ER - TY - THES A1 - Berger, Karsten T1 - Discovery and Characterization of the first Low-Peaked and Intermediate-Peaked BL Lacertae Objects in the Very High Energy Gamma-Ray Regime T1 - Entdeckung und Charakterisierung der ersten "low-peaked" und "intermediate-peaked" BL Lacertae Objekte im Hochenergetischen Gammabereich N2 - 20 years after the discovery of the Crab Nebula as a source of very high energy gamma-rays, the number of sources newly discovered above 100 GeV using ground-based Cherenkov telescopes has considerably grown, at the time of writing of this thesis to a total of 81. The sources are of different types, including galactic sources such as supernova remnants, pulsars, binary systems, or so-far unidentified accelerators and extragalactic sources such as blazars and radio galaxies. The goal of this thesis work was to search for gamma-ray emission from a particular type of blazars previously undetected at very high gamma-ray energies, by using the MAGIC telescope. Those blazars previously detected were all of the same type, the so-called high-peaked BL Lacertae objects. The sources emit purely non-thermal emission, and exhibit a peak in their radio-to-X-ray spectral energy distribution at X-ray energies. The entire blazar population extends from these rare, low-luminosity BL Lacertae objects with peaks at X-ray energies to the much more numerous, high-luminosity infrared-peaked radio quasars. Indeed, the low-peaked sources dominate the source counts obtained from space-borne observations at gamma-ray energies up to 10 GeV. Their spectra observed at lower gamma-ray energies show power-law extensions to higher energies, although theoretical models suggest them to turn over at energies below 100 GeV. This opened the quest for MAGIC as the Cherenkov telescope with the currently lowest energy threshold. In the framework of this thesis, the search was focused on the prominent sources BL Lac, W Comae and S5 0716+714, respectively. Two of the sources were unambiguously discovered at very high energy gamma-rays with the MAGIC telescope, based on the analysis of a total of about 150 hours worth of data collected between 2005 and 2008. The analysis of this very large data set required novel techniques for treating the effects of twilight conditions on the data quality. This was successfully achieved and resulted in a vastly improved performance of the MAGIC telescope in monitoring campaigns. The detections of low-peaked and intermediate-peaked BL Lac objects are in line with theoretical expectations, but push the models based on electron shock acceleration and inverse-Compton cooling to their limits. The short variability time scales of the order of one day observed at very high energies show that the gamma-rays originate rather close to the putative supermassive black holes in the centers of blazars, corresponding to less than 1000 Schwarzschild radii when taking into account relativistic bulk motion. N2 - 20 Jahre nachdem zum ersten Mal hoch energetische Gamma-Strahlung aus der Richtung des Krabbennebels detektiert wurde, ist die Zahl der mit erdgebundenen Tscherenkow Teleskopen neu entdeckten Quellen oberhalb von 100 GeV erheblich gestiegen, auf insgesamt 81, zum derzeitigen Stand dieser Arbeit. Die Quellen haben unterschiedliche Ursprünge, die von galaktischen Objekten, wie z.B. Supernova Überresten, Pulsaren, Doppelsystemen zu bisher nicht identifizierten Objekten und extragalaktischen Objekten wie Blazaren und Radio Galaxien reicht. Das Ziel dieser Arbeit war es nach Gamma-Strahlung von einer bestimmten Art von Blazaren zu suchen, die bisher nicht im Hochenergie Gamma Bereich detektiert werden konnten. Für die Suche werden die Daten des MAGIC Teleskops auf La Palma verwendet, welches das weltweit größte Teleskop seiner Art ist. Alle bisher entdeckten Blazare waren vom gleichen Typ, der sogenannten Klasse der “high-peaked BL Lacertae”. Diese Quellen emittieren nicht thermische Strahlung und zeigen ein Maximum in der Radio-zu-Röntgen Spektralverteilung bei Röntgenenergien. Die gesamte Blazar Population reicht von diesen seltenen BL Lacertae Objekten mit niedriger Leuchtkraft und einem Maximum im Röntgenbereich hin zu den sehr viel zahlreicheren Radio Quasaren mit hoher Leuchtkraft, deren Maximum der Spektralen Energieverteilung im Infrarotbereich liegt. Tatsächlich dominieren diese “low-peaked” Quellen die Populationsstudien von satellitengestützten Gammabeobachtungen im Energiebereich bis zu 10 GeV. Ihre Spektren im niederenergetischen Gammabereich lassen sich exponentiell bis zu höheren Energien extrapolieren, ohne dass ein Abbruch erkennbar ist, obwohl theoretische Modelle einen Wendepunkt unterhalb von 100 GeV erwarten. Darauf begründet wurden Beobachtungen mit dem MAGIC Tscherenkow Teleskop durchgeführt, welches die derzeit niedrigste Energieschwelle besitzt. Im Rahmen dieser Arbeit konzentrierte sich die Suche auf die bekannten Quellen BL Lac, W Comae und S5 0716+714. Zwei von diesen Quellen wurden eindeutig im Hochenergetischen Gammabereich mit dem MAGIC Teleskop entdeckt, basierend auf insgesamt etwa 150 Stunden an Daten, die zwischen 2005 und 2008 gesammelt wurden. Die Analyse dieses sehr großen Datensatzes benötigte neue Techniken um die Effekte von Beobachtungen unter Dämmerungsbedingungen auf die Datenqualität untersuchen zu können. Die erfolgreiche Anwendung sorgte für eine gewaltige Erweiterung der Performanz des MAGIC Teleskops während Überwachungskampagnen. Die Detektionen der sogenannten “low-peaked” und “intermediate-peaked” Objekte liegt im Rahmen der theoretischen Erwartungen, jedoch werden Modelle, die auf der Schockbeschleunigung von Elektronen und die Kühlung durch den umgekehrten Compton Prozess basieren an ihre Grenzen gebracht. Die beobachtete Kurzzeitvariabilität im hochenergetischen Gammabereich beträgt etwa einen Tag, was zeigt, dass die Gammastrahlung relativ nah am vermuteten Supermassiven Schwarzen Loch entsteht, weniger als 1000 Schwarzschild Radien entfernt, wenn man die Bewegung mit relativistischen Geschwindigkeiten berücksichtigt. KW - Aktiver galaktischer Kern KW - BL-Lacertae-Objekt KW - Gammastrahlung KW - Astronomische Beobachtung KW - Active galactic nuclei KW - BL-Lacertae-object KW - gamma radiation KW - astronomical observation Y1 - 2009 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-37431 ER - TY - THES A1 - Rüger, Michael T1 - Ein zeitabhängiges, selbstkonsistentes hadronisch-leptonisches Strahlungsmodell zur Modellierung der Multiwellenlängenemission von Blazaren T1 - A time-dependent, selfconsistent hadronic-leptonic emission modell for the multiwavelength emission of blazars N2 - Diese Arbeit beschäftigt sich mit Strahlungsprozessen in Blazaren. Bei den Blazaren handelt es sich um eine Unterkategorie der aktiven Galaxienkerne, bei denen die Jetachse in Richtung des Beobachters zeigt. Charakteristisch für die Blazare ist ein Multifrequenzspektrum der Photonen, welches sich vom Radiobereich bis hin zur Gamma-Strahlung mit TeV-Energien erstreckt. Insbesondere der Gamma-Bereich rückt aktuell in den Fokus der Betrachtung mit Experimenten wie zum Beispiel FERMI und MAGIC. Ziel dieser Arbeit ist die Modellierung der auftretenden Strahlungsprozesse und die Beschreibung der Multifrequenzspektren der Blazare mit Hilfe eines hadronisch-leptonischen Modells. Grundlage hierfür ist ein selbstkonsistentes Synchrotron-Selbst-Compton-Modell (SSC), welches zur Beschreibung des Spektrums der Quelle 1 ES 1218+30.4 verwendet wird. Dabei wird die Parameterwahl unterstützt durch eine Abschätzung der Masse des zentralen schwarzen Loches. Das hier behandelte SSC-Modell wird dahingehend untersucht, wie es sich unter Veränderung der Modellparameter verhält. Dabei werden Abhängigkeiten des Photonenspektrums von Änderungsfaktoren der Parameter abgeleitet. Außerdem werden diese Abhängigkeiten in Relation gesetzt und aus dieser Betrachtung ergibt sich die Schlussfolgerung, dass unter der Voraussetzung eines festen Spektralindex der Elektronenverteilung die Wahl eines Parametersatzes zur Modellierung eines Photonenspektrums eindeutig ist. Zur Einführung eines zeitabhängigen, hadronischen Modells wird das SSCModell um die Anwesenheit nichtthermischer Protonen erweitert. Dadurch kann Proton-Synchrotron-Strahlung einen Beitrag im Gamma-Bereich leisten. Außerdem werden durch Proton-Photon-Wechselwirkung Pionen erzeugt. Aus deren Zerfall werden zusammen mit der Paarbildung aus Photon-Photon-Absorption sekundäre Elektronen und Positronen produziert, die wiederum zum Hochenergiespektrum beitragen. Neben den Pionen werden bei der Proton-Photon- Wechselwirkung außerdem noch Neutrinos und Neutronen erzeugt, die einen direkten Einblick in die Emissionsregion erlauben. Das hier vorgestellte hadronische Modell wird auf die Quelle 3C 279 angewandt. Für diese Quelle reicht mit der Detektion im VHE-Bereich der SSCAnsatz nicht aus, um das Photonenspektrum zu beschreiben. Mit dem vorgelegten Modell gelingt die Beschreibung des Spektrums in den SSC-kritischen Bereichen sehr gut. Insbesondere können verschiedene Flusszustände modelliert und allein durch Veränderung der Maximalenergien von Protonen und Elektronen ineinander überführt werden. Diese einfache Möglichkeit der Modellierung der Variabilität der Quelle unterstreicht die Wahl des hadronischen Ansatzes. Somit wird hier ein sehr gutes Werkzeug zur Untersuchung der Emissionsprozesse in Blazaren geliefert. Darüber hinaus ist mit der Abschätzung des Neutrino-Flusses zwar die Detektion von 3C 279 als Punktquelle mit IceCube unwahrscheinlich, jedoch liefert das Modell generell die Möglichkeit im Kontext des Multimessenger-Ansatzes Antworten zu liefern. Im gleichen Kontext wird auch der Beitrag zur kosmischen Strahlung durch entweichende Neutronen untersucht. N2 - This doctoral thesis discusses the radiative processes of blazars. Blazars are a subcategory of active galactic nuclei, where the jet axis points towards the observer. The typical spectrum of blazars ranges from radio frequencies up to the gamma ray regime at TeV energy. Current experiments like FERMI or MAGIC focus on the observation of gamma rays. Aim of this thesis is the modelling of the radiative processes and the description of the photon spectra of blazars using a lepto-hadronic emission model. It is based on a synchrotron self Compton model (SSC), which is applied to the source 1 ES 1218+30.4. The choice of parameters is supported by an estimation of the mass of the central black hole. It is shown how the SSC model reacts on the variation of the model parameters. The dependencies of the spectrum on the changing factors of the parameters are derived. The examination of these factors leads to the conclusion, that for a fixed spectral index of the electron distribution a particular choice of parameters to model the photon spectrum is unique. To introduce a time-dependent hadronic model the SSC model is extended by the presence of non-thermal protons, which leads to proton synchrotron radiation and proton photon interaction producing pions. Pion decay cascades together with pair creation due to photon photon absorption produce secondary electrons and positrons, which contribute to the high energy spectrum. In addition to that proton photon interaction creates neutrons and neutrinos, which provide a direct insight into the emission region. The presented hadronic model is applied to the source 3C 279. This blazar cannot be modelled by the one-zone SSC approach. The hadronic model solves the problems of the SSC model regarding this source. Different flux states are described by only changing the maximum energies of protons and electrons. This simple approach stresses the choice of the hadronic model to consider 3C 279. With this results we have a powerful tool for the examination of emission processes in blazars. With the estimated neutrino flux no detection as point source by IceCube is expected. However, in general it is possible to deliver answers with this model to the multi-messenger approach. In the same context the contribution of outgoing neutrons to cosmic rays is considered. KW - Blazar KW - Strahlung KW - Mathematisches Modell KW - Aktive Galaxienkerne Blazare KW - Aktiver galaktischer Kern KW - AGN KW - blazar Y1 - 2011 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-56955 ER - TY - THES A1 - Paul, Surajit T1 - Evolution of shocks and turbulence in major galaxy-cluster mergers T1 - Evolution von Schocks und Turbulenz bei der Verschmelzung von großen Galaxienclustern N2 - 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. N2 - Die Verschmelzung reicher Galaxienhaufen ist das energiereichste Ereignis im Universum. Während des Verschmelzungsvorgangs wird eine komplexe Kette von Prozessen ausgelöst, durch die die Stoßenergie der Galaxienhaufen freigesetzt wird. In dieser Phase der heftigen Relaxation entwickeln sich Turbulenz und Stoßwellen sowie nicht-thermische Teilchenpopulationen. In der vorliegenden Dissertation wird der Versuch unternommen, Multiwellenlängenbeobachtungen des kollidierenden Galaxienhaufens Abell 3376 im Rahmen eines theoretischen Modells der involvierten Effekte zu interpretieren. Es wurden Beobachtungen mit dem Very Large Array Radiointerferometer durchgeführt und analysiert, um die Morphologie der nichtthermischen Teilchenverteilung in Abell 3376 insbesondere im Bereich der Stoßwellen aufzuklären. Die Dissipation im heißen Intracluster-Gas wurde anhand von archivierten Röntgenbeobachtungen von ROSAT und XMM untersucht. Die Ergebnisse wurden mit eingeschränkten numerischen Simulationen der Entwicklung des Verschmelzungsprozesses im Rahmen der kosmologischen Strukturbildung verglichen. Dabei wurde das ENZO-Programm verwendet, das die gasdynamischen Eigenschaften sowie die Eigengravitation der kollidierenden Massenverteilung berechnet. Aussagen über die nichtthermischen Eigenschaften des intracluster-Gases konnten aus der lokalen Machzahl sowie der Turbulenzstärke indirekt abgeleitet werden. KW - Galaxienhaufen KW - Hydrodynamik KW - Radioastronomie KW - Radioastronomie KW - Galaxiencluster KW - Hydrodynamische Simulationen KW - Kosmogonie KW - Astrophysik KW - Radio Astronomy KW - Galaxy Clusters KW - Hydrodynamic Simulations Y1 - 2010 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-47266 ER - TY - THES A1 - Langejahn, Marcus T1 - Hard X-ray Properties of Relativistically Beamed Jets from Radio- and Gamma-Ray-Bright Blazars T1 - Eigenschaften der harten Röntgenstrahlung von relativistisch gebeamten radio- und gamma-hellen Blazaren N2 - In this work I characterize the hard X-ray properties of blazars, active galactic nuclei with highly beamed emission, which are notoriously hard to detect in this energy range. I employ pre-defined samples of beamed AGN: the radio-selected MOJAVE and TANAMI samples, as well as the most recent gamma-ray-selected Fermi/LAT 4LAC catalog. The hard X-ray data is extracted from the 105-month all-sky survey maps of the Swift/BAT (Burst Alert Telescope) in the energy band of 20 keV to 100 keV. A great majority of both the MOJAVE and TANAMI samples are significantly detected, with signal-to noise ratios of the sources often just below the X-ray catalog signal thresholds. All blazar sub-types (FSRQs, BL Lacs) and radio galaxies show characteristic ranges of X-ray flux, luminosity, and photon index. Their properties are correlated with the corresponding SED's shape / peak frequency. The LogN-LogS distributions of the samples show a scarcity of blazars in the middle and lower X-ray flux range, indicating differing evolutionary paths between radio and X-ray emission, which is also suggested by the corresponding luminosity functions. Compared to the radio samples, the 4LAC sources are on average significantly less bright in the BAT band since this range often coincides with the spectral gap region between the two big SED emission bumps. Also, the spectral shapes differ notably, especially for the sub-type of BL Lacs. Using the parameter space of X-ray and gamma-ray photon indices, 35 blazar candidate sources can be assigned to either the FSRQ or BL Lac type with high certainty. The reason why many blazars are weak in this energy band can be traced back to a number of factors: the selection bias of the initial sample, differential evolution of the X-rays and the wavelengths in which the sample is defined, and the limited sensitivity of the observing instruments. N2 - In dieser Arbeit charakterisiere ich die Eigenschaften der harten Röntgenstrahlung von Blazaren, aktiven Galaxienkernen mit stark gebeamter Emission, welche in diesem Energiebereich oft schwer detektierbar sind. Dafür verwende ich vordefinierte AGN-Samples: die im Radiobereich ausgewählten MOJAVE- und TANAMI-Samples sowie den im Gammastrahlenbereich definierten Fermi/LAT 4LAC-Katalog. Die Röntgendaten stammen aus dem 105-monatigen All-Sky-Survey des Swift/BAT (Burst Alert Telescope) bei 20 keV bis 100 keV. Der Großteil der MOJAVE- und TANAMI-Samples sind signifikant detektiert, wobei das Signal/Rausch-Verhältnis der Quellen oft knapp unter dem Limit der Röntgenkataloge liegt. Alle Blazar-Subtypen (FSRQs, BL Lacs) und Radiogalaxien zeigen charakteristische Bereiche des Röntgenflusses, der Leuchtkraft und des Photonenindexes. Ihre Eigenschaften korrelieren mit der Form bzw. Peak-Frequenz der entsprechenden SED. Die LogN-LogS-Verteilungen der Samples zeigen einen Mangel an Blazaren im mittleren und unteren Flussbereich, was auf unterschiedliche Entwicklungen zwischen Radio- und Röntgenemission hinweist, bestätigt durch die entsprechenden Leuchtkraftfunktionen. Im Vergleich zu den Radio-Samples sind die 4LAC-Quellen im BAT-Band durchschnittlich deutlich weniger hell, da dieser Bereich oft mit der großen spektralen Lücke der Blazar-SEDs zusammenfällt. Auch die spektralen Formen unterscheiden sich deutlich, insbesondere für BL Lacs. Unter Verwendung des Parameterraums der Röntgen- und Gammastrahlen-Photonenindizes können 35 Blazarkandidaten mit hoher Sicherheit entweder dem FSRQ- oder BL Lac-Typ zugeordnet werden. Der Grund, warum viele Blazare in diesem Energieband schwach sind, kann auf eine Reihe von Faktoren zurückgeführt werden: den Auswahleffekt des ursprünglichen Samples, die unterschiedliche Entwicklung der Röntgenstrahlung und der Wellenlängen, in denen das Sample definiert ist, sowie die begrenzte Empfindlichkeit der Beobachtungsinstrumente. KW - Aktiver galaktischer Kern KW - Blazar KW - Röntgenstrahlung KW - Radio KW - Gammastrahlung KW - Swift KW - Burst Alert Telescope KW - Fermi KW - AGN KW - Mojave KW - Tanami KW - X-ray Y1 - 2022 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-282009 ER - TY - THES A1 - Elsässer, Dominik Martin T1 - Indirect Search for Dark Matter in the Universe - the Multiwavelength and Multiobject Approach T1 - Indirekte Suche nach Dunkler Materie im Universum - die Multiwellenlängen und Multiobjekt Strategie N2 - Dunkle Materie ist ein zentraler Bestandteil der modernen Kosmologie, und damit von entscheidender Bedeutung für unser Verständnis der Strukturbildung im Universum. Das offensichtliche Fehlen von elektromagnetischer Wechselwirkung in Kombination mit unabhängigen Messungen der Energiedichte der baryonischen Materie über die Häufigkeit der primordialen leichten Elemente weisen auf eine nicht-baryonische Natur der Dunklen Materie hin. Die Wirkung der Dunklen Materie bei der Strukturbildung zeigt weiterhin dass ihre Konstituenten kalt sind, also zum Zeitpunkt des Gleichgewichts zwischen Strahlung und Materie eine Temperatur kleine als ihre Ruhemasse aufwiesen. Generische Kandidaten für das Dunkelmaterie-Teilchen sind stabile, schwach wechselwirkende Teilchen mit Ruhemassen von der Größenordnung der Skala der elektroschwachen Symmetriebrechung, wie sie zum Beispiel in der Supersymmetrie bei erhaltener R-Parität vorkommen. Derartige Teilchen frieren auf natürliche Weise im frühen Universum mit kosmologisch relevanten Reliktdichten aus. Die fortschreitende Strukturbildung im Universum führt dann zur Bildung von überdichten Regionen, in denen die Dunkelmaterie-Teilchen wiederum in signifikantem Ausmaß annihilieren können. Dadurch würde ein potentiell detektierbarer Fluß von Hochenergie-Teilchen einschließlich Photonen aus den instabilen Zwischenprodukten der Annihilationsereignisse erzeugt. Die Spektren dieser Teilchen würden Rückschlüsse auf die Masse und den Annihilations-Querschnitt als wichtige Größen zur mikrophysikalischen Identifikation der Dunkelmaterie-Teilchen erlauben. Darin liegt die zentrale Motivation für indirekte Suchen nach der Dunklen Materie. Zum gegenwärtigen Zeitpunkt jedoch haben weder diese indirekten Suchen, noch direkte Methoden zur Suche nach elastischen Streuereignissen zwischen Dunkelmaterie-Teilchen und Atomkernen sowie Beschleunigerexperimente einen eindeutigen Nachweis von Dunkelmaterie-Teilchen erbracht. Das an sich stellt keine Überraschung dar, denn die zu erwartenden Signale sind aufgrund der schwachen Wechselwirkung der Teilchen nur von geringer Intensität. Im Falle der indirekten Suchen steht zu erwarten, dass selbst für die größten Massekonzentrationen im Universum die Stärke des Annihilationssignals der Dunklen Materie den durch astrophysikalische Quellen verursachten Untergrund nicht überschreitet. Die Möglichkeit der sicheren Unterscheidung zwischen einem möglichen Signal aus der Annihilation der Dunklen Materie und eben diesem Untergrund ist daher entscheidend für die Erfolgsaussichten der indirekten Suchen. In der vorliegenden Arbeit wird eine neuartige Suchstrategie ausgearbeitet und vorgestellt, deren zentrale Komponente die Auswahl von Beobachtungszielen aus einem breiten Massebereich, die Kontrolle der astrophysikalischen Untergründe, und die Einbeziehung von Daten aus mehreren Wellenlängenbereichen ist. Die durchgeführten Beobachtungen werden vorgestellt und interpretiert. Ein Ergebnis ist, dass die Unsicherheiten in Bezug auf die Verteilung der Dunklen Materie in Halos und deren individuelle Dichtestruktur, sowie in Bezug auf die mögliche Verstärkung des Annihilationssignales durch Substruktur, im Falle der massearmen Halos (wie zum Beispiel bei den Zwerggalaxien) größer ist als bei massereichen Halos, wie denen der Galaxienhaufen. Andererseits weisen die massereichen Halos größere Unsicherheiten in Hinblick auf die zu erwartenden rein astrophysikalischen Untergründe auf. Die Unsicherheiten in Bezug auf die bisher unbekannte Teilchenphysik jenseits des Standardmodells schließlich sind unabhängig von der Masse der beobachteten Halos. Im Zusammenspiel ermöglichen es diese unterschiedlichen Skalierungsverhalten, die globale Unsicherheit durch eine kombinierte Analyse der Beobachtungen von Halos mit verschiedenen Massen, die einen bedeutenden Teil der Masseskala abdecken, nennenswert zu reduzieren. Diese Strategie wurde im Rahmen des wissenschaftlichen Beobachtungsprogrammes des MAGIC Teleskopsystems implementiert. Es wurden Beobachtungen von Zwerggalaxien sowie des Virgo- und des Perseus-Galaxienhaufens durchgeführt. Die resultierenden Grenzen auf Gammastrahlung aus der Annihilation von schwach wechselwirkenden, massereichen Teilchen gehören zum Zeitpunkt dieser Niederschrift zu den stärksten Grenzen aus indirekten Suchen nach der Dunklen Materie. Die so gewonnenen Grenzen auf die Annihilations-Flüsse schränken einige in der Literatur diskutierte und durch aussergewöhnlich große Annihilations-Flüsse gekennzeichnete Szenarien stark ein. N2 - Cold dark matter constitutes a basic tenet of modern cosmology, essential for our understanding of structure formation in the Universe. Since its first discovery by means of spectroscopic observations of the dynamics of the Coma cluster some 80 years ago, mounting evidence of its gravitational pull and its impact on the geometry of space-time has build up across a wide range of scales, from galaxies to the entire Hubble flow. The apparent lack of electromagnetic coupling and independent measurements of the energy density of baryonic matter from the primordial abundances of light elements show the non-baryonic nature of dark matter, and its clustering properties prove that it is cold, i.e. that it has a temperature lower than its mass during the time of radiation-matter equality. A generic particle candidate for cold dark matter are weakly interacting massive particles at the electroweak symmetry-breaking scale, such as the neutralinos in R-parity conserving supersymmetry. Such particles would naturally freeze-out with a cosmologically relevant relic density at early times in the expanding Universe. Subsequent clustering of matter would recover annihilation interactions between the dark matter particles to some extent and thus lead to potentially observable high-energy emission from the decaying unstable secondaries produced in annihilation events. The spectra of the secondaries would permit a determination of the mass and annihilation cross section, which are crucial for the microphysical identification of the dark matter. This the central motivation for indirect dark matter searches. However, presently neither the indirect searches, nor the complementary direct searches based on the detection of elastic scattering events, nor the production of candidate particles in collider experiments, has yet provided unequivocal evidence for dark matter. This does not come as a surprise, since the dark matter particles interact only through weak interactions and therefore the corresponding secondary emission must be extremely faint. It turns out that even for the strongest mass concentrations in the Universe, the dark matter annihilation signal is expected to not exceed the level of competing astrophysical sources. Thus, the discrimination of the putative dark matter annihilation signal from the signals of the astrophysical inventory has become crucial for indirect search strategies. In this thesis, a novel search strategy will be developed and exemplified in which target selection across a wide range of masses, astrophysical background estimation, and multiwavelength signatures play the key role. It turns out that the uncertainties regarding the halo profile and the boost due to surviving substructure are bigger for halos at the lower end of the observed mass scales, i.e. in the regime of dwarf galaxies and below, while astrophysical backgrounds tend to become more severe for massive dark matter halos such as clusters of galaxies. By contrast, the uncertainties due to unknown details of particle physics are invariant under changes of the halo mass. Therefore, the different scaling behaviors can be employed to significantly cut down on the uncertainties in observations of different targets covering a major part of the involved mass scales. This strategical approach was implemented in the scientific program carried out with the MAGIC telescope system. Observations of dwarf galaxies and the Virgo- and Perseus clusters of galaxies have been carried out and, at the time of writing, result in some of the most stringent constraints on weakly interacting massive particles from indirect searches. Here, the low-threshold design of the MAGIC telescope system plays a crucial role, since the bulk of the high-energy photons, produced with a high multiplicity during the fragmentation of unstable dark matter annihilation products, are emitted at energies well below the dark matter mass scale. The upper limits severely constrain less generic, but more prolific scenarios characterized by extraordinarily high annihilation efficiencies. KW - Gammastrahlung KW - MAGIC-Teleskop KW - Dunkle Materie KW - Kosmologie KW - Gamma Rays KW - Cosmology KW - Dark Matter Y1 - 2011 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-69464 ER - TY - THES A1 - Ganse, Urs T1 - Kinetische Simulationen solarer Typ II Radiobursts T1 - Kinetic Simulations of Solar Type II Radio Bursts N2 - Die Emission solarer Typ II Radiobursts ist ein seit Jahrzehnten beobachtetes Phänomen der heliosphärischen Plasmaphysik. Diese Radiobursts, die im Zusammenhang mit der Propagation koronaler Schockfronten auftreten, zeigen ein charakteristisches, zweibandiges Emissionsspektrum. Mit expandierendem Schock driften sie zu niedrigeren Frequenzen. Analytische Theorien dieser Emission sagen nichtlineare Plasmawellenwechselwirkung als Ursache voraus, doch aufgrund des geringen Sonnenabstands der Emissionsregion ist die in-situ Datenlage durch Satellitenmessungen äusserst schlecht, so dass eine endgültige Verifikation der vorhergesagten Vorgänge bisher nicht möglich war. Mit Hilfe eines kinetischen Plasma-Simulationscodes nach dem Particle-in-Cell Prinzip wurde in dieser Dissertation die Plasmaumgebung in der Foreshock-Region einer koronalen Schockfront modelliert. Das Propagations- und Kopplungsverhalten elektrostatischer und elektromagnetischer Wellenmoden wurde untersucht. Die vollständige räumliche Information über die Wellenzusammensetzung in der Simulation erlaubt es, die Kinematik nichtlinearer Wellenkopplungen genauestens zu untersuchen. Es zeigte sich ein mit der analytischen Theorie der Drei-Wellen-Wechselwirkung konsistentes Bild der Erzeugung solarer Radiobursts: durch elektromagnetischen Zerfall elektrostatischer Moden kommt es zur Erzeugung fundamentaler, sowie durch Verschmelzung gegenpropagierender elektrostatischer Moden zur Anregung harmonischer Radioemission. Kopplungsstärken und Winkelabhängigkeit dieser Prozesse wurden untersucht. Mit dem somit zur Verfügung stehenden, numerischen Laborsystem wurde die Parameter-Abhängigkeit der Wellenkopplungen und entstehenden Radioemissionen bezüglich Stärke des Elektronenbeams und des solaren Abstandes untersucht. N2 - The emission of solar type II radiobursts is a phenomenon of heliospheric plasma physics which has been observed for several decades. These radio bursts, which appear in conjunction with propagating coronal shocks, show a characteristic two-banded emission spectrum, drifting towards lower frequencies as the shock expands. Analytic theories predict nonlinear plasma wave interaction as the cause of these emissions. However, due to its low solar distance, in-situ satellite measurements of the emission regions’ properties are extremely scarce. Hence, a conclusive verification of the predicted processes was hitherto not attainable. Using a kinetic plasma simulation code based on the particle-in-cell approach, the plasma environment in a coronal shock’s foreshock region was modelled in this thesis. The propagation and coupling behaviour of electrostatic and electromagnetic wavemodes was investigated. Complete spatial information of the wave composition as obtainable from the simulations allowed to finely analyze the kinematics of nonlinear wave interactions. The results showed excitation of solar radiobursts in agreement with analytics predictions of three wave interaction processes, based on the nonlinear processes: electromagnetic decay of electrostatic modes is responsible for the fundamental and coalcescense of counterpropagating electrostatic waves responsable for the harmonic radio emission. Coupling strengths and angular dependences of these processes were then studied. With the numerical laboratory system obtained through this modelling effort, the parameter dependence of wave copulings and resulting radio emissions were explored, based on variation of electron beam strength and solar distance of the emission region. KW - Heliosphäre KW - Burst KW - Mathematisches Modell KW - Heliosphere KW - Plasma Physics KW - Electromagnetic Waves KW - Electrostatic Waves KW - Nonlinear Interaction KW - Plasma KW - Elektromagnetische Welle KW - Elektrostatische Welle Y1 - 2012 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-73676 ER - TY - THES A1 - Rügamer, Stefan T1 - Multi-Wavelength Observations of the high-peaked BL Lacertae objects 1ES 1011+496 and 1ES 2344+514 T1 - Multiwellenlängenbeobachtungen der hoch-peakenden BL Lacertae Objekte 1ES 1011+496 und 1ES 2344+514 N2 - BL Lacertae objects belong to the most luminous sources in the Universe. They represent a subclass of active galactic nuclei with a spectrum that is dominated by non-thermal emission, extending from radio wavelengths to tera electronvolt (TeV) energies. The emission is strongly variable on time scales of years down to minutes, and arises from relativistic jets pointing at small angles to the line of sight of the observer, which is the reason for naming them “blazars”. Blazars are the dominant extragalactic source class in the radio, microwave and gamma-ray regime, are prime candidates for the origin of the Cosmic Rays and excellent laboratories to study black hole and jet physics as well as relativistic effects. Despite more than 20 years of observational efforts, the physical mechanisms driving their emission are not yet fully understood. So far, studies of their broad-band continuum emission were mostly concentrated on bright, flaring states. However, for a better understanding of the central engine powering the jets, the bias from flux-limited observations of the past must be overcome and their long-term average continuum spectral energy distributions (SEDs) must be determined. This work presents the first simultaneous multi-wavelength campaigns from the radio to the TeV regime of two high-frequency peaked BL Lacertae objects known to emit at TeV energies. The first source, 1ES 1011+496, was observed between February and May 2008, the second one, 1ES 2344+514, between September 2008 and February 2009. The extensive observational campaigns were organised independently from an external trigger for the presence of a flaring state. Since the duty cycle of major flux outbursts is known to be rather low, the campaigns were expected to yield SEDs representative of the long-term average emission. Central for this thesis is the analysis of data obtained with the MAGIC Cherenkov telescope, measuring energy spectra and light curves from ~0.1 to ~10 TeV. For the remaining instruments, observation time was proposed and additional data was organised by collaboration with the instrument teams by the author of this work. Such data was obtained mostly in a fully reduced state. Individual light curves are investigated as well as combined in a search for inter-band correlations. The data of both sources reveal a notable lack of a correlation between the emission at radio and optical wavelengths, indicating that the radio and short-wavelength emission arise in different regions of the jet. Quasi-simultaneous SEDs of two different flux states are observationally determined and described by a one-zone as well as a self-consistent two-zone synchrotron self-Compton model. First approaches to model the SEDs by means of a Chi2 minimisation technique are briefly discussed. The SEDs and the resulting model parameters, characterising the physical conditions in the emission regions, are compared to archival data. Though the models can describe the data well, for 1ES 1011+496 the model parameters indicate that in addition to the synchrotron and inverse-Compton emission of relativistic electrons, emission due to accelerated protons seems to be required. The SEDs of 1ES 2344+514 reveal one of the lowest activity states ever detected from the source. Despite that, the model parameters are not indicative of a distinct quiescent state, which may be caused by the degeneracy of the different parameters in one-zone models. Moreover, indications accumulate that the radiation can not be attributed to a single emission region. The results disfavour some of the current blazar classification schemes and the so-called “blazar sequence”, emphasising the need for a more realistic explanation of the systematics of the blazar SEDs in terms of fundamental parameters. N2 - BL Lacertae-Objekte sind mit die leuchtkräftigsten Quellen im Universum. Sie stellen eine Unterklasse der Galaxien mit aktiven Kernen dar. Ihr Spektrum erstreckt sich von Radio-Wellenlängen bis in den Tera-Elektronvolt (TeV)-Bereich und ist dominiert durch nicht-thermische Strahlung. Ihre Emission is stark variabel, auf Zeitskalen von Jahren bis Minuten, und entsteht in relativistischen Jets, welche mit einem geringen Winkel zur Sichtlinie beobachtet werden. Daher werden diese Objekte “Blazare” genannt. Blazare sind die dominierende extragalaktische Quellpopulation im Radio-, Mikrowellen- und Gamma-Regime, gehören zu den favorisierten Quellen der Kosmischen Strahlung und bieten ausgezeichnete Bedingungen, um die Physik schwarzer Löcher, Jets sowie relativistische Effekte zu untersuchen. Trotz mehr als 20 Jahre andauernder Beobachtungen sind die physikalischen Mechanismen, welche für die Emission verantwortlich sind, noch nicht völlig verstanden. Bisher konzentrierten sich die Untersuchungen der Breitband-Kontinuumsstrahlung der Quellen hauptsächlich auf deren helle Ausbrüche. Um jedoch die zentrale Komponente der Jetenergetik zu verstehen, muss die in der Vergangenheit aufgebaute Tendenz zu flusslimitierten Beobachtungen überwunden werden, und die über lange Zeiträume gemittelten spektralen Energieverteilungen bestimmt werden. Die vorliegende Arbeit präsentiert die ersten simultanen Multiwellenlängenkampagnen vom Radio- bis in den TeV-Bereich für zwei BL Lacertaue Objekte, welche als TeV-Emitter bekannt sind. Die erste der beiden Quellen, 1ES 1011+496, wurde zwischen Februar und Mai 2008 beobachtet, 1ES 2344+514, die zweite Quelle, von September 2008 bis Februar 2009. Die umfangreichen Beobachtungskampagnen wurden unabhängig von externen Benachrichtigungen über hohe Flusszustände organisiert. Da starke Ausbrüche der Quellen relativ selten sind, wurde von den Kampagnen erwartet, dass eine spektrale Energieverteilung erbringen würden, welche repräsentativ für ein Langzeitmittel der Emission wäre. Die Analyse der Daten des MAGIC-Cherenkov-Teleskops, welches im Bereich von ~0.1 – 10 TeV beobachtet, nahm in dieser Arbeit ein zentrale Rolle ein. Daten der übrigen Instrumente wurde entweder über Anträge auf Beobachtungszeit oder Kooperationen mit den Instrumententeams vom Autor dieser Arbeit eingeworben. Entsprechende Daten wurden hauptsächlich in einer finalen Form übermittelt. In dieser Arbeit werden die individuellen Lichtkurven untersucht sowie für die Suche nach Korrelationen zwischen den verschiedenen Bändern verwendet. Für beide Quellen konnte keine Korrelation zwischen dem Radio- und optischen Bereich gefunden werden, was darauf hindeutet, dass deren Strahlung in unterschiedlichen Regionen des Jets produziert wird. Mit Hilfe der gewonnenen Daten wurden quasi-simultane spektrale Energieverteilungen in je zwei unterschiedlichen Flusszuständen ermittelt und mit Hilfe eines Ein-Zonen sowie eines selbst-konsistenten Zwei-Zonen-Synchrotron-Selbst-Compton-Modells beschrieben. Erste Versuche, die Energieverteilungen mit Hilfe einer Chi2-Minimisierungsstrategie zu untersuchen werden kurz erläutert. Die gewonnen Modellparameter, welche die physikalischen Eigenschaften der Emissionsregionen charakterisieren, werden mit Archivdaten verglichen. Obwohl die Modelle die spektralen Energieverteilungen gut beschreiben können, deuten die Modellparameter darauf hin, dass neben der Synchrotron- und invers-Compton-Strahlung relativistischer Elektronen auch Protonen zur Emission beitragen. Im Fall von 1ES 2344+514 konnte einer der niedrigsten jemals gemessenen Flusszustände beobachtet werden, welcher jedoch nicht durch Modellparameter gegeben ist, die auf einen Grundzustand der Quelle hindeuten würden. Eine Ursache hierfür könnte in der Entartung der Modellparameter der ein-Zonen-Modelle liegen. Zusätzlich zeichnet sich ab, dass mehrere Regionen für die beobachtete Emission verantwortlich sind. Die gewonnenen Ergebnisse sind schwer mit aktuellen Szenarien der Klassifikation der Blazare sowie der sogenannten “Blazar-Sequenz” vereinbar. Diese Erkenntnisse verdeutlichen, dass eine realistischere, auf grundlegenden Parametern basierende Interpretation der Systematiken der spektralen Energieverteilungen von Nöten ist. KW - Blazar KW - Gammaastronomie KW - BL-Lacertae-Objekt KW - MAGIC-Teleskop KW - 1ES 1011+496 KW - 1ES 2344+514 KW - Multiwellenlängen KW - BL Lacertae KW - HBL KW - 1ES 1011+496 KW - 1ES 2344+514 KW - multi-wavelength KW - BL Lacertae KW - HBL KW - Radioastronomie KW - Röntgenastronomie Y1 - 2012 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-77846 ER - TY - THES A1 - Meyer, Markus T1 - Observations of a systematically selected sample of high frequency peaked BL Lac objects with the MAGIC telescope T1 - Beobachtungen eines systematisch ausgewählten Samples von "high frequency peaked" BL Lac Objekten mit dem MAGIC Teleskop N2 - At the beginning of regular observations with the MAGIC telescope in December 2004, all but one extragalactic sources detected at very high energy (VHE) gamma-rays belonged to the class of high frequency peaked BL Lac (HBL) objects. This motivated a systematic scan of candidate sources to increase the number of known sources and to study systematically their spectral properties. As candidate sources for VHE emission, X-ray bright HBLs were selected from a compilation of active galactic nuclei. The MAGIC observations took place from December 2004 to March 2006. The declination of the objects was restricted to values between -1.2° and +58.8° corresponding to a maximum zenith distance lower than 30° at culmination. Since gamma-rays are absorbed by photo-pair production in low energy background radiation fields, the redshift of the investigated objects was limitetd to z < 0.3. Under the assumption that HBLs generally emit the same energy flux at 1keV as at 200GeV, only the brightest X-ray sources were observed, leading to a cut in the X-ray flux of F(1keV) > 2µJy}. Of the fourteen sources observed, four have been detected: 1ES 1218+304 (for the first time at very high energies), 1ES 2344+514 (strong detection in a state of low activity), Mrk 421 and Mrk 501. A hint of a signal on a 3-sigma-level from the direction of 1ES 1011+496 has been observed. In the meantime the object has been confirmed as a source of VHE gamma-rays by a second MAGIC observation campaign triggered by an optical outburst. For ten sources, upper limits on their integral fluxes above 200GeV have been calculated on a 99% confidence level. To cross calibrate the different data samples, collected during 14 months, bright muon ring images have been used, recorded as background events by the MAGIC telescope. Based on the development by Meyer (2003), the method has been improved and implemented into the automatic data analysis as a continuous monitor of the calibration and the point spread function of the optical system. While the ring images are generated by muons with small impact parameters, it could be shown that the image parameter distributions for muons with large impact parameters and gamma showers completely overlap, revealing these muons as the dominant background for gamma-ray observations below energies of 150GeV. The sample of HBLs (including all HBLs detected at VHE so far) has been investigated for correlations between broad-band spectral indices as determined from simultaneous optical, archival X-ray and radio luminosities, finding that the VHE emitting HBLs do not differ from the non-detected ones. In general the absorption corrected HBL gamma-ray luminosities at 200GeV are not higher than their X-ray luminosities at 1keV. Based on a complete X-ray BL Lac sample, the Hamburg/ROSAT X-ray BL Lac sample, the number of expected VHE sources has been estimated for the performed scan, finding a consistent number under the assumption of a 37% completeness of the investigated sample and a 1keV-to-200GeV luminosity ratio of 1.4. An upper limit on the omnidirectional flux at 200GeV has been calculated by interpolating the sum over the observed fluxes and upper limits. Within the uncertainties, the result is in agreement with the expectations derived from the X-ray luminosity function of BL Lacs. For 1ES 1218+304 and 1ES 2344+514 the lightcurves have been derived, showing evidence for flux variability on a time scale of 17 days and 24h, respectively. In the case of 1ES 1218+304 variability has been reported for the first time at VHEs. For both sources the energy spectra have been reconstructed and discussed in the context of their broad band spectral energy distribution (SED), using a single zone synchrotron self Compton model. The SEDs are well fitted by the simulation even though the very high peak frequencies at gamma-rays push the model to its limits. The parameters derived from the simulation are in good agreement with the parameters found for similar HBLs. N2 - Zu Beginn der regulären Beobachtungen des MAGIC-Teleskops im Dezember 2004 gehörten alle extragalaktischen Quellen, bis auf eine, von denen sehr hochenergetische (VHE von engl. very high energy) Gammastrahlung detektiert wurde, zur Klasse der sogenannten "high frequency peaked BL Lac"-Objekte (HBL). Dies motivierte eine systematische Durchmusterung von Quellkandidaten mit dem Ziel die Anzahl der bekannten Quellen zu erhöhen und ihre spektralen Eigenschaften systematisch zu untersuchen. Als Quellkandidaten für VHE-Emission wurden röntgen-helle HBLs aus einer Kompilation von aktiven galaktischen Kernen ausgewählt. Die MAGIC-Beobachtungen fanden von Dezember 2004 bis März 2006 statt. Die Deklination der Objekte war begrenzt auf Werte zwischen -1.2° und +58.8°, entsprechend einer Zenitdistanz von weniger als 30° an der Kulmination. Da Gammastrahlung durch Photo-Paar-Produktion in niederenergetischen Hintergrundstrahlungsfeldern absorbiert wird, wurde die Rotverschiebung der untersuchten Objekte auf z < 0.3 begrenzt. Unter der Annahme, dass HBLs generell den selben Energieflu{ss} bei 1keV wie bei 200GeV emittieren, wurden nur die hellsten Röntgenquellen beobachtet, was zu einem Schnitt im Röntgenfluß von F(1keV) > 2µJy führte. Von den vierzehn beobachteten Objekten konnten vier detektiert werden: 1ES 1218+304 (zum ersten Mal im VHE-Bereich), 1ES 2344+514 (klare Detektion in einem Zustand niedriger Aktivität), Mrk 421 und Mrk 501. Ein Hinweis auf ein Signal auf einem 3-sigma-Level wurde aus der Richtung von 1ES 1011+496 beobachtet. Inzwischen ist das Objekt als eine Quelle hochenergetischer Gammastrahlung in einer zweiten MAGIC-Beobachtungskampagne, die durch einen hohen optischen Flusszustand ausgelöst wurde, bestätigt worden. Für die übrigen zehn Quellen wurden Obergrenzen an den integralen Fluss oberhalb von 200GeV mit einer statistischen Sicherheit von 99% berechnet. Um eine Kreuzkalibrierung verschiedener Datensätze, genommen innerhalb von 14 Monaten, durchzuführen, wurden helle Bilder von Myonenringen verwendet, die als Hintergrundereignisse vom MAGIC Teleskop aufgenommen werden. Basierend auf der Entwicklung von Meyer (2003) wurde die Methode verbessert und als ein kontinuierlicher Monitor der Kalibrierung sowie der Punktbildfunktion des optischen Systems in die automatische Datenanalyse implementiert. Während die Ringbilder von Myonen mit kleinen Stoßparametern erzeugt werden, konnte gezeigt werden, dass die Verteilungen der Bildparameter von Myonen mit großen Stoßparametern und der von Gammaschauern sich vollständig überlappen, was diese Myonen zum dominierenden Hintergrund für die Beobachtung von Gammastrahlung unterhalb einer Enegie von 150GeV macht. Das HBL-Sample (inklusive aller HBLs, die bisher bei sehr hohen Energien detektiert wurden) wurde nach Korrelationen zwischen den Breitband-Spektralindices untersucht, die durch simultane optische sowie durch Röntgen- und Radio-Leuchtkräfte aus früheren Beobachtungen bestimmt wurden, mit dem Ergebnis, dass die VHE-emittierenden HBLs sich nicht von den nicht-detektierten unterscheiden. Generell sind die absorptionskorrigierten Gammaleuchtkräfte der HBLs bei 200GeV nicht höher als ihre Röntgenleuchtkräfte bei 1keV. Basierend auf einem vollständigen Röntgen-BL Lac-Sample, dem Hamburg-ROSAT-Röntgen-BL Lac-Sample, wurde die Anzahl der zu erwartenden VHE-Quellen für die durchgeführte Durchmusterung abgeschätzt, wobei eine konsistente Anzahl erreicht wird, unter der Annahme einer Vollständigkeit des untersuchten Samples von 37% sowie ein 1keV-zu-200GeV Leuchtkraftverhältnis von 1,4. Eine Obergrenze an den gesammten Fluss pro Raumwinkel bei 200GeV wurde durch eine Interpolation der Summe der beobachteten Flüsse und Fluss-Obergrenzen berechnet. Innerhalb der Ungenauigkeiten ist das Ergebnis in Übereinstimmung mit den Erwartungen die aus der Röntgen-Leuchtkraftfunktion der BL Lacs abgeleitet wurde. Für 1ES 1218+304 und 1ES 2344+514 wurden die Lichtkurven bestimmt, welche Anzeichen von Flussvariabilität auf einer Zeitskala von 17 Tagen beziehungsweise 24 Stunden aufweisen. Im Falle von 1ES 1218+304 wurde zum ersten Mal zeitliche Variabilität bei sehr hohen Energien gesehen. Für beide Quellen wurden die Energiespektren rekonstruiert und im Kontext ihrer spektralen Energieverteilung (SED) diskutiert, wobei ein ein-Zonen-Synchrotron-selbst-Compton-Modell verwendet wurde. Die SEDs wurden von der Simulation gut beschrieben, auch wenn die sehr hohen Energien der Maxima im Gammabereich das Modell an seine Grenzen bringen. Die von der Simulation abgeleiteten Parameter stimmen gut mit den Parametern, die für ähnliche HBLs gefunden wurden überein. KW - Aktiver galaktischer Kern KW - Gammastrahlung KW - active galactic nuclei KW - gamma radiation KW - cherenkov telescope Y1 - 2008 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-28115 ER - TY - THES A1 - Dorner, Daniela T1 - Observations of PG 1553+113 with the MAGIC telescope T1 - Beobachtungen von PG 1553+113 mit dem MAGIC Teleskop N2 - Blazars are among the most luminous sources in the universe. Their extreme short-time variability indicates emission processes powered by a supermassive black hole. With the current generation of Imaging Air Cherenkov Telescopes, these sources are explored at very high energies. Lowering the threshold below 100 GeV and improving the sensitivity of the telescopes, more and more blazars are discovered in this energy regime. For the MAGIC telescope, a low energy analysis has been developed allowing to reach energies of 50 GeV for the first time. The method is presented in this thesis at the example of PG 1553+113 measuring a spectrum between 50 GeV and 900 GeV. In the energy regime observed by MAGIC, strong attenuation of the gamma-rays is expected from pair production due to interactions of gamma-rays with low-energy photons from the extragalactic background light. For PG 1553+113, this provides the possibility to constrain the redshift of the source, which is still unknown. Well studied from radio to x-ray energies, PG 1553+113 was discovered in 2005 in the very high energy regime. In total, it was observed with the MAGIC telescope for 80~hours between April 2005 and April 2007. From more than three years of data taking, the MAGIC telescope provides huge amounts of data and a large number of files from various sources. To handle this data volume and to provide monitoring of the data quality, an automatic procedure is essential. Therefore, a concept for automatic data processing and management has been developed. Thanks to its flexibility, the concept is easily applicable to future projects. The implementation of an automatic analysis is running stable since three years in the data center in Würzburg and provides consistent results of all MAGIC data, i.e. equal processing ensures comparability. In addition, this database controlled system allows for easy tests of new analysis methods and re-processing of all data with a new software version at the push of a button. At any stage, not only the availability of the data and its processing status is known, but also a large set of quality parameters and results can be queried from the database, facilitating quality checks, data selection and continuous monitoring of the telescope performance. By using the automatic analysis, the whole data sample can be analyzed in a reasonable amount of time, and the analyzers can concentrate on interpreting the results instead. For PG 1553+113, the tools and results of the automatic analysis were used. Compared to the previously published results, the software includes improvements as absolute pointing correction, absolute light calibration and improved quality and background-suppression cuts. In addition, newly developed analysis methods taking into account timing information were used. Based on the automatically produced results, the presented analysis was enhanced using a special low energy analysis. Part of the data were affected by absorption due to the Saharan Air Layer, i.e. sanddust in the atmosphere. Therefore, a new method has been developed, correcting for the effect of this meteorological phenomenon. Applying the method, the affected data could be corrected for apparent flux variations and effects of absorption on the spectrum, allowing to use the result for further studies. This is especially interesting, as these data were taken during a multi-wavelength campaign. For the whole data sample of 54 hours after quality checks, a signal from the position of PG 1553+113 was found with a significance of 15 standard deviations. Fitting a power law to the combined spectrum between 75 GeV and 900 GeV, yields a spectral slope of 4.1 +/- 0.2. Due to the low energy analysis, the spectrum could be extended to below 50 GeV. Fitting down to 48 GeV, the flux remains the same, but the slope changes to 3.7 +/- 0.1. The determined daily light curve shows that the integral flux above 150 GeV is consistent with a constant flux. Also for the spectral shape no significant variability was found in three years of observations. In July 2006, a multi-wavelength campaign was performed. Simultaneous data from the x-ray satellite Suzaku, the optical telescope KVA and the two Cherenkov experiments MAGIC and H.E.S.S. are available. Suzaku measured for the first time a spectrum up to 30 keV. The source was found to be at an intermediate flux level compared to previous x-ray measurements, and no short time variability was found in the continuous data sample of 41.1 ksec. Also in the gamma regime, no variability was found during the campaign. Assuming a maximum slope of 1.5 for the intrinsic spectrum, an upper limit of z < 0.74 was determined by deabsorbing the measured spectrum for the attenuation of photons by the extragalactic background light. For further studies, a redshift of z = 0.3 was assumed. Collecting various data from radio, infrared, optical, ultraviolet, x-ray and gama-ray energies, a spectral energy distribution was determined, including the simultaneous data of the multi-wavelength campaign. Fitting the simultaneous data with different synchrotron-self-compton models shows that the observed spectral shape can be explained with synchrotron-self-compton processes. The best result was obtained with a model assuming a log-parabolic electron distribution. N2 - Blazare gehören zu den leuchtstärksten Quellen im Universum. Ihre extreme Kurzzeitvariabilität deutet auf Strahlungsprozesse hin, die von einem supermassereichem schwarzen Loch mit Energie versorgt werden. Mit der aktuellen Generation von abbildenden Luft-Cherenkov Teleskopen werden diese Quellen bei sehr hohen Energien erforscht. Durch das Absenken der Schwellenenergie auf unter 100 GeV und aufgrund verbesserter Sensitivitäten werden immer mehr Blazare in diesem Energiebereich entdeckt. Für das MAGIC Teleskop wurde eine Analysemethode entwickelt, die es erlaubt zum ersten mal zu niedrigen Energien im Bereich von 50 GeV vorzudringen. Mit dieser Methode wurde am Beispiel von PG 1553+113 ein Spektrum zwischen 50 GeV und 900 GeV bestimmt. Im dem von MAGIC beobachteten Energiebereich wird eine starke Abschwächung des Gammalichts aufgrund von Paarproduktion in Wechselwirkungen mit niederenergetischen Photonen des extragalaktischen Hintergrundlichts erwartet. Für PG 1553+113 ergibt sich daraus eine Möglichkeit um die noch unbekannte Entfernung der Quelle einzuschränken. Während die Quelle PG 1553+113 im Radio- bis Röntgenbereich gut untersucht ist, wurde sie im Hochenergiebereich erst 2005 entdeckt. Zwischen April 2005 und April 2007 wurde sie mit dem MAGIC Teleskop insgesamt 80 Stunden lang beobachtet. Aus mehr als drei Jahren Datennahme liefert das MAGIC Telekop riesige Mengen an Daten und eine große Anzahl von Dateien. Um dieses Datenvolumen zu bewältigen und für die Überwachung der Datenqualität ist eine automatische Verarbeitung unverzichtbar. Darum wurde ein Konzept zur automatischen Datenverwaltung und -verarbeitung entwickelt. Aufgrund seiner Flexibilität kann dieses Konzept auch leicht auf zukünftige Projekte übertragen werden. Die Umsetzung für MAGIC läuft seit drei Jahren stabil im Datenzentrum in Würzburg und liefert konsistente Ergebnisse von allen Daten, d.h. die identische Verarbeitung sorgt für Vergleichbarkeit. Ausserdem ermöglicht das datenbankbasierte Konzept einfache Tests neuer Analysemethoden und die Neuanalyse aller Daten mit einer neuen Software auf Knopfdruck. Man kann nicht nur jederzeit die Verfügbarkeit und den Verarbeitungsstatus aller Daten aus der Datenbank abfragen, sondern auch Qualitätsparameter und Ergebnisse, was die Qualitätskontrolle und Auswahl von Daten sowie die Überwachung des Teleskopstatus erleichtert. Durch die Verwendung der automatischen Analyse kann die riesige Menge an Daten in einem vernünftigen Zeitrahmen analysiert werden und man kann sich stattdessen auf die Interpretation der Ergebnisse konzentrieren. Für PG 1553+113 wurden die Werkzeuge und Resultate der automatischen Analyse verwendet. Verglichen mit den zuvor veröffentlichten Ergebnissen wurde eine Software Version verwendet, die verschiedene Verbesserungen enthält, wie zum Beispiel eine absolute Pointing-Korrektur, eine absolute Lichtkalibration und verbesserte Schnitte zur Qualitätssicherung und Untergrundunterdrückung. Ausserdem wurde eine neu entwickelte Analysemethode, welche die Zeitinformation mit einzbezieht, benutzt. Basierend auf den Ergebnissen der automatischen Analyse wurde das Ergebnis mit einer speziell für niedrige Energien optimierten Analyse verbessert. Ein Teil der Daten wurde beinträchtigt durch Absorption aufgrund Sandstaub in der Atmosphäre, der sogenannten Calima. Eine neue Methode wurde entwickelt, um den Effekt dieses meteorologischen Phänomens zu korrigieren. Auf diese Weise konnten scheinbare Flussänderungen und Einflüsse auf das Spetrum ausgeglichen werden, wodurch die Daten für weiterführende Studien verwendet werden können. Dies ist hier von besonderer Bedeutung, da die betroffenen Daten simultan mit Daten aus anderen Wellenlängenbereichen genommen wurden. Für den kompletten Datensatz wurde ein Signal aus der Richtung von PG 1553+113 mit einer Signifikanz von 15 Standardabweichungen gemessen. Fittet man ein Potenzgesetz an das kombinierte Spektrum, so erhält man einen Spektralindex von 4.1 +/- 0.2. Mit Hilfe der Niederenergieanalyse konnte das Spektrum bis unter 50 GeV erweitert werden. Fittet man es bis 48 GeV, so bleibt die Flussnormierung gleich, aber der Index ändert sich auf 3.7 +/- 0.1. Die berechnete Lichtkurve auf Tagesbasis zeigt, dass der integrale Fluss oberhalb von 150 GeV mit konstanten Fluss konsistent ist. Auch für die Form des Spektrums wurde in den drei Jahren, in denen beobachtet wurde, keine Variabilität gefunden. Im Juli 2006 wurden simultane Beobachtungen des Röntgensatelliten Suzaku, des optischen Teleskops KVA und der Cherenkovexperimente MAGIC und H.E.S.S. koordiniert. Mit Suzaku wurde zum ersten Mal ein Röngtenspektrum bis 30 keV vermessen. Die Quelle befand sich, verglichen mit früheren Röngtenmessungen, in einem mittleren Flusszustand, und während der kontinuierlichen Datennahme von 41.1 ksec wurde keine Variabilität gemessen. Auch im Gammabereich wurden keinen Veränderungen während der Beobachtungen festgestellt. Nimmt man für das intrinsische Spektrum der Quelle einen maximalen Index von 1.5 an, so lässt sich für die Rotverschiebung eine obere Grenze von z < 0.74 bestimmen, indem man das gemessene Spektrum mit verschiedenen angenommenen Rotverschiebungen auf die Abschwächung durch das extragalaktische Hintergrundlicht korrigiert. Für weitere Studien wird eine Rotverschiebung von z = 0.3 angenommen. Aus einer Sammlung von Daten aus dem Radio-, Infrarot-, optischen, Ultraviolett-, Röntgen- und Gammabereich wurde eine spektrale Energieverteilung bestimmt, die auch die simultanen Daten aus der Multiwellenlängenkampagne enthält. Fittet man die simultanen Daten mit einem Synchrotron-Selbst-Compton Modell, so sieht man, dass die spektrale Form mit Synchrotron-Selbst-Compton Prozessen erklärt werden kann. Das beste Ergebnis konnte mit einem Modell erzielt werden, das eine Elektronenverteilung annimmt, die in doppelt logarithmischer Darstellung eine Parabelform hat. KW - Aktiver galaktischer Kern KW - MAGIC-Teleskop KW - Gammastrahlung KW - Blazar KW - BL-Lacertae-Objekt KW - PG 1553+113 KW - Gamma-Astronomie KW - PG 1553+113 KW - gamma astronomy KW - active galactic nucleus Y1 - 2008 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-28196 ER - TY - THES A1 - Zenk, Markus T1 - On Numerical Methods for Astrophysical Applications T1 - Über numerische Methoden für astrophysikalische Anwendungen N2 - Diese Arbeit befasst sich mit der Approximation der Lösungen von Modellen zur Beschreibung des Strömungsverhaltens in Atmosphären. Im Speziellen umfassen die hier behandelten Modelle die kompressiblen Euler Gleichungen der Gasdynamik mit einem Quellterm bezüglich der Gravitation und die Flachwassergleichungen mit einem nicht konstanten Bodenprofil. Verschiedene Methoden wurden bereits entwickelt um die Lösungen dieser Gleichungen zu approximieren. Im Speziellen geht diese Arbeit auf die Approximation von Lösungen nahe des Gleichgewichts und, im Falle der Euler Gleichungen, bei kleinen Mach Zahlen ein. Die meisten numerischen Methoden haben die Eigenschaft, dass die Qualität der Approximation sich mit der Anzahl der Freiheitsgrade verbessert. In der Praxis werden deswegen diese numerischen Methoden auf großen Computern implementiert um eine möglichst hohe Approximationsgüte zu erreichen. Jedoch sind auch manchmal diese großen Maschinen nicht ausreichend, um die gewünschte Qualität zu erreichen. Das Hauptaugenmerk dieser Arbeit ist darauf gerichtet, die Qualität der Approximation bei gleicher Anzahl von Freiheitsgrade zu verbessern. Diese Arbeit ist im Zusammenhang einer Kollaboration zwischen Prof. Klingenberg des Mathemaitschen Instituts in Würzburg und Prof. Röpke des Astrophysikalischen Instituts in Würzburg entstanden. Das Ziel dieser Kollaboration ist es, Methoden zur Berechnung von stellarer Atmosphären zu entwickeln. In dieser Arbeit werden vor allem zwei Problemstellungen behandelt. Die erste Problemstellung bezieht sich auf die akkurate Approximation des Quellterms, was zu den so genannten well-balanced Schemata führt. Diese erlauben genaue Approximationen von Lösungen nahe des Gleichgewichts. Die zweite Problemstellung bezieht sich auf die Approximation von Strömungen bei kleinen Mach Zahlen. Es ist bekannt, dass Lösungen der kompressiblen Euler Gleichungen zu Lösungen der inkompressiblen Euler Gleichungen konvergieren, wenn die Mach Zahl gegen null geht. Klassische numerische Schemata zeigen ein stark diffusives Verhalten bei kleinen Mach Zahlen. Das hier entwickelte Schema fällt in die Kategorie der asymptotic preserving Schematas, d.h. das numerische Schema ist auf einem diskrete Level kompatibel mit dem auf dem Kontinuum gezeigten verhalten. Zusätzlich wird gezeigt, dass die Diffusion des hier entwickelten Schemas unabhängig von der Mach Zahl ist. In Kapitel 3 wird ein HLL approximativer Riemann Löser für die Approximation der Lösungen der Flachwassergleichungen mit einem nicht konstanten Bodenprofil angewendet und ein well-balanced Schema entwickelt. Die meisten well-balanced Schemata für die Flachwassergleichungen behandeln nur den Fall eines Fluids im Ruhezustand, die so genannten Lake at Rest Lösungen. Hier wird ein Schema entwickelt, welches sich mit allen Gleichgewichten befasst. Zudem wird eine zweiter Ordnung Methode entwickelt, welche im Gegensatz zu anderen in der Literatur nicht auf einem iterativen Verfahren basiert. Numerische Experimente werden durchgeführt um die Vorteile des neuen Verfahrens zu zeigen. In Kapitel 4 wird ein Suliciu Relaxations Löser angepasst um die hydrostatischen Gleichgewichte der Euler Gleichungen mit einem Gravitationspotential aufzulösen. Die Gleichungen der hydrostatischen Gleichgewichte sind unterbestimmt und lassen deshalb keine Eindeutigen Lösungen zu. Es wird jedoch gezeigt, dass das neue Schema für eine große Klasse dieser Lösungen die well-balanced Eigenschaft besitzt. Für bestimmte Klassen werden Quadraturformeln zur Approximation des Quellterms entwickelt. Es wird auch gezeigt, dass das Schema robust, d.h. es erhält die Positivität der Masse und Energie, und stabil bezüglich der Entropieungleichung ist. Die numerischen Experimente konzentrieren sich vor allem auf den Einfluss der Quadraturformeln auf die well-balanced Eigenschaften. In Kapitel 5 wird ein Suliciu Relaxations Schema angepasst für Simulationen im Bereich kleiner Mach Zahlen. Es wird gezeigt, dass das neue Schema asymptotic preserving und die Diffusion kontrolliert ist. Zudem wird gezeigt, dass das Schema für bestimmte Parameter robust ist. Eine Stabilität wird aus einer Chapman-Enskog Analyse abgeleitet. Resultate numerische Experimente werden gezeigt um die Vorteile des neuen Verfahrens zu zeigen. In Kapitel 6 werden die Schemata aus den Kapiteln 4 und 5 kombiniert um das Verhalten des numerischen Schemas bei Flüssen mit kleiner Mach Zahl in durch die Gravitation geschichteten Atmosphären zu untersuchen. Es wird gezeigt, dass das Schema well-balanced ist. Die Robustheit und die Stabilität werden analog zu Kapitel 5 behandelt. Auch hier werden numerische Tests durchgeführt. Es zeigt sich, dass das neu entwickelte Schema in der Lage ist, die Dynamiken besser Aufzulösen als vor der Anpassung. Das Kapitel 7 beschäftigt sich mit der Entwicklung eines multidimensionalen Schemas basierend auf der Suliciu Relaxation. Jedoch ist die Arbeit an diesem Ansatz noch nicht beendet und numerische Resultate können nicht präsentiert werden. Es wird aufgezeigt, wo sich die Schwächen dieses Ansatzes befinden und weiterer Entwicklungsbedarf besteht. N2 - This work is concerned with the numerical approximation of solutions to models that are used to describe atmospheric or oceanographic flows. In particular, this work concen- trates on the approximation of the Shallow Water equations with bottom topography and the compressible Euler equations with a gravitational potential. Numerous methods have been developed to approximate solutions of these models. Of specific interest here are the approximations of near equilibrium solutions and, in the case of the Euler equations, the low Mach number flow regime. It is inherent in most of the numerical methods that the quality of the approximation increases with the number of degrees of freedom that are used. Therefore, these schemes are often run in parallel on big computers to achieve the best pos- sible approximation. However, even on those big machines, the desired accuracy can not be achieved by the given maximal number of degrees of freedom that these machines allow. The main focus in this work therefore lies in the development of numerical schemes that give better resolution of the resulting dynamics on the same number of degrees of freedom, compared to classical schemes. This work is the result of a cooperation of Prof. Klingenberg of the Institute of Mathe- matics in Wu¨rzburg and Prof. R¨opke of the Astrophysical Institute in Wu¨rzburg. The aim of this collaboration is the development of methods to compute stellar atmospheres. Two main challenges are tackled in this work. First, the accurate treatment of source terms in the numerical scheme. This leads to the so called well-balanced schemes. They allow for an accurate approximation of near equilibrium dynamics. The second challenge is the approx- imation of flows in the low Mach number regime. It is known that the compressible Euler equations tend towards the incompressible Euler equations when the Mach number tends to zero. Classical schemes often show excessive diffusion in that flow regime. The here devel- oped scheme falls into the category of an asymptotic preserving scheme, i.e. the numerical scheme reflects the behavior that is computed on the continuous equations. Moreover, it is shown that the diffusion of the numerical scheme is independent of the Mach number. In chapter 3, an HLL-type approximate Riemann solver is adapted for simulations of the Shallow Water equations with bottom topography to develop a well-balanced scheme. In the literature, most schemes only tackle the equilibria when the fluid is at rest, the so called Lake at rest solutions. Here a scheme is developed to accurately capture all the equilibria of the Shallow Water equations. Moreover, in contrast to other works, a second order extension is proposed, that does not rely on an iterative scheme inside the reconstruction procedure, leading to a more efficient scheme. In chapter 4, a Suliciu relaxation scheme is adapted for the resolution of hydrostatic equilibria of the Euler equations with a gravitational potential. The hydrostatic relations are underdetermined and therefore the solutions to that equations are not unique. However, the scheme is shown to be well-balanced for a wide class of hydrostatic equilibria. For specific classes, some quadrature rules are computed to ensure the exact well-balanced property. Moreover, the scheme is shown to be robust, i.e. it preserves the positivity of mass and energy, and stable with respect to the entropy. Numerical results are presented in order to investigate the impact of the different quadrature rules on the well-balanced property. In chapter 5, a Suliciu relaxation scheme is adapted for the simulations of low Mach number flows. The scheme is shown to be asymptotic preserving and not suffering from excessive diffusion in the low Mach number regime. Moreover, it is shown to be robust under certain parameter combinations and to be stable from an Chapman-Enskog analysis. Numerical results are presented in order to show the advantages of the new approach. In chapter 6, the schemes developed in the chapters 4 and 5 are combined in order to investigate the performance of the numerical scheme in the low Mach number regime in a gravitational stratified atmosphere. The scheme is shown the be well-balanced, robust and stable with respect to a Chapman-Enskog analysis. Numerical tests are presented to show the advantage of the newly proposed method over the classical scheme. In chapter 7, some remarks on an alternative way to tackle multidimensional simulations are presented. However no numerical simulations are performed and it is shown why further research on the suggested approach is necessary. KW - Strömung KW - Numerical Methods KW - Hyperbolic Partial Differential Equations KW - Well-Balanced KW - Asymptotic Preserving KW - Atmosphäre KW - Mathematisches Modell KW - PDE Y1 - 2018 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-162669 ER - TY - THES A1 - Hupp, Markus T1 - Simulating Star Formation and Turbulence in Models of Isolated Disk Galaxies T1 - Simulation von Sternentstehung und Turbulenz in Modellen von isolierten Scheibengalaxien N2 - We model Milky Way like isolated disk galaxies in high resolution three-dimensional hydrodynamical simulations with the adaptive mesh refinement code Enzo. The model galaxies include a dark matter halo and a disk of gas and stars. We use a simple implementation of sink particles to measure and follow collapsing gas, and simulate star formation as well as stellar feedback in some cases. We investigate two largely different realizations of star formation. Firstly, we follow the classical approach to transform cold, dense gas into stars with an fixed efficiency. These kind of simulations are known to suffer from an overestimation of star formation and we observe this behavior as well. Secondly, we use our newly developed FEARLESS approach to combine hydrodynamical simulations with a semi-analytic modeling of unresolved turbulence and use this technique to dynamically determine the star formation rate. The subgrid-scale turbulence regulated star formation simulations point towards largely smaller star formation efficiencies and henceforth more realistic overall star formation rates. More work is necessary to extend this method to account for the observed highly supersonic turbulence in molecular clouds and ultimately use the turbulence regulated algorithm to simulate observed star formation relations. N2 - In dieser Arbeit beschäftigen wir uns mit der Modellierung und Durchführung von hoch aufgelösten dreidimensionalen Simulationen von isolierten Scheibengalaxien, vergleichbar unserer Milchstraße. Wir verwenden dazu den Simulations-Code Enzo, der die Methode der adaptiven Gitterverfeinerung benutzt um die örtliche und zeitliche Auflösung der Simulationen anzupassen. Unsere Galaxienmodelle beinhalten einen Dunkle Materie Halo sowie eine galaktische Scheibe aus Gas und Sternen. Regionen besonders hoher Gasdichte werden durch Teilchen ersetzt, die fortan die Eigenschaften des Gases beziehungsweise der darin entstehenden Sterne beschreiben. Wir untersuchen zwei grundlegend verschiedene Darstellungen von Sternentstehung. Die erste Methode beschreibt die Umwandlung dichten Gases einer Molekülwolke in Sterne mit konstanter Effektivität und führt wie in früheren Simulationen zu einer Überschätzung der Sternentstehungsrate. Die zweite Methode nutzt das von unserer Gruppe neu entwickelte FEARLESS Konzept, um hydrodynamische Simulationen mit analytischen-empirischen Modellen zu verbinden und bessere Aussagen über die in einer Simulation nicht explizit aufgelösten Bereiche treffen zu können. Besonderes Augenmerk gilt in dieser Arbeit dabei der in Molekülwolken beobachteten Turbulenz. Durch die Einbeziehung dieser nicht aufgelösten Effekte sind wir in der Lage eine realistischere Aussage über die Sternentstehungsrate zu treffen. Eine zukünftige Weiterentwicklung dieser von uns entwickelten und umgesetzten Technik kann in Zukunft dafür verwendet werden, die Qualität des durch Turbulenz regulierten Sternentstehungsmodells noch weiter zu steigern. KW - Astrophysik KW - Hydrodynamik KW - Turbulenz KW - Sternentstehung KW - Computersimulation KW - Interstellare Materie KW - Subgrid-Skalen Modell KW - Galaxienentstehung KW - Galaxienentwicklung KW - astrophysics KW - hydrodynamics KW - turbulence KW - star formation KW - subgrid-scale model Y1 - 2008 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-34510 ER - TY - THES A1 - Wendel, Christoph T1 - Spectral Imprints from Electromagnetic Cascades in Blazar Jets T1 - Spektrale Merkmale elektromagnetischer Kaskaden in Jets von Blazaren N2 - The extragalactic gamma-ray sky is dominated by blazars, active galactic nuclei (AGN) with a relativistic jet that is closely aligned with the line of sight. Galaxies develop an active nucleus if the central supermassive black hole (BH) accretes large amounts of ambient matter and magnetic flux. The inflowing mass accumulates around the plane perpendicular to the accretion flow's angular momentum. The flow is heated through viscous friction and part of the released energy is radiated as blackbody or non-thermal radiation, with luminosities that can dominate the accumulated stellar luminosity of the host galaxy. A fraction of the accretion flow luminosity is reprocessed in a surrounding field of ionised gas clouds. These clouds, revolving around the central BH, emit Doppler-broadened atomic emission lines. The region where these broad-line-emitting clouds are located is called broad-line region (BLR). About one in ten AGN forms an outflow of radiation and relativistic particles, called a relativistic jet. According to the Blandford-Znajek mechanism, this is facilitated through electromagnetic processes in the magnetosphere of a spinning BH. The latter induces a magnetospheric poloidal current circuit, generating a decelerating torque on the BH and inducing a toroidal magnetic field. Consequently, rotational energy of the BH is converted to Poynting flux streaming away mainly along the rotational axis and starting the jet. One possibility for particle acceleration near the jet base is realised by magnetospheric vacuum gaps, regions temporarily devoid of plasma, such that an intermittent electric field arises parallel to the magnetic field lines, enabling particle acceleration and contributing to the mass loading of the jets. Magnetised structures, containing bunches of relativistic electrons, propagate away from the galactic nucleus along the jets. Assuming that these electrons emit synchrotron radiation and that they inverse-Compton (IC) up-scatter abundant target photons, which can either be the synchrotron photons themselves or photons from external emitters, the emitted spectrum can be theoretically determined. Additionally taking into account that these emission regions move relativistically themselves and that the emission is Doppler-boosted and beamed in forward direction, the typical two-hump spectral energy distribution (SED) of blazars is recovered. There are however findings that challenge this well-established model. Short-time variability, reaching down to minute scales at very high energy gamma rays, is today known to be a widespread phenomenon of blazars, calling for very compact emission regions. In most models of such optically thick emission regions, the gamma-ray flux is usually pair-absorbed exponentially, without considering the cascade evolving from the pair-produced electrons. From the observed flux, it is often concluded that emission emanates from larger distances where the region is optically thin, especially from outside of the BLR. Only in few blazars gamma-ray attenuation associated with pair absorption in the BLR was clearly reported. With the advent of sophisticated high-energy or very high energy gamma-ray detectors, like the Fermi Large Area Telescope or the Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov telescopes, besides the extraordinarily fast variability spectral features have been found that cannot be explained by conventional models reproducing the two-hump SED. Two such narrow spectral features are discussed in this work. For the nearby blazar Markarian 501, hints to a sharp peak around 3 TeV have been reported from a multi-wavelength campaign carried out in July 2014, while for 3C 279 a spectral dip was found in 2018 data, that can hardly be described with conventional fitting functions. In this work it is examined whether these spectral peculiarities of blazar jet emission can be explained, if the full radiation reprocessing through an IC pair cascade is accounted for. Such a cascade is the multiple concatenation of IC scattering events and pair production events. In the cascades generally considered in this work, relativistic electrons and high-energy photons are injected into a fixed soft target photon field. A mathematical description for linear IC pair cascades with escape terms is delivered on the basis of preliminary works. The steady-state kinetic equations for the electrons and for the photons are determined, whereby it is paid attention to an explicit formulation and to motivating the correct integration borders of all integrals from kinematic constraints. In determining the potentially observable gamma-ray flux, both the attenuated injected flux and the flux evolving as an effect of IC up-scattering, pair absorption and escape are incorporated, giving the emerging spectra very distinct imprints. Much effort is dedicated to the numerical solution of the electrons' kinetic equation via iterative schemes. It is explained why pointwise iteration from higher to lower Lorentz factors is more efficient than iterating the whole set of sampling points. The algorithm is parallelised at two positions. First, several workers can perform pointwise iterations simultaneously. Second, the most demanding integral is cut into a number of part integrals which can be determined by multiple workers. Through these measures, the Python code can be readily applied to simulate steady-state IC pair cascades with escape. In the case of Markarian 501 the developed framework is as follows. The AGN hosts an advection-dominated accretion flow with a normalised accretion rate of several \(10^{-4}\) and an electron temperature near \(10^{10}\) K. On the one hand, the accretion flow illuminates the few ambient gas clouds with approximate radius \(10^{11}\) m, which reprocess a fraction 0.01 of the luminosity into hydrogen and helium emission lines. On the other hand, the gamma rays from the accretion flow create electrons and positrons in a sporadically active vacuum gap in the BH magnetosphere. In the active gap, a power of roughly 0.001 of the Blandford-Znajek power is extracted from the rotating BH through a gap potential drop of several \(10^{18}\) V, generating ultra-relativistic electrons, which subsequently are multiplied by a factor of about \(10^6\) through interaction with the accretion flow photons. This electron beam propagates away from the central engine and encounters the photon field of one passing ionised cloud. The resulting IC pair cascade is simulated and the evolving gamma-ray spectrum is determined. Just above the absorption troughs due to the hydrogen lines, the spectrum exhibits a narrow bump around 3 TeV. When the cascaded emission is added to the emission generated at larger distances, the observed multi-wavelength SED including the sharp peak at 3 TeV is reproduced, underlining that radiation processes beyond conventional models are motivated by distinct spectral features. The dip in the spectrum of 3C 279 is addressed by a similar cascade model. Three types of injection are considered, varying in the ratio of the photon density to the electron density and varying in the spectral shape. The IC pair cascade is assumed to happen either in the dense BLR photon field with a luminosity of several \(10^{37}\) W and a radial size of few \(10^{14}\) m or in the diluted photon field outside of the BLR. The latter scenario is however rejected as the spectral slope around several 100 MeV and the dip at few 10 GeV cannot be reconciled within this model. The radiation cascaded in the BLR can explain the observational data, irrespective of the assumed injected rate. It is therefore concluded that for this period of gamma-ray emission, the radiation production happens at the edge of the BLR of 3C 279. Both investigations show that IC pair cascades can account for fine structure seen in blazar SEDs. It is insufficient to restrict the radiation transport to pure exponential absorption of an injection term. Pair production and IC up-scattering by all generations of photons and electrons in the optically thick regime critically shape the emerging spectra. As the advent of future improved detectors will provide more high-precision spectra, further observations of narrow spectral features can be expected. It seems therefore recommendable to incorporate cascading into conventional radiation production models or to extend the model developed in this work by synchrotron radiation. N2 - Beobachtet man das Firmament im Licht der Gammastrahlung, stellen Blasare die Mehrzahl extragalaktischer Objekte dar. Blasare sind aktive Galaxienkerne mit einem relativistischen Jet, der entlang der Sichtlinie ausgerichtet ist. Galaxien haben einen aktiven Kern, wenn das zentrale supermassereiche Schwarze Loch große Mengen an Umgebungsmaterie und magnetischem Fluss akkretiert. Die nach Innen strömende Masse sammelt sich nahe der Ebene an, die senkrecht zum Drehimpuls des Akkretionsflusses steht. Das akkretierte Material wird durch viskose Reibung aufgeheizt und ein Teil der freigesetzten Energie wird als Schwarzkörper- oder nicht-thermische Strahlung abgestrahlt, deren Leuchtkraft die gesamte stellare Leuchtkraft der Wirtsgalaxie übertreffen kann. Ein Teil der Leuchtkraft des Akkretionsflusses wird in einem umgebenden Feld von ionisierten Gaswolken reprozessiert. Diese Wolken, die um das zentrale Schwarze Loch kreisen, emittieren Doppler-verbreiterte Emissionslinien. Den Teil des aktiven Galaxienkerns, in dem sich diese Wolken befinden, bezeichnet man als BLR (englisch: broad-line region). Ihr Abstand zum zentralen Schwarzen Loch beträgt typischerweise etwa 0,1 pc. Etwa einer von zehn aktiven Galaxienkernen bildet einen Ausfluss von Strahlung und relativistischen Teilchen aus, einen sogenannten relativistischen Jet. Dies wird gemäß dem Blandford-Znajek-Mechanismus durch elektromagnetische Prozesse in den Magnetosphären rotierender Schwarzer Löcher bewerkstelligt. Letztere induzieren einen poloidalen magnetosphärischen Stromkreis, der ein abbremsendes Drehmoment auf das Schwarze Loch ausübt und ein toroidales Magnetfeld erzeugt. Folglich wird die Rotationsenergie des Schwarzen Lochs in Poynting-Fluss umgewandelt, der hauptsächlich entlang der Rotationsachse abfließt und den Jet entstehen lässt. Durch Prozesse, die noch nicht eindeutig identifiziert wurden, werden geladene Teilchen in der Nähe der Jetbasis beschleunigt. Eine Möglichkeit dafür ist Teilchenbeschleunigung in magnetosphärischen Vakuum-Lücken. Dies sind Regionen, die vorübergehend nahezu frei von Plasma sind, sodass zeitweise ein elektrisches Feld parallel zu den Magnetfeldlinien entsteht, das die Teilchenbeschleunigung ermöglicht und zur Aufladung der Jets mit massebehafteten Teilchen beiträgt. Magnetisierte Strukturen, die relativistische Elektronen enthalten, bewegen sich entlang der Jets vom Galaxienkern weg. Unter der Annahme, dass diese Elektronen Synchrotronstrahlung aussenden und dass sie vorhandenen weichen Photonen, die entweder die Synchrotronphotonen selbst oder Photonen von externen Emittern sein können, durch inverse Compton-Streuung höhere Energien verleihen, kann das emittierte Spektrum berechnet werden. Berücksichtigt man zusätzlich, dass sich diese Emissionsgebiete selbst relativistisch bewegen und dass die Emission Doppler-verstärkt ist und bevorzugt in Vorwärtsrichtung abgestrahlt wird, erhält man die typische zweihöckrige spektrale Energieverteilung von Blasaren. Es gibt jedoch Erkenntnisse, die dieses bewährte Modell in Frage stellen. Kurzzeit-Variabilität, die bei sehr hochenergetischer Gammastrahlung bis zu Minuten-Skalen hinunterreicht, ist ein weit verbreitetes Phänomen bei Blasaren und setzt sehr kompakte Emissionsregionen voraus. In den meisten Modellen für solche optisch dicken Emissionsregionen wird der Gammastrahlenfluss durch Paarbildung lediglich exponentiell absorbiert, ohne die Kaskade zu berücksichtigen, die sich durch die erzeugten Elektronen entwickelt. Aus den Beobachtungen wird oft gefolgert, dass die Emission aus optisch dünnen Regionen bei größeren Entfernungen stammt, insbesondere von außerhalb der BLR. Nur bei wenigen Blasaren wurde eine Abschwächung der Gammastrahlung durch Absorption in der BLR eindeutig nachgewiesen. Durch moderne Gammastrahlen-Detektoren, wie das Fermi Large Area Telescope oder den Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Teleskopen, wurden neben der Kurzzeit-Variabilität auch spektrale Merkmale gefunden, die nicht durch konventionelle Modelle, die die zweihöckrigen spektralen Energieverteilungen wiedergeben können, erklärt werden können. Zwei solcher besonderen spektralen Merkmale werden in dieser Arbeit diskutiert. Für den Blasar Markarian 501 wurden bei einer im Juli 2014 durchgeführten Multiwellenlängenkampagne Hinweise auf einen schmalen Buckel bei 3 TeV gefunden, während für 3C 279 in Daten von 2018 eine Mulde im Spektrum gefunden wurde, die mit oft verwendeten Fit-Funktionen nur schlecht beschrieben werden kann. In dieser Arbeit wird untersucht, ob diese spektralen Besonderheiten der Blasar-Jet-Emission erklärt werden können, wenn die vollständige Reprozessierung der Strahlung durch eine inverse Compton-Paar-Kaskade berücksichtigt wird. Eine solche Kaskade ist die mehrfache Aneinanderreihung von inverser Compton-Streuung und Paarproduktion. Bei den in dieser Arbeit allgemein betrachteten Kaskaden werden relativistische Elektronen und hochenergetische Photonen in eine Region mit niederenergetischen Photonen konstanter Dichte injiziert. Auf der Grundlage von Vorarbeiten wird eine mathematische Beschreibung für lineare inverse Compton-Paar-Kaskaden mit Entweichtermen ausgearbeitet. Es werden die zeit-unabhängigen kinetischen Gleichungen für Elektronen und Photonen hergeleitet, wobei auf eine vollständige Formulierung und auf die Begründung der korrekten Integrationsgrenzen aller Integrale durch die kinematischen Vorgaben geachtet wird. Bei der Bestimmung des potentiell beobachtbaren Gammastrahlenflusses werden sowohl der teilweise absorbierte, injizierte Fluss als auch der Fluss, der sich als Effekt der inversen Compton-Streuung, der Paar-Absorption und des Entweichens ergibt, einbezogen, was den entstehenden Spektren charakteristische Formen aufprägt. Die kinetische Gleichung der Elektronen wird durch iterative Vorgehensweisen numerisch gelöst. Es wird erklärt, warum eine punktweise Iteration von höheren zu niedrigeren Lorentz-Faktoren effizienter ist als die Iteration des gesamten Satzes von Stützstellen. Der Algorithmus wird an zwei Stellen parallelisiert. Erstens können mehrere Prozessor-Kerne gleichzeitig punktweise Iterationen durchführen. Zweitens wird das rechenintensivste Integral in mehrere Teilintegrale zerlegt, die von mehreren Kernen berechnet werden können. Durch diese Maßnahmen kann der Python-Code zur Simulation von zeitunabhängigen inversen Compton-Paar-Kaskaden eingesetzt werden. Im Fall von Markarian 501 wird folgendes Modell bemüht. Der aktive Galaxienkern hat einen advektionsdominierten Akkretionsfluss mit einer normalisierten Akkretionsrate von mehreren \(10^{-4}\) und einer Elektronentemperatur um \(10^{10}\) K. Einerseits bestrahlt der Akkretionsfluss die wenigen umgebenden Gaswolken mit ungefährem Radius von \(10^{11}\) m, die einen Faktor 0,01 der Leuchtkraft in Form von Wasserstoff- und Helium-Emissionslinien wieder abstrahlen. Andererseits erzeugen die vom Akkretionsfluss stammenden Gammaphotonen in einer zeitweise aktiven Vakuum-Lücke in der Magnetosphäre des Schwarzen Lochs Elektronen und Positronen. In der geöffneten Lücke wird dem rotierenden Schwarzen Loch durch einen Potentialunterschied von mehreren \(10^{18}\) V eine Leistung von etwa 0,001 der Blandford-Znajek-Leistung entzogen, wodurch ultra-relativistische Elektronen erzeugt werden, die anschließend durch Wechselwirkung mit den Photonen des Akkretionsflusses um einen Faktor von etwa \(10^6\) multipliziert werden. Dieser Elektronenstrahl verlässt die Magnetosphäre und trifft auf das Photonenfeld einer vorbeiziehenden ionisierten Wolke. Die daraus resultierende inverse Compton-Paar-Kaskade wird simuliert und das sich ergebende Gammastrahlenspektrum wird berechnet. Unmittelbar oberhalb der durch die Wasserstofflinien verursachten Absorptionströge erscheint bei rund 3 TeV ein schmaler Höcker. Wenn die Strahlung der Kaskade der aus größerer Entfernung stammenden Strahlung überlagert wird, wird die gesamte spektrale Energieverteilung einschließlich des scharfen Buckels bei 3 TeV reproduziert. Das bedeutet, dass schmale spektrale Merkmale für die Relevanz von Strahlungsprozessen sprechen, die über konventionelle Modelle hinausgehen. Der Trog im Spektrum von 3C 279 wird mit einem ähnlichen Kaskadenmodell untersucht. Es werden drei Fälle der Injektion betrachtet, die sich im Verhältnis der Photonen-Anzahl zur Elektronen-Anzahl und im spektralen Verlauf unterscheiden. Es wird angenommen, dass die Kaskade entweder im dichten Photonenfeld der BLR mit einer Leuchtkraft von mehreren \(10^{37}\) W und einer radialen Ausdehnung von einigen \(10^{14}\) m oder im ausgedünnten Photonenfeld außerhalb der BLR stattfindet. Das letztgenannte Szenario muss jedoch verworfen werden, da die spektrale Steigung bei einigen 100 MeV und der Absorptionstrog bei einigen 10 GeV innerhalb dieses Modells nicht miteinander in Einklang gebracht werden können. Die innerhalb der BLR kaskadierte Strahlung kann die Beobachtungsdaten unabhängig von der angenommenen Injektionsrate erklären. Daraus folgt, dass die Gammastrahlung während dieses Emissionsereignisses am Rande der BLR von 3C 279 produziert wird. Beide Untersuchungen zeigen, dass inverse Compton-Paar-Kaskaden Feinstrukturen in der spektralen Energieverteilung von Blasaren erklären können. Es reicht nicht aus, den Strahlungstransport auf reine exponentielle Absorption eines Injektionsterms zu beschränken. Paarbildung und inverse Compton-Streuung im optisch dicken Bereich und über alle Generationen von Photonen und Elektronen hinweg prägen die entstehenden Spektren entscheidend. Da künftige, verbesserte Detektoren detailliertere Spektren liefern werden, darf man weitere Berichte über schmale spektrale Merkmale erwarten. Es erscheint daher empfehlenswert, die Kaskadierung in konventionelle Modelle der Strahlungsproduktion mit einzubeziehen oder das in dieser Arbeit entwickelte Modell um Synchrotronstrahlung zu erweitern. KW - Active galactic nucleus KW - Blazar KW - BL Lacertae objects KW - Compton-Streuung KW - Paarbildung KW - inverse-Compton pair cascades KW - radiative processes KW - Markarian 501 KW - 3C 279 Y1 - 2022 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-290076 ER - TY - THES A1 - Höhne-Mönch, Daniel T1 - Steady-state emission of blazars at very high energies T1 - Der Stationäre Zustand von Blazaren bei sehr hohen Energien N2 - 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. N2 - Eines der wissenschaftlichen Schlüsselprogramme des MAGIC Projektes ist die Entdeckung und Detektion von Blazaren. Diese stellen mit 29 von 34 bekannten Objekten die prominenteste extragalaktische Quellklasse im Bereich der sehr hochenergetischen (engl. very high energy, VHE) Gamma-Strahlung dar. Deshalb wurde in den letzten Jahren ein Großteil der verfügbaren Beobachtungszeit sogenannten Blazaren mit hochfrequenten Peaks (engl. high-frequency peaked) gewidmet. Die Auswahlkriterien dafür wurden entsprechend gewählt, um die Detektionswahrscheinlichkeit zu erhöhen. Da man glaubt, dass der Röntgenfluss mit dem VHE Gamma-Fluss korreliert, wurden nur röntgenselektierte Quellen mit einem Fluss F(X) > 2 μJy bei 1 keV betrachtet. Um eine starke Abschwächung der Gamma-Strahlung innerhalb des extragalaktischen Infrarot-Hintergrundes zu vermeiden, wurde die Rotverschiebung auf Werte zwischen z < 0,15 und z < 0,4 begrenzt, abhängig von der Deklination der Objekte. Diese bestimmt die Zenitdistanz während der Kulmination, der 30° (für z < 0,15) bzw. 45° (für z < 0,4) nicht übersteigen sollte. Zwischen August 2005 und April 2009 wurde ein Sample aus 24 röntgenselektierten high-frequency peaked Blazaren mit dem MAGIC Teleskop beobachtet. Drei davon wurden detektiert, einschließlich 1ES 1218+304, der erste HBL (engl. von high-frequency peaked BL Lacertae object), der mit MAGIC im VHE Gamma-Bereich entdeckt wurde. Ein früher entdecktes Objekt konnte in dieser Kampagne nicht von MAGIC als VHE Emitter bestätigt werden. Ein Set aus 20 im Vorfeld nicht detektierten Blazaren wird in dieser Arbeit genauer betrachtet. Während fast vier Jahren wurden in dieser Kampagne ~ 450 h oder ~ 22% der verfügbaren Beobachtungszeit für extragalaktische Objekte der Untersuchung der Grundzustandsemission von Blazaren und deren breitbandspektralen Eigenschaften in diesem Zustand gewidmet. Für das Sample aus 20 Objekten in einem Rotverschiebungsbereich 0.018 < z < 0.361 wurden integrale Flussobergrenzen im VHE Bereich auf Basis eines 99,7% Konfidenzlevels (entsprechend 3 Standardabweichungen) berechnet. Damit liegen die Obergrenzen zwischen 2,9% und 14,7% des integralen Flusses des Krebsnebels. Da die Verteilung der Signifikanzen der einzelnen Objekte eine klare positive Verschiebung aufweist, wurde eine Stacking-Methode auf das Sample angewandt. Für das gesamte Set aus 20 Objekten konnte ein Gamma-Strahlungsexzess mit einer Signifikanz von 4,5 Standardabweichungen bei einer effektiven Beobachtungszeit von 349,5 h gefunden werden. Zum ersten Mal war ein Signal-Stacking im VHE Bereich erfolgreich. Der gemessene integrale Fluss des kumulativen Signals entspricht 1,4% des Flusses des Krebsnebels oberhalb einer Energie von 150 GeV mit einem Spektralindex α = −3,15 ± 0,57. Keines der Objekte zeigte Anzeichen für Variabilität während der Beobachtungszeit und daher kann das detektierte Signal als die Grundzustandsemission dieser Objekte angesehen werden. Für die einzelnen Objekte wurden untere Grenzen für die Breitband-Spektralindizes X−Gamma zwischen dem Röntgenbereich bei 1 keV und dem VHE Gamma-Bereich bei 200GeV berechnet. Die Mehrheit der Objekte zeigt ein spektrales Verhalten, wie es für die Klasse der HBLs erwartet wird: Der Energieausstoß im VHE Gamma-Bereich is im allgemeinen niedriger als im Röntgenbereich. Für das mit dem Stacking betrachtete Blazar-Sample wurde der Breitband-Spektralindex zu αX−Gamma = 1,09 berechnet, was die Ergebnisse für die einzelnen Objekte bestätigt. Ein weiterer Hinweis für die Aufdeckung der Grundzustandsemission ist die breitband-spektrale Energieverteilung (engl. spectral energy distribution, SED), die Archiv- wie auch kontemporäre Multiwellenlängendaten vom Radio- bis in den VHE Gamma-Bereich enthält. Die SEDs bekannter VHE Gamma-Quellen in niedrigen Flusszuständen stimmt gut mit der SED aus dem Stacking des Blazar-Samples überein. KW - MAGIC-Teleskop KW - Blazar KW - Gammaastronomie KW - Astrophysik KW - astrophysics KW - MAGIC telescope KW - blazar Y1 - 2010 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-53700 ER - TY - THES A1 - Nürnberger, Dieter T1 - The Galactic Starburst Region NGC 3603 : exciting new insights on the formation of high mass stars T1 - Das Galaktische Sternentstehungsgebiet NGC 3603: Neue Einblicke in die Entstehung von massereichen Sternen N2 - One of the most fundamental, yet still unsolved problems in star formation research is addressed by the question "How do high mass stars form?". While most details related to the formation and early evolution of low mass stars are quite well understood today, the basic processes leading to the formation of high mass stars still remain a mystery. There is no doubt that low mass stars like our Sun form via accretion of gas and dust from their natal environment. With respect to the formation of high mass stars theorists currently discuss two possible scenarios controversely: First, similar to stars of lower masses, high mass stars form by continuous (time variable) accretion of large amounts of gas and dust through their circumstellar envelopes and/or disks. Second, high mass stars form by repeated collisions (coalescence) of protostars of lower masses. Both scenarios bear difficulties which impose strong constrains on the final mass of the young star. To find evidences for or against one of these two theoretical models is a challenging task for observers. First, sites of high mass star formation are much more distant than the nearby sites of low mass star formation. Second, high mass stars form and evolve much faster than low mass star. In particular, they contract to main sequence, hydrogen burning temperatures and densities on time scales which are much shorter than typical accretion time scales. Third, as a consequence of the previous point, young high mass stars are usually deeply embedded in their natal environment throughout their (short) pre-main sequence phase. Therefore, high mass protostars are rare, difficult to find and difficult to study. In my thesis I undertake a novel approach to search for and to characterize high mass protostars, by looking into a region where young high mass stars form in the violent neighbourhood of a cluster of early type main sequence stars. The presence of already evolved O type stars provides a wealth of energetic photons and powerful stellar winds which evaporate and disperse the surrounding interstellar medium, thus "lifting the courtains" around nearby young stars at a relatively early evolutionary stage. Such premises are given in the Galactic starburst region NGC 3603. Nevertheless, a large observational effort with different telescopes and instruments -- in particular, taking advantage of the high angular resolution and high sensitivity of near and mid IR instruments available at ESO -- was necessary to achieve the goals of my study. After a basic introduction on the topic of (high mass) star formation in Chapter 1, a short overview of the investigated region NGC 3603 and its importance for both galactic and extragalactic star formation studies is given in Chapter 2. Then, in Chapter 3, I report on a comprehensive investigation of the distribution and kinematics of the molecular gas and dust associated with the NGC 3603 region. In Chapter 4 I thoroughly address the radial extent of the NGC 3603 OB cluster and the spatial distribution of the cluster members. Together with deep Ks band imaging data, a detailed survey of NGC 3603 at mid IR wavelengths allows to search the neighbourhood of the cold molecular gas and dust for sources with intrinsic mid IR excess (Chapter 5). In Chapter 6 I characterize the most prominent sources of NGC 3603 IRS 9 and show that these sources are bona-fide candidates for high mass protostars. Finally, a concise summary as well as an outlook on future prospects in high mass star formation research is given in Chapter 7. N2 - Eines der wichtigsten, nach wie vor ungeloesten Probleme auf dem Forschungsgebiet der Sternentstehung kann durch die einfache Frage "Wie entstehen massereiche Sterne?" zum Ausdruck gebracht werden. Waehrend die Entstehung und fruehe Entwicklung massearmer Sternen bereits in vielen Details gut verstanden ist, sind die grundlegenden Prozesse waehrend der Entstehung massereicher Sterne noch ungeklaert. Es besteht kein Zweifel, dass massearme Sterne wie unsere Sonne durch Akkretion von Gas und Staub aus ihrer Geburtswolke hervorgehen. Seitens der theoretischen Astrophysik werden hinsichtlich der Entstehung massereicher Sterne zwei moegliche Szenarien kontrovers diskutiert. Folgt man dem ersten Modell, so entstehen massereiche Sterne aehnlich wie massearme Sterne, indem sie kontinuierlich (zeitlich variabel) grosse Mengen Gas und Staub ueber ihre zirkumstellaren Huellen und/oder Scheiben akkretieren. Demgegenueber erklaert das zweite Modell die Entstehung massereicher Sterne ueber wiederholt stattfindende Kollisionen von Protosternen geringerer Masse (Koaleszenz). In beide Szenarien begegnet man jedoch Schwierigkeiten physikalischer Natur, die der entgueltigen Masse eines jungen massereichen Sternes eine obere Grenze setzen. Argumente/Beweise fuer oder gegen eines dieser beiden konkurrierenden Modelle zu finden, stellt fuer die beobachtenden Astrophysiker eine grosse Herausforderung dar. Hierfuer gibt es mehrere Gruende: Erstens, die Entstehungsgebiete massereicher Sterne liegen in deutlich groesserer Entfernung als die relativ nahegelegenen Entstehungsgebiete massearmer Sterne. Zweitens, massereiche Sterne entstehen und entwickeln sich viel schneller als massearme Sterne. Insbesonders verlaeuft die Kontraktion zu Temperaturen und Dichten, die denen waehrend des Wasserstoffbrennens auf der Hauptreihe entsprechen, auf Zeitskalen, die deutlich kuerzer sind als typische Zeitskalen fuer die Akkretion von zirkumstellarer Materie. Drittens, und unmittelbare Konsequenz des vorherigen Punktes, junge massereiche Sterne sind gewoehnlich waehrend ihrer gesamten (relativ kurzen) Vorhauptreihenentwicklung tief eingebettet in jene Wolke aus molekularem Gas und Staub, aus der sie selbst entstanden sind. Massereiche Protosterne sind daher sehr selten, schwierig zu entdecken und schwierig zu studieren. In meiner Doktorarbeit unternehme ich einen neuartigen Versuch, massereiche Protosterne zu suchen und zu charakterisieren, indem ich die turbulente Umgebung ein Haufens von fruehen Hauptreihensternen untersuche. Die Praesenz von bereits entwickelten Sternen des Spektraltyps O fuehrt zur Produktion energiereicher Photonen und kraeftiger Sternwinde, welche die umgebende interstellare Materie verdampfen und zerstreuen. Dadurch kann der Blick auf benachbarte junge Sterne zu einem relativ fruehen Zeitpunkt ihrer Entstehung freigegeben werden. Derartige Voraussetzungen finden sich in der galaktischen Starburst-Region NGC 3603. Nichtsdestoweniger bedarf es jedoch eines gewaltigen beobachtungstechnischen Aufwandes mit mehreren Teleskopen und Instrumenten -- insbesondere sind die hohe raeumliche Aufloesung sowie die exzellente Sensitivitaet der fuer die Beobachtungen im nahen und mittleren Infrarot benutzten ESO-Instrumente von entscheidender Bedeutung --, um die gesteckten Ziele meiner Studie zu erreichen. Nach einer grundlegenden Einfuehrung in die Thematik der Entstehung von (massereichen) Sternen in Kapitel 1 wird ein kurzer Ueberblick gegeben ueber die untersuchte Region NGC 3603 sowie ueber ihre Bedeutung fuer Studien zur Sternentstehung sowohl innerhalb als auch ausserhalb unserer Galaxie (Kapitel 2). Anschliessend berichte ich in Kapitel 3 ueber die Ergebnisse einer umfangreichen Untersuchung zur Verteilung und Kinematik des mit der NGC 3603-Region assoziierten molekularen Gases und Staubes. In Kapitel 4 untersuche ich die radiale Ausdehnung des zentralen OB-Sternhaufens und die raeumliche Verteilung seiner Mitgliedssterne. Zusammen mit tiefen Aufnahmen im Ks-Band erlauben detaillierte Beobachtungen bei Wellenlaengen des mittleren Infrarot die Identifizierung von intrinsisch stark geroeteten Quellen in der Nachbarschaft von kaltem, molekularem Gas und Staub (Kapitel 5). In Kapitel 6 werden dann die hellsten dieser Objekte, die Quellen der NGC 3603 IRS 9- Region, genauestens charakterisiert. Es wird gezeigt, dass diese Quellen geeignete Kandidaten fuer massereiche Protosterne darstellen. Zum Schluss fasse ich die erzielten Ergebnisse in Kapitel 7 zusammen und gebe einen Ausblick auf Schwerpunkte zukuenftiger Studien zur Entstehung massereicher Sterne. KW - Starburst-Galaxie KW - Massereicher Stern KW - Sternentstehung KW - Sternentstehung KW - Massereiche Sterne KW - Starburst KW - NGC 3603 KW - Protosterne KW - Star Formation KW - High Mass Stars KW - Starburst KW - NGC 3603 KW - Protostars Y1 - 2004 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-10440 ER - TY - THES A1 - Deppisch, Frank T1 - Towards a reconstruction of the SUSY seesaw model T1 - Zur Rekonstruktion des SUSY Seesaw Modells N2 - In this work, we studied in great detail how the unknown parameters of the SUSY seesaw model can be determined from measurements of observables at or below collider energies, namely rare flavor violating decays of leptons, slepton pair production processes at linear colliders and slepton mass differences. This is a challenging task as there is an intricate dependence of the observables on the unknown seesaw, light neutrino and mSUGRA parameters. In order to separate these different influences, we first considered two classes of seesaw models, namely quasi-degenerate and strongly hierarchical right-handed neutrinos. As a generalisation, we presented a method that can be used to reconstruct the high energy seesaw parameters, among them the heavy right-handed neutrino masses, from low energy observables alone. N2 - In dieser Arbeit wurde detailliert untersucht wie die unbekannten Parameter des supersymmetrischen Seesaw-Modells durchMessung von niederenergetischen Observablen (Lepton-Flavor verletzende seltene Zerfälle der Leptonen, Slepton-Paar-Produktion an Elektron-Positron Linearbeschleunigern und Sleptonmassen-Differenzen) bestimmt werden können. Wegen des komplizierten Zusammenhangs zwischen diesen Messgrößen und den Seesaw-, Neutrino-, und SUSY-Parametern stellt dies eine große Herausforderung dar. Um die verschiedenen Einflüsse zu trennen, wurden zuerst zwei Klassen von Seesaw-Modellen betrachtet, nämlich solche die durch (quasi-)entartete und stark hierarchische rechtshändige Neutrinomassen charakterisiert sind. Zur Verallgemeinerung wurde zum Abschluss eine allgemeine Methode präsentiert, mittels der die zugrunde liegenden Hochenergie-Parameter des Seesaw-Modells allein durch niederenergetische Observable rekonstruiert werden können. KW - Supersymmetrie KW - Lepton KW - Flavour KW - Symmetriebrechung KW - Supersymmetrie KW - Neutrinos KW - Flavorphysik KW - Beschleunigerphysik KW - Physik jenseits des Standardmodells KW - Supersymmetry KW - Neutrinos KW - Flavor physics KW - Collider physics KW - Physics beyond the Standard Model Y1 - 2004 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-12757 ER - TY - THES A1 - Lange, Sebastian T1 - Turbulenz und Teilchentransport in der Heliosphäre - Simulationen von inkompressiblen MHD-Plasmen und Testteilchen - T1 - Turbulence and particle transport within the heliosphere - simulations of incompressible MHD-plasmas and test particles - N2 - Die Herkunft hochenergetischer solarer Teilchen konnte in den vergangenen Jahren eindeutig auf Schockbeschleunigung an koronalen Masseauswürfen zurückgeführt werden. Durch resonante Interaktionen zwischen Wellen und Teilchen werden zum einen geladene Teilchen unter Veränderung ihrer Energie gestreut, zum anderen wird die Dynamik der Plasmawellen in solchen Beschleunigungsregionen durch diese Prozesse von selbstgenerierten Wellenmoden maßgeblich beeinflusst. Mittels numerischer Modellierungen wurden im Rahmen dieser Arbeit die grundlegenden physikalischen Regimes der Turbulenz und des Teilchentransports beschrieben. Die Simulation der Plasmadynamik bedient sich der Methodik der Magnetohydrodynamik, wohingegen kinetische Einzelteilchen durch die elementaren Bewegungsgleichungen der Elektrodynamik berechnet werden. Es konnten die Turbulenztheorien von Goldreich und Sridhar unter heliosphärischen Bedingungen bei drei solaren Radien bestätigt werden. Vor allem zeigten sich Hinweise für das Erreichen der kritischen Balance, einem Schlüsselparameter dieser Theorien. Weiterhin werden Ergebnisse der dynamischen Entwicklung angeregter Wellenmoden präsentiert, in denen die Bedeutsamkeit für die gesamte Turbulenz gezeigt werden konnte. Als zentraler Prozess bei hohen Energien hat sich das wave-steepening herausgestellt, das als effizienter Energietransportmechanismus in paralleler Richtung zum Hintergrundmagnetfeld identifiziert wurde und somit turbulente Strukturen bei hohen parallelen Wellenzahlen erklärt, deren Entstehung das Goldreich-Sridhar Modell nicht beschreiben kann. Darüber hinaus wurden grundlegende Erkenntnisse über die quasilineare Theorie des Teilchentransports erzielt. Im Speziellen konnte ein tieferes Verständnis für die Interpretation der Diffusionskoeffizienten von Welle-Teilchen Wechselwirkungen erlangt werden. Simulationen zur Streuung an angeregten Wellenmoden zeigten erstmals komplexe resonante Strukturen die im Rahmen analytischer Modelle nicht mehr adäquat beschrieben werden können. N2 - In the past years, the origin of high energetic solar particles could be clearly connected to shock acceleration at coronal mass ejections. Caused by resonant wave-particle interactions, on the one hand, the particles change their energy because of scattering, on the other hand, the dynamics of plasma waves in such acceleration regions are significantly influenced by these processes through self--generated wave modes. In this dissertation, the basic physical regime of turbulence and particle transport were described via numerical modeling. The simulation of the plasma dynamics uses the methodology of magnetohydrodynamics, whereas the kinetic description of single particles is calculated by elementary electrodynamic equations of motion. The common plasma turbulence theories by Goldreich and Sridhar could be confirmed by simulations resembling conditions at three solar radii. Foremost, evidence for the critical balance has been found, which is a key parameter of these theories. Furthermore, results of the dynamic evolution of amplified wavemodes are presented, which are very important for the general turbulence development. In this context, the wave-steepening was identified as a central process, which is an efficient energy transport mechanism in parallel direction to the magnetic background field. This explains turbulent structures at high parallel wavenumbers, which are not described by the Goldreich-Sridhar model. Moreover, a fundamental understanding of the quasilinear theory of particle transport has been achieved. Specifically, more detailed insight into the interpretation of the diffusion coefficients of wave-particle interactions could be obtained. For the first time, simulations of particle scattering at amplified wave modes showed complex resonant structures, which cannot be described by analytical approaches adequately. KW - Heliosphäre KW - Sonnenwind KW - Turbulente Strömung KW - Transportprozess KW - Teilchentransport KW - turbulence KW - high-energy particles KW - heliosphere KW - magnetohydrodynamics KW - Numerisches Modell KW - Turbulenz KW - Energiereiches Teilchen KW - Magnetohydrodynamik Y1 - 2012 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-74012 ER -