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Universitäts-Sternwarte München


Fakultät für Physik der Ludwig-Maximilians-Universität

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Masterarbeiten
an der Universitäts-Sternwarte

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)

Projekt 1.1: Entwicklung von Instrumentsteuerungen wie zum Beispiel SPS-Test-Systemen mit Beckhoff-SPS für Großteleskope (M. Häuser mhaeuser@usm.lmu.de, A. Hess achim@usm.lmu.de)

Diese Masterarbeit setzt Interesse an elektronischen Steuerungen und Sensorik voraus. Vorkenntnisse in Elektronik (u. U. entsprechende Master- oder Bachelorvorlesungen) und SPS-Technologien im besonderen sind von Vorteil. Im Rahmen des Baus des MICADO-Instruments für das 39-m-EELT-Teleskop in Chile sind diverse Mechanismen und elektronische Steuerungskomponenten zu entwickeln, bauen und zu testen. Mechanismen und Sensorik müssen in einem Test-Kroystat (~80 K) an der USM getestet und von Beckhoff-SPS gesteuert werden. Die Arbeit umfasst die Konzipierung, Durchführung und Dokumentation von Tests diverser Hardware bei Raumtemperatur und bei ~80 K in unserem Kryostaten. Ergebnisse müssen aufbereitet werden um im Rahmen des MICADO-Projekts von anderen internationalen Konsortiumspartnern verwendet zu werden. Als Steuerungselektronik werden Beckhoff-SPS eingesetzt. Zusätzlich kann je nach genauem Thema ein rein astrophysikalisches Beobachtungs- und/oder Datenauswertungsprojekt in Zusammenarbeit mit dem Wendelstein-Observatorium absolviert werden.

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: Multi-Wellenlängen-Beobachtungen von Sternentstehungsregionen (T. Preibisch preibisch@usm.lmu.de)

In Rahmen von laufenden Forschungsprojekten können bestimmte Teilaspekte bearbeitet werden, z. B. die Korrelation von Objektlisten in verschiedenen Wellenlängenbereichen (vom Röntgenlicht bis hin zum sub-mm-Bereich).

Projekt 2.2: Synthetische Spektren massereicher Sterne im Infraroten (J. Puls uh101aw@usm.lmu.de)

Der von unserer Arbeitsgruppe entwickelte Modellatmosphärencode “Fastwind” ist einer der weltweit verbreitetsten Codes zur Berechnung von optischen und IR-Spektren massereicher Sterne des Spektraltyps O und B. In den letzten Jahren wurde eine umfassende Revision dieses Codes durchgeführt, die u. a. auch die Modellierung des ultravioletten Spektralbereiches ermöglicht. Diese neue Programmversion wurde allerdings noch nicht für den IR-Bereich des Spektrums adaptiert und getestet, wobei gerade dieser Bereich für neueste und zukünftige Großteleskope (JWST, ELT) von höchster Relevanz ist. Die hier vorgestellte Masterarbeit zielt darauf ab, in einem ersten Schritt die neue “Fastwind”-Version dahingehend zu adaptieren, daß auch der IR-Bereich zufriedenstellend synthetisiert werden kann, wobei ein Vergleich mit Ergebnissen der alten Programmversion unabdingbar ist. In einem zweiten Schritt soll dann die atomare Datenbasis dahingehend erweitert werden, dass eine präzise IR-Spektroskopie auch von Metallen ermöglicht wird. Die hier vorgestellte Arbeit erfordert starkes Interesse am Umgang mit und der Implementierung von numerischen Verfahren.

Projekt 2.3: Modellatmosphären und synthetische Spektren für Wolf-Rayet-Sterne (J. Puls uh101aw@usm.lmu.de)

Der von unserer Arbeitsgruppe entwickelte Modellatmosphärencode “Fastwind” ist einer der weltweit verbreitetsten Codes zur Berechnung von optischen/IR-Spektren massereicher Sterne des Spektraltyps O und B. Die hier vorgestellte Masterarbeit zielt darauf ab, den Code schrittweise dahingehend zu erweitern, daß auch die Spektren von sogenannten Wolf-Rayet-Sternen synthetisiert werden können. Der wichtigste Unterschied der Atmosphären solcher Wolf-Rayet (WR) Sterne im Vergleich zu denjenigen “normaler” Sterne liegt in einer erheblich höheren Winddichte (praktisch alle optischen Linien werden hauptsächlich im Wind gebildet) und in einer unterschiedlichen chemischen Zusammensetzung: meistens ist die Helium- und Stickstoffhäufigkeit (Produkte des CNO-Zyklus) stark erhöht und die Wasserstoffhäufigkeit drastisch reduziert (bis zu Null). Die hier vorgestellte Arbeit erfordert starkes Interesse an der Implementierung numerischer Verfahren.

Projekt 2.4: Perioden-Leuchtkraft-Relation von langperiodisch veränderlichen Sternen in M31 (J. Snigula snigula@usm.lmu.de, A. Riffeser arri@usm.lmu.de)

Im Vergleich zu kurzperiodisch veränderlichen Sternen wie Cepheiden oder RR-Lyrae sind langperiodisch veränderliche Sterne noch relativ wenig untersucht. In den letzen Jahren wurde auf Basis der OGLE-Daten erstmals für eine große Anzahl von Veränderlichen in den Magellanschen Wolken eine Perioden-Leuchtkraft-Relation aufgestellt. Ziel der Masterarbeit ist es, die langperiodisch Veränderlichen aus dem Pandromeda-Datensatz zu überprüfen, und aus den verfügbaren optischen und nah-infraroten Beobachtungen von M31 Helligkeiten zu gewinnen um die Perioden-Leuchtkraft-Relation zu erstellen und mit der publizierten Relation für die Magellanschen Wolken zu vergleichen.

3. Galaxien und AGN

H. Lesch (lesch@usm.lmu.de), M. Klein (Matthias.Klein@physik.lmu.de), J. Mohr (Joseph.Mohr@physik.lmu.de), M. Pannella (Maurilio.Pannella@physik.lmu.de), R. Saglia (saglia@usm.lmu.de), J. Thomas (jthomas@mpe.mpg.de), V. Strazzullo (Veronica.Strazzullo@physik.lmu.de)

Projekt 3.1: 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 3.2: Dunkle Materie in Zwergellipsen (R. Saglia saglia@usm.lmu.de)

Elliptische Galaxien sind in massiven dunklen Halos eingebettet. Über die dunklen Halos der Zwergellipsen wissen wir aber wenig, weil die niedrigen Geschwindigkeiten ihrer Sterne schwer zu messen sind. Dank unseres neuen hochauflösenden zwei-dimensionalen Spektrographens VIRUS-W waren wir in der Lage, Spektren von mehreren Zwergellipsen des Virgo-Haufens zu messen. Ziel dieser Masterarbeit ist die Ausarbeitung und Analyse dieser Daten, die dynamische Modellierung und die Bestimmung der Dichte der dunklen Materie in diesen Galaxien.

Projekt 3.3: Studies of the impact of environment on galaxy and AGN evolution (M. Klein Matthias.Klein@physik.lmu.de, J. Mohr Joseph.Mohr@physik.lmu.de, M. Pannella Maurilio.Pannella@physik.lmu.de, V. Strazzullo Veronica.Strazzullo@physik.lmu.de)

Astronomers noticed more than 100 years ago that the galaxy populations within dense galaxy clusters are different from those in the surrounding low-density field, but the underlying reasons remain unclear. Hierarchical structure formation leads dense clusters to form rather late in the Universe and to continue the accretion of surrounding material, including star forming spiral galaxies where through a range of processes they are transformed into ellipticals or S0s. Studies over the past decades have clarified the range of physical processes that are likely contributing to this transformation, and these include ram pressure stripping, mean field tidal stripping and galaxy merging, among others. We are using a new Sunyaev-Zel’dovich effect selected sample of galaxy clusters from SPT that extends to redshift z ~ 2 together with data from the DES, Spitzer and Herschel to study these galaxy population transitions as a function of cosmic time. The goal of this project is to use the multi-band optical and IR photometry to identify cluster galaxies and study the transition in color and star formation rates as a function of radius from the cluster center as well as a function of cosmic time and cluster mass. Our dataset is uniquely suited for this study, because we have a well understood sample of clusters extending over a broad redshift range and a uniform photometric imaging dataset in the optical and IR over large areas of the sky.

Projekt 3.4: Exploring the dark side of galaxy formation and evolution using radio continuum data (M. Pannella Maurilio.Pannella@physik.lmu.de, J. Mohr Joseph.Mohr@physik.lmu.de)

Among the many facets under investigation of the galaxy formation and evolution puzzle, two old and still unanswered questions remain at the core of our incomplete picture:

  • 1) How do galaxies grow their stellar mass over cosmic time?
  • Answering this question has proven difficult mainly because of the uncertainties in estimating the on-going star formation for large, representative galaxy samples. The easily accessible ultra-violect (UV) restframe emission, in principle a direct probe of the young short-lived massive stellar populations, is in fact measuring only the small fraction of that emission that has not been absorbed by the interstellar dust. It thus needs to be corrected by factors that, depending on the intrinsic galaxy properties, can vary by orders of magnitude.

  • 2) Why does star formation cease at a certain point during the galaxy life?
  • In the last decade many studies have agreed in assigning a relevant role to nuclear activity (AGNs, due to massive black hole growth) in affecting the galaxy star formation histories (SFHs). In particular, once a major burst of star formation has eventually exhausted the gas inside the galaxy immediately available for star formation, the so-called "radio-mode feedback" is often invoqued as preventing the gas in the outer galaxy halo from cooling and starting star formation again.

    Deep radio surveys, conducted in association with multi-wavelength observations, allow us to probe at the same time dust-unbiased star formation and nuclear activity, and hence have become a fundamental tool in the last decade for studying galaxy evolution. This master project will focus on already available JVLA radio continuum data in the deepest extra galactic fields in order to obtain a dust-unbiased view of star formation over cosmic time and a first-order estimate of radio-AGN feedback to be compared to theoretical model expectations at different redshifts and halo masses.

Projekt 3.4: Projekte in der OPINAS Gruppe (Ralf Bender et al.)

Siehe:

4. Kosmologie, großräumige Strukturen und Gravitationslinsen

S. Bocquet (Sebastian.Bocquet@physik.lmu.de), J. Dietrich (Joerg.Dietrich@physik.lmu.de), M. Klein (Matthias.Klein@physik.lmu.de), J. Mohr (Joseph.Mohr@physik.lmu.de), A. Riffeser (arri@usm.lmu.de), R. Saglia (saglia@usm.lmu.de), S. Seitz (stella@usm.lmu.de), J. Weller (weller@usm.lmu.de)

Projekt 4.1: Vergleich von simulierten und beobachteten “red-sequence”-Galaxienhaufen (S. Seitz stella@usm.lmu.de, K. Dolag dolag@usm.lmu.de)

Der dominante Anteil von Galaxien in Galaxienhaufen sind “rote” Galaxien (S0 oder elliptische Galaxien), d. h. Galaxien ohne gegenwärtige Sternentstehung. Das führt dazu, dass sie sich im Farben-Magnituden-Raum auf der sogenannte “red sequence” befinden. In Multi-Band photometrischen Surveys (z. B. dem Dark Energy Survey DES) findet man Galaxienhaufen durch ihre red-sequence-Galaxienpopulation, und bestimmt ihre (photometrischen) Rotverschiebungen an Hand der Farben der red-sequence-Galaxien. Die Anzahl der roten Galaxien eines Galaxienhaufens wird benutzt um seine “Richness” festzulegen, eine Zahl, die stark mit der Gesamtmasse des Galaxienhaufens korreliert. Für viele Zwecke in der Kosmologie möchte man die in den Beobachtungen identifizierten Galaxienhaufen mit Galaxienhaufen, die numerisch im Kontext von Strukturbildung simuliert worden sind, vergleichen. Z. B. möchte man den genauen Zusammenhang zwischen Richness und Galaxienhaufenmasse und die zugehörige Streung wissen, oder man möchte wissen, wieviel dunkle Materie mit den einzelnen roten Galaxien assoziert ist (als Funktion ihrer Helligkeit und Position im Galaxienhaufen). Das Ziel dieser Masterarbeit ist es, die Technik der Beobachter, Galaxienhaufen zu finden, auf simulierte Galaxienhaufen anwendbar zu machen, und Haufenkataloge mit Richness, roten Haufenmitgliedern und dunkle-Materie-Halo-Massen der individuellen Haufenmitglieder abzuleiten. Die Ergebnisse können dann mit den Ergebnissen aus den Beobachtungen verglichen werden, und es können die Ergebnisse von gegenwärtigen und zukünftigen Beobachtungen vorhergesagt werden.

Projekt 4.2: Galaxienhaufenmassenrekonstruktionen mit Hilfe des schwachen Gravitationslinseneffekts (S. Seitz stella@usm.lmu.de, T. Varga vargatn@usm.lmu.de)

Durch ihre (leuchtende und dunkle) Materiekomponenten verzerren Galaxienhaufen Lichtbündel die sie durchqueren. Dieser sogenannte schwache Gravitationslinseneffekt verändert die Form von Galaxien im Hintergrund von Galaxienhaufen und dreht die Hauptachsen (von ihren Ellipsoiden) vorwiegend tangential zu den Galaxienhaufenzentren. Man kann die relevanten Relationen invertieren und Massenkarten von Galaxienhaufen erstellen, ihre Profile und “totalen” Massen messen. Wir bieten Masterarbeiten auf diesem Thema, wobei die Daten entweder von unserem 2-m-Wendelsteinteleskop stammen, oder öffentliche Daten sind, oder Daten vom Dark Energy Survey DES benutzt werden.

Projekt 4.3: Analyse des starken Linseneffekts in HST-clusters (S. Seitz stella@usm.lmu.de, A. Monna amonna@usm.lmu.de)

In den Zentren von Galaxienhaufen kann die entlang der Sichtlinie projizierte Materiedichte groß genug werden, so dass Objekte im Hintegrund solcher Galaxienhaufen in Mehrfachbilder or sogenannte giant gravitational Arcs abgebildet werden. Die Analyse dieses sogenannten starken Linseneffekts liefert die genauesten Massenbestimmungen für weit entfernte Galaxienhaufen. Zusätzlich kann man die Menge von dunkler Materie (d. h. die Größe von dunkle-Materie-Halos), die mit Galaxienhaufenmitgliedern assoziert ist, messen. Auf diese Weise kann man die Haufen-Subhalo-Massenfunktion bestimmen sowie die Menge von dunkler Materie die von den Halos abgelöst wird, wenn Galaxien in Galaxienhaufen fallen und sich durch ihre dichten Zentren hindurchbewegen.

Projekt 4.4: Density Split Statistics (S. Seitz stella@usm.lmu.de, O. Friedrich oliverf@usm.lmu.de)

The evolution of the cosmic density field encodes powerful information on the laws of gravity as well as the initial conditions of the universe. So far, most experiments that quantify the large-scale structure of the universe only measured 2-point statistics of the density field. This means that they measured the amplitude of density fluctuations as a function of scale. This provides only a limited view of the large-scale structure and hence limited cosmological information. Within the Dark Energy Survey (DES) Collaboration we established a new method of analyzing the large-scale structure of the universe: Density Split Statistics (DSS). This method closes a major gap in current studies of the large-scale structure: it can disentangle gravitational non-linearities from non-trivial features in the relation between galaxies and matter! The reason for this is that DSS is sensitive to the skewness of density fluctuations (as opposed to only the amplitude). We are looking for a Master student with excellent mathematical skills to complement our work on density split statistics. This student will first familiarize herself/himself with our publications Friedrich & Gruen et al. (arXiv:1710.05162) and Gruen & Friedrich et al. (arXiv:1710.05045). These describe density splits of the gravitational lensing power spectrum. The student will then transfer our formalism to also incorporate density splits of the galaxy power spectrum.

Projekt 4.5: Mass calibration and cosmological study of X-ray and Sunyaev-Zel’dovich effect selected galaxy clusters using gravitational lensing (S. Bocquet Sebastian.Bocquet@physik.lmu.de, J. Dietrich Joerg.Dietrich@physik.lmu.de, M. Klein Matthias.Klein@physik.lmu.de, J. Mohr Joseph.Mohr@physik.lmu.de)

One of the leading methods for studying the cosmic acceleration, measuring neutrino masses and directly measuring the growth rate of cosmic structures is through studies of the redshift and mass distribution of uniformly selected samples of galaxy clusters. A key element of these studies is constraining the masses of the galaxy clusters using information from weak gravitational lensing.

The goal of this project is to use the available weak gravitational lensing mass information from the Dark Energy Survey within samples of galaxy clusters selected from the South Pole Telescope Sunyaev-Zel’dovich effect survey or the RASS (and soon from eROSITA!) X-ray survey to study the cosmic acceleration, neutrino masses and the growth rate of cosmic structures.

  • Understand the impact of surrounding large scale structure and miscentering on the weak lensing mass estimates of galaxy clusters. Application to real cluster sample with DES shear catalogs to constrain masses.
  • Understand the impact of contaminating impacts due to X-ray and radio AGN on the selection and cosmological analysis of galaxy cluster samples.
  • Measure correlations among cluster observables in the X-ray, SZE and optical and study their impact on cosmological analyses.

Projekt 4.6: Projekte in der physikalischen Kosmologie und OPINAS Gruppen (Jochen Weller et al., Ralf Bender et al.)

Siehe:

5. 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 18. Juni 2018 18:58 durch Webmaster (webmaster@usm.uni-muenchen.de)