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Bachelorarbeiten
an der Universitäts-Sternwarte
Einige Bachelorarbeiten können auch umfangreicher gestaltet werden und dann an zwei Studenten vergeben werden, die das Projekt gemeinsam bearbeiten.
1. Instrumentierungs- und Beobachtungsprojekte
Wir bieten jederzeit auch andere Themen an.
Schreiben Sie einfach eine Email und beschreiben Sie Ihre Interessen
und Erfahrungen.
MICADO ist eines von vier Instrumenten, die derzeit für das
Extremely Large Telescope (ELT) entwickelt werden.
In dieser Arbeit wird ein Prototyp eines Drehmechanismus getestet,
um die Genauigkeit und Wiederholbarkeit der Positionierung eines
solchen Mechanismus zu bestimmen.
Dieser Prototyp ist eine rotierende Plattform, die von einem
Schrittmotor angetrieben wird.
Die Positionen werden durch einen passiven Kerbmechanismus definiert.
Der Prototyp stellt ein vereinfachtes Modell eines Selektormechanismus
dar, der für die Multi-AO Imaging Camera for Deep Observations
(MICADO) entwickelt wird.
Dieser Wählmechanismus ermöglicht das Umschalten zwischen
den vier Beobachtungsmodi des MICADO-Instruments.
Diese vier Modi sind zwei Imager mit unterschiedlicher
Winkelauflösung, ein Spektrograph und ein koronographischer Modus.
MICADO deckt Wellenlängen im nahen Infrarot (NIR) ab
(0.8–2.4 Mikrometer).
Für NIR-Messungen ist es notwendig, die Optik und die Detektoren
in einem Kryostaten aufzubewahren.
Dieser Kryostat arbeitet bei einer Temperatur von 80 K.
Projekt 1.2:
Aufbau und Vermessung optischer Komponenten und Detektoren für neue Instrumente des Wendelstein-Observatoriums
(U. Hopp hopp@usm.lmu.de,
F. Grupp,
C. Gössl,
F. Lang-Bardl)
Für das neue 2-m-Teleskop auf dem Wendelstein werden zur
Zeit mehrere Instrumente und optische Messgeräte entwickelt.
Hierfür müssen optische Komponenten, wie z. B. Filter,
Glasfasern, Linsen oder elektronische Detektoren (CCDs) vermessen
und getestet werden. Projekte in diesem Umfeld können nach
Interesse des jeweiligen Studierenden vergeben werden und beinhalten
Laborarbeit in München, bei Interesse auch Entwicklung kleiner
Steuerungs-Skripten, sowie Auswertung und Dokumentation der Messungen.
Diese Bachelorarbeit setzt Interesse an elektronischen Schaltungen
voraus. Im Rahmen des Baus des MICADO-Instruments für das
39-m-EELT-Teleskop in Chile sind diverse Mechanismen und elektronische
Steuerungskomponenten zu bauen und zu testen. Technologien und
Mechanismen müssen bei Raumtemperatur an der USM getestet
werden. Die Arbeit umfasst die Durchführung und Dokumentation
von Tests diverser motorisierter und sensorischer Hardware bei
Raumtemperatur zur Vorbereitung auf Tests bei 80 K in unserem
Kryostaten. Hierzu gehört beispielsweise auch die Automatisierung
von Testständen in den Laboren der Sternwarte. Es werden sowohl
komplett selbst entwickelte Elektronikkomponenten verwendet, als
auch industrielle Standardtechnologien wie CAN-BUS-Controller und
SPS-Steuerungen (Vorwissen wünschenswert aber nicht notwendig).
Zusätzlich kann je nach genauem Thema ein rein astrophysikalisches
Beobachtungs- und/oder Datenauswertungsprojekt in Zusammenarbeit mit
dem Wendelstein-Observatorium absolviert werden.
Projekt 1.4:
Literaturarbeiten zum astronomischen Instrumentenbau
(U. Hopp hopp@usm.lmu.de,
F. Grupp)
Neuere Entwicklung zum Instrumenten- und Teleskopbau
einschließlich Justagemethoden und Berücksichtigung
von Umwelteinflüssen werden oft in nur schlecht erschlossenen
Tagungsbeiträgen dokumentiert. Im Rahmen dieser Arbeit(en)
sollen die über mehrere Bände verstreuten Beiträge
kritisch zusammengestellt werden. Aktuelle Themenstellungen umfassen
z. B. SPIE Beiträge zur Windbelastung von Montierungen,
die Diskussion um Reinigung und Bedampfungen von Teleskop- und
Instrumentierungsspiegeln mit verschiedenen Technologien, Methoden
der Spiegel-Justage (z. B. Hartmann-Analyse).
Projekt 1.5:
Erstellung von Instrumentensteuerungssoftware
(C. Gössl cag@usm.lmu.de)
Diese Arbeit setzt Interesse und Vorkenntnisse im Programmieren
voraus. Im Rahmen des Aufbaus der Instrumentierung für das
2-m-Teleskop am Observatorium Wendelstein sind diverse Programme
zur Steuerung von Subeinheiten zu erstellen. Die Arbeit umfasst
die Dokumentation des physikalischen Vorgehens, der gewählten
Softwarelösung und ihrer Einbindung in das Gesamtsystem.
Hierzu gehört beispielsweise auch die Automatisierung von
Testständen in den Laboren der Sternwarte oder die effektive
Verwaltung von Standardstern-Datensätzen des 40-cm-Teleskops.
2. Sterne und Planeten
Die Entwicklung massereicher Sterne ist in vielen Phasen
(sogar relativ nahe der zero age main sequence – ZAMS)
noch nicht oder nur unzureichend verstanden, hauptsächlich
aufgrund der Effekte von Massenverlust und Rotation, und weil
in herkömmlichen Rechnungen mehrdimensionale Effekte
oftmals durch simple 1-D Diffusionsansätze genähert werden.
Deshalb versucht unsere Arbeitsgruppe (international vernetzt),
mit Hilfe der sog. quantitativen Spektroskopie die Vorhersagen
solcher Sternentwicklungsrechnungen zu überprüfen und
ggf. die Gültigkeitsbereiche einzuschränken.
Um selber entsprechende Rechnungen und Tests durchzuführen,
hat sich in letzter Zeit der open-source Sternentwicklungscode MESA
als vorzügliches Arbeitsmittel herausgestellt.
Ziel der Bachelorarbeit ist es, zum einen mit Hilfe dieses Codes
Entwicklungswegrechnungen für verschiedene Massenbereiche
durchzuführen und die Ergebnisse mit alternativen Rechnungen,
basierend auf anderen Codes, zu vergleichen.
Zum anderen sollen entsprechende Adapter entwickelt werden, die
es ermöglichen, den vielfältigen Output schnell und
übersichtlich zu visualisieren.
Projekt 2.2:
Weiterentwicklung eines Programmpaketes zur automatischen Analyse von stellaren Spektren massereicher Sterne
(J. Puls uh101aw@usm.lmu.de)
Um den tatsächlichen Status und die Entwicklung massereicher
Sterne und ihre Wechselwirkung mit der Umgebung zu verstehen und
zu quantifizieren, untersucht man diese Sterne mit den Methoden
der sog. quantitativen Spektroskopie, d. h., man vergleicht
beobachtete und synthetische Spektren.
Letztere werden dabei mit Hilfe numerischer
Sternatmosphärenmodelle gewonnen.
Da in den letzten Jahren große Stichproben massereicher
Sterne spektroskopiert wurden, ist eine automatische Analyse
unumgänglich.
Unsere (international vernetzte) Arbeitsgruppe benutzt dazu umfassende
Gitter von Atmosphärenmodellen, und die Sternparameter werden aus
einem besten Fit von synthetischen und beobachteten Spektren erzielt.
Die grundsätzlichen Methoden dazu wurden bereits entwickelt,
allerdings werden die a-posteriori-Verteilungen der Parameter noch
nicht ausreichend beschrieben.
Ziel der Bachelorarbeit ist es, die bestehenden Codes mit einer
MCMC-Methode (Markov Chain Monte Carlo) zu verknüpfen,
um solch eine Verteilung abzuleiten.
Programmiererfahrung und Python-Kenntnisse wären von Vorteil.
Projekt 2.3:
Korrelation zwischen Röntgenstrahlungsemission und den fundamentalen Parametern heißer Sterne
(T. Hoffmann hoffmann@usm.lmu.de,
A. W. A. Pauldrach)
Mittels eines gleichzeitigen Vergleichs von beobachteten und
zu berechnenden Röntgen- und UV-Spektren eines Samples von
heißen Sternen soll eine mögliche Korrelation zwischen
der Stärke der Röntgenemission und den fundamentalen
Sternparametern untersucht werden. Dies wird es ermöglichen,
die dynamischen Prozesse, die in den Atmosphären zur Produktion
der Röntgenstrahlung führen, näher zu verstehen.
Programmierkenntnisse in Fortran werden vorausgesetzt.
Projekt 2.4:
Berechnung des Massenverlustes von extrem massereichen Sternen
(A. W. A. Pauldrach uh10107@usm.lmu.de,
T. Hoffmann)
Für extrem massereiche Sterne, die in dichten Sternclustern
durch Kollisions- und Verschmelzungsprozesse entstehen könnten
und deren Massen bei bis zu wenigen tausend Sonnenmassen liegen würden,
sollen mit einem im wesentlichen bestehenden Programm
Massenverlustraten für ein Modellgitter berechnet werden
(s.
http://www.usm.uni-muenchen.de/people/adi/RevBer/HotStars-OForT-Mod.html).
Die berechneten Werte stellen wichtige Größen dar, um die Entwicklung solcher
Objekte zu beschreiben und ihre Spektren zu berechnen, und auf diesem Wege zu überprüfen,
ob sie in heutigen Starburst-Clustern tatsächlich vorhanden sind.
Programmierkenntnisse in Fortran werden vorausgesetzt.
Exoplaneten sind ein aktives Forschungsgebiet und eine neue Generation
von Teleskopen wird derzeit entwickelt, um verschiedene Aspekte von
ihnen zu untersuchen oder zusätzliche Planeten zu entdecken.
Ziel dieser Arbeit ist, einen Überblick über die bereits
in der Planung befindlichen Teleskope und somit einen Ausblick auf
die zukünftige Entwicklung der Beobachtungen zu geben.
Seit der ersten Entdeckung eines Exoplaneten um einen Hauptreihenstern
im Jahr 2000 gibt es eine jährlich stark anwachsende Zahl
von Entdeckungen verschiedener Planetentypen unter Verwendung von
verschiedenen Methoden.
Aufgrund der mittlerweile enormen Menge von mehreren Tausend bekannten
Planeten ist es nun möglich, statistische Aussagen über
die Häufigkeit von Planetentypen in Abhängigkeit vom Sterntyp
und Umlaufbahn zu treffen.
Ziel dieser Arbeit ist, die derzeitigen Kenntnisse zusammenzufassen,
die verschiedenen Detektionsmethoden zu erläutern und die,
eventuell voneinander abweichenden, Ergebnisse zu diskutieren.
Der Rossiter-McLaughlin Effekt (RME) ist schon seit Jahrzehnten
bekannt und wurde ursprünglich bei sich bedeckenden Doppelsternen
entdeckt.
In den letzten Jahren jedoch konnte dieser Effekt erstmals bei Planeten
nachgewiesen werden und erlaubt es, die Rotation des Heimatsterns
relativ zum Planeten zu bestimmen.
Als eines von wenigen Observatorien wird der Wendelstein ab
nächstem Jahr mit dem FOCES-Instrument in der Lage sein, diesen
Effekt zu messen.
Ziel dieser Arbeit ist, den RME durch Literaturarbeit zu beschreiben
und die aktuellen Ergebnisse, und die daraus folgenden interessanten
Konsequenzen für die Planetenentstehung, zusammenzufassen.
Supererden, Felsplaneten mit Radien von mehr als dem zweifachen der
Erde, sind in unserem Sonnensystem komplett unbekannt und stellen
eine neue Population von Planeten dar.
Ziel dieser Arbeit ist die Beschreibung dieser Population, wobei auch
auf die Detektionsmethoden von Exoplaneten eingegangen werden sollte,
und eine Studie ihrer Verbreitung.
Die Ergebnisse der Forschung der letzten Jahre, in denen sich die
Kenntnisse rapide vergrößert haben, sollen zusammengefasst
werden.
Jeder kennt sie die Sequenz der Spektralklassen der Sterne:
“OBAFGKM” –
“Ohne Bier aus’m Fass gibt’s koa Mass.”
Die Spektralklassen der Sterne sind jedoch, wie der Name schon sagt,
gemäß der Eigenschaften ihrer Spektren definiert.
Man kann aber nicht für jeden Stern in unserer Milchstraße
ein Spektrum nehmen, wenn man die Spektralklasse wissen will.
Allerdings wird nach und nach unser gesamter Himmel in Breitbandfiltern
aufgenommen.
Frage:
nimmt man die Farben der Sterne in diesen Breitbandfiltern, wie gut
kann man damit den stellaren Typ bestimmen?
Kann man etwa gar die Metallizität unterscheiden?
Um diese Frage zu beantworten werden wir die Photometrie von Sternen
in Surveys wie SDSS oder Pan-STARRS sowie gute Sternspektren aus dem
MaNGA-SDSS Survey benutzen.
Diese Arbeit kann auch im Team gemacht werden.
Planet formation models rely on understanding the initial phases of
dust grain evolution in molecular clouds.
The evolution occurs via collisional agglomeration, with the relative
grain motion driven by a combination of several mechanisms operating
in the clouds.
The coagulation model is currently oversimplified in that we assume
that dust grains stick together when they collide.
However, if the collision velocities are high enough, grains are
expected to fragment instead, leading to more complicated evolution
of the size distribution.
This thesis project would be to search the literature and implement a
dust fragmentation algorithm into our code, and explore the effect of
fragmentation on the evolution of the size distribution in molecular
clouds.
Cosmic rays entering molecular clouds are dominated by positively
charged protons.
At high cosmic ray fluxes (such as found near the Galactic center or in
starburst galaxies), their penetration may be limited by the electric
field generated by the build-up of net positive charge in the cloud.
This project could take one of two directions, depending on the
interest of the student.
A student interested in plasma physics and analytic work could
model the charge build-up in the linear regime, taking into account
a realistic model of the magnetic field geometry, and differing
transverse/longitudinal conductivities.
A student more interested in numerical work could assume a simple
field geometry, and simulate the nonlinear charge build-up in the
high CR flux regime.
The cosmic ray abundance in molecular clouds is modulated by the
presence of magnetic “pockets” –
local regions of low magnetic field in the cloud along a particular
field line, which develop naturally as a result of the motion of
magnetic field lines in a turbulent medium.
We have analyzed the statistics of the extent and depth of these
pockets, but many open questions remain concerning their shape and
dynamics.
We have MHD simulation data containing the geometry of the magnetic
field lines in a collapsing molecular cloud at different snapshots
in time.
The interested student could analyze this data and try to address
any of the questions suggested below, or one of his/her own choosing:
– As the pockets evolve in time, do they primarily grow/shrink,
or do they primarily move as solid bodies?
– There are indications that pockets are elongated along field
lines.
How true is this, and what is a typical pocket aspect ratio?
– Are different pockets simply connected with each other by the
field lines, or are there many disjoint magnetic pockets?
Diffusion of cosmic rays in molecular clouds arises as a result of
scattering off of small-scale irregularities in the magnetic field
that are excited by turbulence.
It is therefore crucial to have detailed understanding of the spectrum
of turbulence at small spatial scales in the ISM.
A student could review the existing literature on the turbulent
cascade in the ISM, and its application to cosmic ray diffusion.
As a particular application, there is interesting new research
suggesting that cosmic rays may be generated near young stars,
and then be transported to the protoplanetary disk along the local
magnetic field lines.
Turbulence in the disk is believed to be omnipresent due to the
magneto-rotational instability, which is in turn affected by the
cosmic rays through the local ionization rate.
Calculating the effect of this turbulence on the propagation of
cosmic rays would be an important work, as it is the first step to
a self-consistent model for the interplay between the MRI and the
cosmic rays.
Molecular clouds are surrounded by extended low-density gaseous
envelopes.
The interstellar UV field is the prime source of carbon ionization
in these regions, while the ionization of hydrogen only occurs due
to cosmic rays.
The analysis of chemical reactions triggered by cosmic rays suggests
a number of molecular ions form in the gas, whose direct observation
provides a powerful tool for constraining the rate of ionization by
cosmic rays and hence the models of their propagation in the envelopes.
The interested student should analyze the available observational
data for different ions (such as H3+,
OH+, ArH+), in order to obtain a comprehensive
picture of how the cosmic-ray ionization varies in the envelopes.
3. Galaxien und AGN
Alle Galaxien sind magnetisiert. Woher kommen galaktische
Magnetfelder, wie werden sie aufrechterhalten und welche Struktur
haben sie? Das sind die Fragen die uns umtreiben. Innerhalb der
Arbeit soll mit analytischen Rechnungen ein Modell zur Verstärkung
galaktischer Magnetfelder entwickelt werden.
Projekt 3.2:
Zur Ausbreitung kosmischer Strahlung in der Milchstraße
(H. Lesch lesch@usm.lmu.de)
Die kosmische Strahlung stellt einen leichten, aber sehr druckvollen
Anteil des interstellaren Mediums dar. Durch ihre Druckwirkung auf
die Magnetfelder kann sie erheblich zum galaktischen Dynamo beitragen.
In diesem Projekt sollen die Eigenschaften galaktischer kosmischer
Strahlung und ihr Einfluss auf die Gamma-Emission untersucht werden.
Wie wird das Alter einer Galaxie gemessen? Ziel dieser Arbeit ist die
Beschreibung der Methoden zur Altersbestimmung vor Galaxien und ihrer
Unsicherheiten. Wenn die Zeit reicht, kann man selber versuchen, aus
vorhanden Spektren das Alter von ausgewählten Galaxien zu messen.
Die Modellierung von dreidimensionalen Galaxien wird oft mit der
Schwarzschild-Methode durchgeführt. Man rechnet Sternbahnen
in einem gegebenen Gravitationspotential und findet die optimale
Mischung, die die gemessenen Daten am besten reproduzieren kann. Die
Modellierung von Galaxien mit Scheiben, die fast zweidimensional
sind, mit derselben Methode stellt Fragen, die noch ungelöst
sind. Wie optimiert man die Berechnung des Potentials? Wie bestimmt
man die richtige Regularisierung (d. h. die Glättung)
der Lösung? Wie gut ist die Methode für realistische
Galaxien? Während der Arbeit werden Lösungen zu diesen
Fragen getestet und implementiert.
Projekt 3.5:
Massenbestimmung von supermassereichen schwarzen Löchern in Galaxienzentren
(R. Saglia saglia@usm.lmu.de)
Wie werden die Massen von supermassereichen schwarzen Löchern in
den Zentren von Galaxien gemessen? Wie gut sind sie? Wieviel Masse
steckt insgesamt in diesen supermassereichen schwarzen Löchern? Die
Ergebnisse der Forschung der letzten Jahren sollten zusammengefasst
werden.
4. Kosmologie, großräumige Strukturen und Gravitationslinsen
Projekt 4.1:
Entfernungen zu Supernovae in verschiedenen kosmologischen Modellen
(J. Weller weller@usm.lmu.de)
Für verschiedene Friedmann-Modelle sollen die Beziehung zwischen
Entfernung und Rotverschiebung abgeleitet werden. Durch Vergleich mit
Supernova-Daten sollen daraus Randbedingungen an die kosmologischen
Parameter abgeleitet werden. Dies wird mit Hilfe sogenannter
Monte-Carlo-Markov-Ketten analysiert. Wenn die Zeit reicht, kann die
Analyse auf Modelle mit extra Dimensionen ausgeweitet werden.
Eine Galaxie ändert ihre Größe im Laufe ihres
Lebens. Ziel dieser Arbeit ist die Zusammenfassung der Ergebnisse
die in den letzten Jahren publiziert worden sind. Wie wird die
Größe einer Galaxie gemessen? Wie schnell ändert
sich die Größe einer Galaxie mit der Zeit? Gibt es eine
Abhängigkeit von der Masse der Galaxie? Warum ändert sich
die Größe einer Galaxie mit der Zeit?
Galaxien können durch den Gravitationslinseneffekt dahinter
liegende Galaxien und Quasare in mehrere Bilder oder sogar
“Einsteinringe” abbilden.
Hunderte von solchen Systemen sind inzwischen bekannt, und viele
tausende werden in bald startenden Surveys (z.B. in der
Satellitenmission Euclid oder dem bodengebundene LSST-Survey)
gefunden werden.
Wenn man solche Systeme analysiert kann man die Verteilung der
dunklen und leuchtende Materie in den linsenden Galaxien messen und
die gelinsten Galaxien in extrem hoher räumlicher Auflösung
analysieren.
Dieses Projekt soll dazu dienen die Gravitationslinsentheorie
zu verstehen, und zu untersuchen welche frei verfügbare Software
zur Analyse solcher Systeme zu Verfügung steht, und was ihre
methodischen Grundlagen sind.
Die Arbeit kann mehr literaturbasierend sein, oder je nach
Fähigkeiten auch verschiedene dieser Softwarepakete testen.
Weil so viel verschiedene Aspekte erlernt werden können, kann
sie auch im Team mit mehreren Personen (mit spezifizierten Subthemen)
angegangen werden.
Projekte in der physikalische Kosmologie Gruppe (Jochen Weller et al.)
5. Astrophysik und Kosmologie mit Machine Learning
Wir bieten jederzeit verschiedene Machine Learning (ML) Bachelorarbeiten an,
z.B. photometrische Rotverschiebungen mit ML, statistische Beschreibungen
von Galaxienhaufen mit ML, Identifikation von seltenen (z.B. gelinsten)
oder ‘komischen’ Objekten mit ML.
Wir bieten auch Themen an, die Convolutional Neural Networks (CNN)
in Astrophysik und Kosmologie benutzen.
6. Numerische und theoretische Astrophysik
Die Forschung in der Computational Astrophysics Group (CAST) reicht
von der theoretischen Untersuchung der Stern- und Planetenentstehung
bis zur Untersuchung von Prozessen auf kosmologischer Ebene.
Eine Vielzahl verschiedener, bekannter numerischer Codes (wie etwa
Ramses, Gadget, Sauron, Gandalf, Mocassin und andere) wird verwendet.
Primäre Untersuchungen befassen sich mit der Entstehung,
der Struktur und der Entwicklung protoplanetarischer Scheiben,
der Entstehung planetarischer Bausteine und Planeten, der Beziehung
zwischen Turbulenz und Phasenübergängen im mehrphasigen
interstellaren Medium (ISM), energetischen Rückkopplungsprozessen,
Molekülwolken- und Sternentstehung in Galaxien, sowie
kosmologischer Struktur- und Galaxienentstehung und dem Zusammenspiel
von Rückkopplungsprozessen, AGN und Galaxienentwicklung und
deren Einfluss auf das intergalaktische Medium (IGM) oder das
Inter-Cluster-Medium (ICM).
So untersucht unsere Gruppe astrophysikalische Prozesse auf
räumlichen Skalen von mehr als 14 Größenordnungen,
von Gigaparsec-Skalen kosmologischer Strukturen bis hinunter
zu Sub-AU-Skalen von Staubkörnern in protoplanetarischen
Scheiben.
Es ist mittlerweile klar, dass kleinräumige Prozesse wie
die Kondensation von Molekülwolken zu Sternen, Magnetfelder und
die Details des Wärmetransports, sowie großräumige
Prozesse wie der Gaseinfall aus dem kosmischen Netzwerk in Galaxien
und Umgebung eng miteinander gekoppelt sind und gemeinsam untersucht
werden müssen.
Die verschiedenen bisherigen und laufenden Projekte innerhalb der
CAST-Gruppe decken eine Verbindung zwischen den verschiedenen
räumlichen Skalen ab und tragen zum Verständnis
wichtiger Aspekte der Entstehung und Entwicklung von Sternen und
protoplanetarischen Scheiben, zentralen Schwarzen Löchern und
AGNs, Sternentstehungsgebieten und dem ISM, Galaxien und deren IGM,
Galaxienhaufen und dem ICM sowie der großräumigen Strukturen
im Universum bei.
Sie treiben auch die kontinuierliche Entwicklung und Anwendung
neuer numerischer Methoden und der nächsten Generation von
Multi-Skalen-Codes im Rahmen der numerischen Astrophysik voran.
Bisherige und aktuelle Master- und Bachelorarbeiten wurden
stets unter Berücksichtigung der individuellen Stärken und
Interessen der Studierenden angeboten und decken verschiedene Bereiche
der numerischen und theoretischen Astrophysik ab:
- Bildung großräumiger kosmologischer Strukturen
(Halos aus dunkler Materie, Galaxien, Galaxienhaufen, der Einfluss
von Schwarzen Löchern, Magnetfeldern und nicht-thermischen
Teilchen)
- Entwicklung und Struktur des turbulenten interstellaren Mediums
(ISM-Physik, selbstregulierende Sternentstehung, Entstehung von
Molekülwolken, Magnetfelder)
- Physik der Galaxienkerne (aktive Galaxienkerne, Herkunft und
Natur der Gaswolke G2 in der Nähe des galaktischen Zentrums)
- Entstehung von Planeten, Sternen und Sternhaufen (Sterne und ihr
Einfluss auf die umgebende protoplanetarische Scheibe, interstellare
Materie, Strahlungstransport, Dynamik von Teilchen und Planeten in
protoplanetarischen Scheiben)
- Anwendung und Entwicklung von numerischen Werkzeugen auf
parallelen CPUs und GPUs und Visualisierung (teilchenbasierte
SPH/N-Körper, Grid-basierte,
Moving-Mesh- oder Meshless-Methoden)
Ausführlichere Informationen zu
laufenden und abgeschlossenen Projekten
sowie weiterführende Informationen zur laufenden Forschung
finden Sie auf den Webseiten der
Arbeitsgruppe Computational Astrophysics.
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