ALIs

kommt noch

Achtung: Die Navigationslinks auf dieser Seite funktionieren nicht, weil das nicht der Rahmen ist, der zu diesem Skript gehört. Wenn das Skript ordnungsgemäß dort installiert ist, wo es später laufen soll, funktionieren auch die Links in der dortigen Umgebung.

LINUX Cluster Project

Universitäts-Sternwarte.


Institution

  • Name: Lehrstuhl für Astronomie und Astrophysik mit Universitäts-Sternwarte
  • Address: Scheinerstraße 1, 81679 München
  • Project Proposal Date: 2017-03-06 10:58:29

Abstract:

1.Das vorliegende Projekt dient dazu, die Wechselwirkung der Strahlung heißer Sterne oder anderer Quellen ionisierender Strahlung mit dem umliegenden Gas zu simulieren. Hierfür wird ein 3-dimensionaler, zeitabhängiger Raytracingalogrithmus verwendet. Besonderes Augenmerk dient hierbei der Simulation der diffus ionisierten Gases. Dabei handelt es sich um eine Komponente der interstellaren Materie, die zwar über eine ähnliche Temperatur wie die HII-Regionen in der Umgebung heißer Sterne hat, jedoch über eine geringere Dichte verfügt (weniger als 0.2 Teilchen /cm^3). Die räumliche Verteilung und die Energiequellen für das diffus ionisierte Gas sind nach wie vor noch nicht vollständig verstanden. Zwar ist die Strahlung von heißen Sternen als Energiequelle naheliegend, jedoch sprechen die beobachteten Intensitätsverhältnisse der Emissionslinien sowie die Beobachtbarkeit von diffus ionisiertem Gas in gropßem Abstand von der galaktischen ebene dafür, dass noch weitere Quellen vorliegen (Schocks, magnetische Rekonnektion,...). Aufgrund der komplexen räumlichen Struktur des diffus ionisierten Gases können eindimensionale (d.h. planparallele oder radialsymmetrische Ansätze) nur eingeschränkt Simulationen liefern, die für einen direkten Vergleich mit Beobachtungen geeignet sind, so dass ein dreidimensionaler Ansatz anstrebenswert ist. Dies ist allerdings mit erheblich erhöhtem Rechenaufwand verbunden. Der verwendete Code beschränkt sich vorläufig darauf, die Wechselwirkung zwischen Sternen und dem umgebenden (atomaren) Gas. Es liegt bereits eine stabile Version für reines Wasserstoffgas vor. Um auch Helium sowie Metalle berücksichtigen zu können, wird an der Integration des Strahlungstransportes und der Zeitabhängigkeit in den WM-Basic Code von Pauldrach et al. (Universitätssternwarte München). Damit soll auch erreicht werden, die Temperaturschichtung im Gas (d.h. die Heiz- und Kühlprozesse) realistisch berechnen zu können. 2.Die Reionisation des Universums, wie die Phase der vollständigen Ionisation des intergalaktischen Mediums im Gegensatz zur etwa 700 Mio Jahre früher stattfindenden Rekombination genannt wird, hält folgende, tiefgehende Erkenntnisse über die ursprüngliche Strukturbildung im Universum bereit: Bei den größten Maßstäben die räumliche Verteilung und Anordnung der Halos aus dunkler Materie, welche sich unmittelbar vor der Epoche der Reioinisation geformt haben und in der unteren Hierarchie Vorgänge über die Entstehung der in den Halos beheimateten ersten Sterne und Galaxien. Bisher sind jedoch weder die Verursacher der Reionisation zweifelsfrei identifiziert, noch ist der zeitliche Ablauf nachvollzogen, wofür es zwei Hauptgründe gibt: Einmal mangelt es aufgrund der hohen Rotverschiebung und der weitgehenden Absorption der emittierten Strahlung zu Beginn der Reionisation an Beobachtungen. Zum anderen liegen bisher keine ausreichenden, umfangreichen Codes zur Simulationen und Modellierung der Reionisation vor. Ein entscheidendes Hindernis bei der Programmentwicklung war dabei stets die Umsetzung der Berechnung des 3-dimensionalen Strahlungstransports in seiner vollen Zeitabhängigkeit. Die intrinsisch sphärische Symmetrie von Strahlungsquellen in einem kartesisches Rechtssystem zu beschreiben, stellt sich dabei als besondere Herausforderung dar. Im Zuge dieser Arbeit wurde dieses Problem in seinen Ansätzen gelöst und ein völlig neues, astrophysikalisches Tool geschaffen, mit dem der zeitabhängige, 3-dimensionale Strahlungstransport grundsätzlich berechnet werden kann. Für die Entwicklung des FORTRAN-Codes war es notwendig, die komplexe geometrische Struktur aus räumlicher Anordnung von Quellen, Dichteverteilung des Mediums und sich überlagernd ausbreitender Strahlung in einem Konzept zu vereinen, und zusammen mit der Lösung der Strahlungstransportgleichung sowie der Ratengleichungen in ein Schema von zeitlichen Iterationen einzubetten. Mit Hilfe dieses Tools ist es schließlich möglich, erste Simulationen über den zeitlichen Ablauf der Phase der Reionisation durchzuführen und dabei die wesentlichen Entwicklungsstufen und Prozesse zu beobachten. 3.We perform detailed calcualtions to dermine microlensing event rates in direction to the M31 spirel galaxy. The Calcualtion consists of 4 dim calcualtion on a 5 dim grid, representing x,y,timescale, flusexcess and color of the expected events. Comparing these results to our incoming observational data from teh PAndromeda survey allows us to constrain the dark matter distribution for massive objects in the dark halos of our galaxy and in the M31 galaxy. 4.In the last years observations at the highest spatial resolutions with optical long baseline interferometers lead to new insights into the distribution and composition of dust in discs around young stars. Such studies are of high relevance for stellar astronomy, because circumstellar discs are not only the reservoir from which stars are forming, but also the places where dust evolves and finally planets are understood to be born. However, due to the sparse uv-coverage of such observations image reconstruction from the interferometric data became only possible for a number of well-observed sources and after applying strict constraints. For most of the observed objects another method proved to be successful. Models of the young stellar objects are calculated with the help of radiative transfer codes for which the circumstellar disks are parameterised. Such codes are able to predict the spectral energy distribution, the brightness distribution, and other observables, which are compared with the measured quantities. Unfortunately, these radiative transfer calculations are very time-consuming and a large parameter space has to be explored. Real fits or even the determination of errors is thus only possible when the parameters can be reasonably restricted. We propose here to derive the spectral energy distributions for a large number of disk models for which the disc parameters, e.g. the mass of the disk, the density distribution, the flaring of the disk, and its inclination, are varied systematically in the relevant ranges. To accomplish this we are using the radiative transfer code MC3D, which is based on the Monte-Carlo method (Wolf et al., A&A, 349, 1999; Wolf et al., ApJ, 588, 2003). This code has been used by us for various projects, e.g., Ratzka et al., A&A, 502, 2009; Sauter et al. 2009, A&A, 505, 1167. Finally, the catalogue of spectral energy distributions will be used to ensure that appropriate starting values for a more detailed modelling are appropriately chosen. Moreover, the results will help to learn more about the complex and highly non-linear interplay among the parameters. We are studying the unusually complicated galaxy-galaxy lensing system J1430+4105 in order to constrain the amount of cold dark matter substructure in the lensing galaxy halo. The amount and distribution of such substructure is predicted by cosmological simulations, however it is difficult to measure. Gravitational lensing systems may be able to put meaningful constraints on the amounts of substructure in galaxy haloes, because the substructures can cause measurable deviations in the lensed light. We are simulating the lens J1430+4105, including substructures in our simulations, to determine what level of substructure would cause deviations in this system that are measurable using lens modelling. This procedure is computationally intensive because gravitational lens modeling requires many iterative calculations, and our simulations of substructure take into account multiple configurations allowed by cosmological simulations. We expect the result to put very strict limits on the amount and types of cold dark matter substructure in this system.