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Universitäts-Sternwarte München


Fakultät für Physik der Ludwig-Maximilians-Universität

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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

U. Hopp (hopp@usm.lmu.de), C. Gössl (cag@usm.lmu.de), A. Riffeser (arri@usm.lmu.de), F. Grupp (fug@usm.lmu.de), A. Hess (achim@usm.lmu.de), F. Lang-Bardl (flang@usm.lmu.de), A. Monna (amonna@usm.lmu.de)

Wir bieten jederzeit auch andere Themen an. Schreiben Sie einfach eine Email und beschreiben Sie Ihre Interessen und Erfahrungen.

Projekt 1.1: Test der Positionierungsgenauigkeit einer Rotationsplattform für das MICADO Instrument (A. Monna amonna@usm.lmu.de, F. Lang-Bardl flang@usm.lmu.de)
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.
Projekt 1.3: Entwicklung und Test von elektronischen Steuerungskomponenten und Mechanismen für Großteleskope (M. Häuser mhaeuser@usm.lmu.de, A. Hess achim@usm.lmu.de)
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

T. Preibisch (preibisch@usm.lmu.de), J. Puls (uh101aw@usm.lmu.de), A. W. A. Pauldrach (uh10107@usm.lmu.de), T. Hoffmann (hoffmann@usm.lmu.de)
Projekt 2.1: Sternentwicklung massereicher Sterne mit MESA (J. Puls uh101aw@usm.lmu.de)
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.
Projekt 2.5: Die Zukunft der Astronomie – neue Teleskope für die Entdeckung und Charakterisierung von Exoplaneten (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, Ch. Obermeier chroberm@usm.lmu.de)
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.
Projekt 2.6: Die statistische Verteilung von Planeten – ein Überblick (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, Ch. Obermeier chroberm@usm.lmu.de)
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.
Projekt 2.7: Der Rossiter-McLaughlin Effekt – Vermessung von Sternrotationen mithilfe von Transits (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, Ch. Obermeier chroberm@usm.lmu.de)
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.
Projekt 2.8: Supererden – Eigenschaften und Häufigkeiten (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, Ch. Obermeier chroberm@usm.lmu.de)
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.
Projekt 2.9: Sternspektren und Sternphotometrie (S. Seitz stella@usm.lmu.de, A. Halder ahalder@usm.lmu.de, A. Riffeser arri@usm.lmu.de)
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.
Projekt 2.10: Dust coagulation and fragmentation (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, A. Ivlev ivlev@mpe.mpg.de)
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.
Projekt 2.11: The role of electric fields in cosmic ray penetration into molecular clouds (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, A. Ivlev ivlev@mpe.mpg.de)
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.
Projekt 2.12: The shape and evolution of magnetic pockets in turbulent molecular clouds (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, A. Ivlev ivlev@mpe.mpg.de)
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?
Projekt 2.13: Cosmic ray diffusion in protoplanetary disks (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, A. Ivlev ivlev@mpe.mpg.de)
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.
Projekt 2.14: Cosmic ray ionization in envelopes around molecular clouds (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, A. Ivlev ivlev@mpe.mpg.de)
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

Projekt 3.1: Dynamos in Galaxien (H. Lesch lesch@usm.lmu.de)
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.
Projekt 3.3: Das Alter einer Galaxie (R. Saglia saglia@usm.lmu.de)
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.
Projekt 3.4: Die Modellierung der Dynamik von stellaren Scheiben (R. Saglia saglia@usm.lmu.de, J. Thomas jthomas@mpe.mpg.de)
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.
Projekt 4.2: Die Entwicklung der Größe der Galaxien (R. Saglia saglia@usm.lmu.de)
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?
Projekt 4.3: Strong lensing modelling: theory and public software (S. Seitz stella@usm.lmu.de, A. Riffeser arri@usm.lmu.de)
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

S. Seitz (stella@usm.lmu.de), T. Varga (vargatn@usm.lmu.de)
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

A. Burkert (burkert@usm.lmu.de), B. Ercolano (ercolano@usm.lmu.de), K. Dolag (dolag@usm.lmu.de), B. Moster (moster@usm.lmu.de)

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.

astrophysikalische Prozesse auf räumlichen Skalen von mehr als 14 Größenordnungen

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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Letzte Änderung 14. Juni 2019 19:46 durch Webmaster (webmaster@usm.uni-muenchen.de)