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This work presents the first ILT observations of high redshift blazars and their study in terms of jet evolution, morphology, and interaction with the surrounding medium. Each of these represents a highly topical area of astronomywith a large number of open questions. To better understand Active Galactic Nuclei (AGN) and their fundamental inner workings, new techniques are needed to exploit the full potential of the next generation of radio interferometers. Some of these tools are presented here and applied to one of the latest generation of software radio telescopes. A major focus of the studies presented is on the unification model, where the observed blazars are discussed for their properties to be rotated counterparts of Fanaroff-Riley Class II (FR-II) radio galaxies, when classified as Flat Spectrum Radio Quasars (FSRQs). In addition, multiwavelength information has been included in the analysis. Both studies are feasibility studies that will serve as a basis for future similar studies. The characteristics discussed and their interpretation do not allow conclusions to be drawn for their respective populations. However, by applying them to a larger number of targets, population studies will be possible. The first chapters introduce the necessary topics, AGN, principles of radio observations and ILT, in the necessary depth to provide the reader with a solid knowledge base. They are particularly important for understanding the current limits and influences of uncertainties in the observation, calibration and imaging process. But they also shed light on realistic future improvements. A particular focus is on the development and evolution of the LOw-Frequency ARray (LOFAR)-Very Long Baseline Interferometry (VLBI) pipeline. With the tools at hand, the first study addresses the high redshift blazar S5 0836+710 $(z=2.218)$, which has been observed at various wavelengths and resolutions. It has a disrupted one-sided jet with an associated extended region further out. Despite the excellent wavelength coverage, only the additional ILT observations provided a complete picture of the source. With the data, the extended region could be classified as a hotspot moving at slightly relativistic speeds.. With the ILT data it was also possible to extract the flux of the core region of the AGN, and in projection to reveal the mixed counter-hotspot behind it. This also allowed constraints on jet parameters and environmental properties to be modelled, which were previously inconclusive. Technically, this study shows that the ILT can be used as an effective VLBI array for compact sources with small angular scales. However, the detection of faint components beyond redshifts of $z=2$ may require the capabilities of the Square Kilometre Array (SKA) to provide a significant number of detections to enable statistical conclusions. The second study uses a much improved calibration pipeline to analyse the high redshift blazar GB1508+5714 $(z=4.30)$. The ILT data revealed a previously unseen component in the eastern direction. A spectral index map was generated from the Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) data, showing spectral index values of $-1.2_{-0.2}^{+0.4}$ for the western component, steeper than $-1.1$ for the eastern region, and $0.023 \pm 0.007$ for the core. Using the information provided by the ILT observation, as well as multi-wavelength information from other observations ranging from the long radio wavelengths to the $\gamma$ regime, four models were developed to interpret the observed flux with different emission origins. This also allowed to test a proposed interaction channel of the electrons provided by the jet, to cool off via inverse compton scattering with the Cosmic Microwave Background (CMB) photons, rather than by the usual synchrotron emission. This is referred to as cmb quenching in the literature, which could be shown in the study, to be necessary in any case. Finally, one of the four models was considered in which the hotspots in the detected components are unresolved and mixed by the lobe emission, with the X-ray emission coming from the lobes and partially mixed by the bright core region. The results of this preferred model are consistent with hotspots in a state of equipartition and lobes almost so. The study shows that high redshift blazars can be studied with the ILT, and expanding the sample of high redshift blazars resolved at multiple frequencies will allow a statistical study of the population. Finally, this work successfully demonstrates the powerful capabilities of the ILT to address questions that were previously inaccessible. The current state of the LOFAR-VLBI pipeline, when properly executed, allows work on the most challenging objects and will only improve in the future. In particular, this gives a glimpse of the possibilities that SKA will bring to astronomy.
Die vorliegende Arbeit beschäftigt sich mit der Abstrahlung von Aktiven Galaxienkernen. Das erste Maximum der charakteristischen Doppelpeakstruktur des $\nu F_{\nu}$-Spektrums vom Blazaren ist zweifelsfrei Synchrotronstrahlung hochenergetischer Elektronen innerhalb des relativistischen Ausflusses des zugrundeliegenden Aktiven Galaxienkerns. Die zum zweiten (hochenergetischen) Maximum beitragenden Strahlungsprozesse und Teilchenspezies hingegen sind Gegenstand aktueller Diskussionen. In dieser Arbeit wir ein vollständig selbstkonsistentes und zeitabhängiges hybrides Emissionsmodell, welches auch Teilchenbeschleunigung berücksichtigt, entwickelt und auf verschiedene Blazar-Typen entlang der Blazar-Sequenz, von BL Lac Objekten mit verschiedenen Peakfrequenzen bis hin zu Flachspektrum-Radioquasaren, angewendet. Die spektrale Emission ersterer kann gut im rein leptonischen Grenzfall, d.h. der zweite $\nu F_{\nu}$-Peak kommt durch invers Compton-gestreute Synchrotronphotonen der abstrahlenden Elektronen selbst zustande, beschrieben werden. Zur Beschreibung letzterer muss man nicht-thermische Protonen innerhalb des Jets zulassen um die Dominanz des zweiten Maximums im Spektrum konsistent zu erklären. In diesem Fall besteht der zweite Peak aus Protonensynchrotronstrahlung und Kaskadenstrahlung der photohadronischen Prozesse. Mit dem entwickelten Modell ist es möglich auch die zeitliche Information, welche durch Ausbrüche von Blazaren bereitgestellt wird, auszunutzen um zum einen die freien Modellparameter weiter einzuschränken und -viel wichtiger- zum anderen leptonisch dominierte Blazare von hadronischen zu unterscheiden. Hierzu werden die typischen Zeitunterschiede in den Interbandlichtkurven als hadronischer Fingerabdruck benutzt.\\ Mit einer Stichprobe von 16 Spektren von zehn Blazaren entlang der Blazar-Sequenz, welche in unterschiedlichen Flusszuständen und mit starker Variabilität beobachtet wurden, ist es möglich die wichtigsten offenen Fragen der Physik relativistischer Ausbrüche in systematischer Art und Weise zu adressieren. Anhand der modellierten Ausbrüche kann man erkennen, dass sechs Quellen rein leptonisch dominiert sind, aber vier Protonen bis auf $\gamma \approx 10^{11}$ beschleunigen, was Auswirkungen auf die möglichen Quellen extragalaktischer kosmischer Strahlung unter den Blazaren hat. Darüber hinaus findet sich eine Abhängigkeit zwischen dem Magnetfeld der Emissionsregion und der injizierten Leuchtkraft, welche unabhängig von den zugrunde liegenden Teilchenpopulationen Gültigkeit besitzt. In diesem Zusammenhang lässt sich die Blazar-Sequenz als ein evolutionäres Szenario erklären: die Sequenz $FSRQ \rightarrow LBL/IBL \rightarrow HBL$ kommt aufgrund abnehmender Gasdichte der Hostgalaxie und damit einhergehender abnehmender Akkretionsrate zustande, dies wird durch weitere kosmologische Beobachtungen bestätigt. Eine abnehmende Materiedichte innerhalb des relativistischen Ausflusses wird von einem abnehmenden Magnetfeld begleitet, d.h. aber auch, dass Protonen weit vor den Elektronen nicht mehr im Strahlungsgebiet gehalten werden können. Die Blazar-Sequenz ist also ein Maß für die Hadronizität des Jets. Dies erklärt zudem die Dichotomie von FSRQs und BL Lac Objekten sowie die Zweiteilung in anderen Erscheinungsformen von AGN, z.B. FR-I und FR-II Radiogalaxien.\\ Während der Modellierung wird gezeigt, dass man Blazar-Spektren, speziell im hadronischen Fall, nicht mehr statisch betrachten kann, da es zu kumulierten Effekten aufgrund der langen Protonensynchrotronzeitskala kommt. Die niedrige Luminosität der Quellen und unterschiedlich lange Beobachtungszeiten verschiedener Experimente verlangen bei variablen Blazaren auch im leptonischen Fall eine zeitabhängige Betrachtung. Die Kurzzeitvariabilität scheint bei einzelnen Blazaren stets die selbe Ursache zu haben, unterscheidet sich aber bei der Betrachtung verschiedener Quellen. Zusätzlich wird für jeden Blazar, der in verschiedenen Flusszuständen beobachtet werden konnte, der Unterschied zwischen Lang- und Kurzzeitvariabilität, auch im Hinblick auf einen möglichen globalen Grundzustand hin, betrachtet.
Hochenergetische solare Teilchen werden bei ihrem Transport durch die Heliosphäre an turbulenten Magnetfeldern gestreut. Für das Verständnis dieses Streuprozesses ergeben sich aus heutiger Sicht zwei wesentliche Hindernisse: - Bei der Streuung hochenergetischer Teilchen an turbulenten Magnetfeldern handelt es sich um einen nichtlinearen Prozess, der durch analytische Theorien kaum zu beschreiben ist. - Der Streuprozess hängt stark von den tatsächlichen Magnetfeldern und somit auch von der Magnetfeldturbulenz ab. Unser bisheriges Verständnis der heliosphärischen Turbulenz ist leider aufgrund spärlicher experimenteller Daten deutlich eingeschränkt, was eine qualifizierte Umsetzung in analytischen und numerischen Ansätzen deutlich erschwert. Dies machte in der Vergangenheit künstliche Annahmen für die Modellerstellung notwendig. In dieser Arbeit wird der Teilchentransport mit Hilfe der Simulation von Testteilchen in einem turbulenten, magnetohydrodynamischen Plasma untersucht. Durch die Testteilchen werden auch die nichtlinearen Streuprozesse korrekt wiedergegeben, wodurch das erste hier genannte Hindernis überwunden wird. Dies wurde auch bereits in früheren numerischen Untersuchungen erfolgreich angewendet. Die Modellierung der Turbulenz für den Fall des Teilchentransports erfolgt in dieser Arbeit erstmalig auf Grundlage der magnetohydrodynamischen Gleichungen. Dabei handelt es sich um die mathematisch korrekte Wiedergabe der Magnetfeldturbulenz unterhalb der Ionen-Gyrofrequenz mit nur geringen numerischen Einschränkungen. Darüber hinaus erlaubt ein auf das physikalische Szenario anpassbarer Turbulenztreiber eine noch realistischere Simulation der Turbulenz. Durch diesen universell gültigen, numerischen Ansatz können für das zweite hier angegebene Hindernis jegliche künstlichen Annahmen vermieden werden. Die drei im Rahmen dieser Arbeit erstmals zusammengeführten Methoden (Testteilchen, magnetohydrodynamische Turbulenz, Turbulenztreiber) ermöglichen somit eine Untersuchung und Analyse von Transport- und Turbulenzphänomenen mit herausragender Qualität, die insbesondere für den Fall des Teilchentransports einen direkten Anschluss an experimentelle Ergebnisse ermöglichen. Wichtige Ergebnisse im Rahmen dieser Arbeit sind: - der Nachweis der Drei-Wellen-Wechselwirkung für schwache und einsetzende starke Turbulenz. - eine Analyse der Anisotropie der Turbulenz im Bezug auf das Hintergrundmagnetfeld in Abhängigkeit vom Treibmodell. Insbesondere die Anisotropie ist experimentell bislang kaum erfassbar. - eine Untersuchung der Auswirkung der Gyroresonanzen auf die Diffusionskoeffizienten hochenergetischer solarer Teilchen in allgemeiner Form. - die Simulation des Teilchentransports in der Heliosphäre auf Grundlage experimenteller Messdaten. Die genauere Analyse der Simulationsergebnisse ermöglicht insgesamt einen Zugang zum Verständnis des Transports, der durch experimentelle Untersuchungen nicht erfassbar ist. Bei der Simulation wurden lediglich die Magnetfeldstärke sowie die untersuchte Teilchenenergie vorgegeben. Aus der Analyse der Simulationsergebnisse ergibt sich dieselbe mittlere freie Weglänge, wie sie auch durch andere Verfahren direkt aus den Messergebnissen gewonnen werden konnte. Auch die vorwiegende Ausrichtung der hochenergetischen Teilchen parallel und antiparallel zum Hintergrundmagnetfeld in der Simulation entspricht experimentellen Untersuchungen. Es zeigt sich, dass diese allein aus den resonanten Streuprozessen der Teilchen mit den Magnetfeldern resultiert. Des Weiteren werden die Art der Diffusion, der Energieverlust der Teilchen während des Transportprozesses sowie die Gültigkeit der quasilinearen Theorie untersucht.
Im Rahmen dieser Arbeit wurde ein dreidimensionaler vollrelativistischer und parallelisierter Particle-in-Cell Code geschrieben, ausführlich getestet und angewandt. Der Code ACRONYM ist variabel einsetzbar und von der Genauigkeit und Stabilität her State-of-the-Art und somit konkurrenzfähig zu den sonstigen in der Astrophysik eingesetzten Codes anderer Gruppen. Die Energie bleibt bis auf einen Fehler von < 0.03% erhalten, die Divergenz des Magnetfeldes bleibt immer unter einem Wert von 10^{-12} und die Skalierung wurde mittlerweile bis zu einem Clustergröße von einigen 10000 CPUs getestet. In dieser Arbeit wurde dann, nach der Entwicklung des Codes, der Einfluss des fundamentalen Massenverhältnisses m_p/m_e auf die Teilchenbeschleunigung durch Plasmainstabilitäten untersucht. Dies ist relevant und wichtig, da in PiC-Simulationen in den allermeisten Fällen nicht mit dem realen Massenverhältnis gerechnet wird, da sonst viel zu viel Rechenleistung benötigt würde, um zu sehen, was mit den Protonen geschieht und was ihr Einfluss auf die leichten Teilchen wie Elektronen und Positronen ist. Zu diesem Zweck wurden Simulationen mit Massenverhältnissen zwischen m_p/m_e = 1.0 und 200.0 durchgeführt. Diese haben alle gemeinsam, dass periodische Randbedingungen verwendet wurden und das zur Verfügung stehende Simulationsgebiet mit jeweils zwei gegeneinander strömenden Plasmapopulationen vollständig gefüllt wurde, um jegliche Art von auftretenden Schocks auszuschließen. Die Rohdaten der einzelnen Simulationen wurden auf vielfältige Art und Weise analysiert, es wurden z.B. Schnitte durch die Teilchenverteilung erstellt, sowie ein- oder zweidimensionale Histogramme und Energieverläufe betrachtet. Dabei haben sich folgende Kernpunkte ergeben: Für Massenverhältnisse bis etwa m_p/m_e = 20 bildet sich die gesamte Zweistrom-Instabilität in nur einer Phase aus, das heißt, es bilden sich von ringförmigen Magnetfeldern umgebene Flussschläuche aus, die dann verschmelzen, bis nur noch zwei übrig sind und alle Teilchen werden über den gesamten Verlauf der Instabilität beschleunigt. Es ist damit zu folgern, dass die unterschiedlich schweren Teilchenspezies Protonen und Elektronen/Positronen durch die relativ nahe beieinander liegenden Massen noch so stark gekoppelt sind, dass sich nur eine Instabilität entwickeln kann. Bei großen Massenverhältnissen (m_p/m_e > 20) ist eine deutliche Trennung in zwei Phasen der Instabilität zu erkennen. Zuerst bilden sich wiederum Flussschläuche aus, diese verschmelzen miteinander (zu zweien oder mehr), bevor der erste Teil der Instabilität abflaut. Anschließend entstehen wieder ringförmige Magnetfelder und Flussschläuche, von denen einer meist deutlich stärker ist als all die anderen, das bedeutet, dass dieser von stärkeren Magnetfeldern umgeben ist und eine höhere Teilchendichte aufweist. Im Rahmen dieser zweigeteilten Instabilität werden die Elektronen und Positronen nur in der ersten Phase signifikant beschleunigt, die deutlich schwereren Protonen gewinnen über den gesamten Zeitraum Energie. Die höchstenergetischen Teilchen erreichen im Ruhesystem der jeweiligen Plasmapopulation Werte um gamma = 250. Man kann daraus für zukünftige Untersuchungen mit Hilfe von Particle-in-Cell Codes den Schluss ziehen, dass Rückschlüsse auf das tatsächliche Verhalten beim realen Massenverhältnis von m_p/m_e = 1836.2 nur aus den Simulationen mit m_p/m_e >> 20 gezogen werden können, da die starke Kopplung der leichten und schweren Teilchen bei kleineren Massenverhältnissen die Ergebnisse sehr stark beeinflusst. Es wurde anhand der gemessenen Zeitpunkte der Instabilitätsmaxima eine Extrapolation durchgeführt, die zeigt, dass die Instabilität beim realen Massenverhältnis etwa bei t = 1400 omega_{pe}^{-1} auftreten würde. Um dies wirklich zu simulieren müsste allerdings mehr als die 1000-fache Anzahl an CPU-Stunden aufgewandt werden. Des weiteren wurde eine Maxwell-Jüttner-Verteilung an die Teilchenverteilungen der einzelnen Simulationen auf dem Höhepunkt der Instabilität gefittet, um sowohl die neue Temperatur des Plasmas als auch die Beschleunigungseffizienz des Prozesses zu berechnen. Die Temperatur erhöht sich demnach durch die Instabilität von etwa 10^8K auf 10^{10} bis 10^{11}K, der Anteil suprathermischer Teilchen beträgt 2 bis 4%.
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.
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.
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.
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.