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Bachelor- & Masterarbeiten
an der Universitäts-Sternwarte
Bachelorarbeitsthemen des Extragalaktischen Astronomie Lehrstuhls
über Machine Learning, instrumentelle und Beobachtungsprojekte (Wendelstein),
über Sterne und Planeten, Galaxien, Gravitationslinsen und Kosmologie
finden Sie
→ hier.
Bitte schauen Sie auch bei den Masterarbeitsthemen nach, und schreiben
Sie uns was Sie interessiert, denn manche Themen kann man unterteilen
und abstufen, so dass sie in einer Bachelorarbeit bearbeitet werden
können.
Masterarbeitsthemen des Extragalaktischen Astronomie Lehrstuhls
über Machine Learning, instrumentelle und Beobachtungsprojekte (Wendelstein),
über Sterne und Planeten, Galaxien, Gravitationslinsen und Kosmologie
finden Sie
→ hier.
1. Instrumentierungs- und Beobachtungsprojekte
Projekt 1.1 (Bachelorarbeit):
Literaturstudie zu "Starshades" (26.4.2023)
(Frank Grupp, frank@grupp-astro.de))
Starshades sind - an Lotusblumen erinnernde - Strukturen die auf einem zweiten Satelliten in großer Entfernung zu einem einen Planeten beobachtenden Raumfahrzeug geflogen werden und mittels Beugung das Licht der "Sonne" des beobachteten Planeten abschatten. In der Arbeit soll der Stand der Technik zu Starshades zusammengefasst und die grundlegenden physikalischen Abhängigkeiten dargestellt und grafisch veranschaulicht werden.
With the upcoming Square Kilometre Array (SKA) and its precursor
telescopes, radio astronomy is undergoing a renaissance.
New algorithms, data reduction methods and survey modes are actively
developed to handle the EB-scale raw data streams produced and to
utilise the full potential of these new instruments.
As part of a large collaboration, our group at LMU is developing
commensal line intensity mapping and interferometric imaging using
scanning observations.
Such interferometric scanning or on-the-fly (OTF) observations are
increasing the survey speed by removing the settle-and-slew overhead
while also enabling commensal single-dish intensity mapping, providing
a dramatic improvement in data acquisition efficiency.
However, the scanning motion of the antennae pointing relative to the
delay centre introduces smearing effects that need to be corrected
in the imaging process.
In particular, the smearing of the primary beam (PB) response
introduces flux-density errors in the interferometric images.
This project aims to model the smeared PB by measuring the flux-density
variation of thousands of sources detected in our pilot MeerKAT OTF
observations.
The developed PB models and software will be incorporated into our OTF
imaging pipeline, which we will use to reduce 100+ hours of MeerKAT
OTF data observed in the upcoming year by our collaboration.
2. Sterne und Planeten
Projekt 2.1 (Masterarbeit):
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).
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.
Es wird angenommen, dass sich Planetesimale in gasförmigen
Scheiben um junge Sterne bilden, wobei jedoch die Details nicht
vollständig verstanden sind.
Eine interessante Möglichkeit wäre, dass Planetesimale
tatsächlich nur unter besonderen Umständen von Grund auf
entstehen und die meisten Sterne einfach die interstellaren Objekte
in ihrer Gasscheibe einfangen, was wiederum dann die Bildung weiterer
Planetesimale aus festen Material in der Scheibe auslöst.
Das Ziel des Projektes wäre die Anzahl solcher eingefangener
Objekte einzuschätzen.
Je nach Interessensausrichtung des/der Studenten/in könnte dies
entweder mit Hilfe eines analytischen Modells der zeitabhängigen
Gravitationspotentialquelle des jungen Sterns abgeschätzt, oder
numerisch durch Analyse des Gravitationspotentials des Gases in einer
Simulation berechnet werden.
Kleine Feststoffpartikel im Raum (kosmischer Staub) könnten
infolge von Drehmomenten, die sich aus der asymmetrischen
Partikelstruktur und/oder dem anisotropen Strahlungsfeld ergeben,
aufgewirbelt werden.
Eine These ist, dass sich die Partikel so schnell drehen, dass sie
durch die Zentrifugalkraft auseinandergerissen werden könnten.
Für dieses Projekt sollte der/die Studenten/in die
zugehörige Literatur lesen, um ein Verständnis für die
Größenverteilung und Lebensdauer der Partikel zu entwickeln,
aus denen die interplanetare Staubwolke besteht.
Diese Informationen könnte man dann mit bestehenden Modellen
der Partikelfragmentation kombinieren, um festzustellen, ob
die zentrifugale Zerreissung eine Rolle bei der Gestaltung der
Staubpopulation in unserem Sonnensystem spielt.
In dichten ISM-Regionen bilden Staubpartikel eine
Oberflächenschicht (Mantel) aus Eis.
Die Dicke dieses Mantels wird durch Konkurrenz zweier Prozesse
bestimmt:
zum einen der Akkretion aus dem umliegenden Gas und zum anderen der
Ablösung als Folge der Erwärmung nach dem Durchgang von
hochenergetischen geladenen Teilchen (kosmische Strahlung).
Wir konnten kürzlich zeigen, dass das Gleichgewicht dieser
Prozesse von der Teilchengröße abhängt und das Ziel ist
nun, das Mantelwachstum in verschiedenen interstellaren Umgebungen
zu erforschen.
Wir suchen eine/n Studenten/in, der/die das Mantelwachstum in
verschiedenen Umgebungen mit Hilfe eines bestehenden Codes untersucht
und bestimmt, wie sich die Manteldicke in Abhängigkeit von der
Staubgrößenverteilung verändert.
Dichtes Gas in Sternentstehungsgebieten wird überwiegend durch
kosmische Strahlung aufgeheizt.
Ein bedeutender Teil der Erwärmung geht auf
Sekundärelektronen zurück – die Elektronen, die entstehen,
wenn ein primäres kosmisches Strahlungsteilchen ein Elektron
aus einem Molekül herausstößt.
Wir haben kürzlich das Energiespektrum solcher Elektronen
berechnet.
Diese Elektronen verlieren ihre Energie auf verschiedene Weisen,
von denen einige das Gas und andere den Staub erwärmen.
Wir suchen eine/n Studenten/in, der/die anhand verfügbarer
Modelle für verschiedene Energieverlustprozesse berechnen soll,
welcher Anteil der Energie für die Erwärmung des Gases
aufgewendet wird.
Die verfügbaren Daten ermöglichen es uns, ein Modell der
Dichteverteilung in einem Filament aus dichtem Gas zu erstellen,
das sich in einer nahe gelegenen Sternentstehungsregion befindet.
Diese Daten umfassen auch Messungen der Emission von zwei verschiedenen
Rotationsebenen von Ammoniakmolekülen, die zur Bestimmung der
Gastemperatur verwendet werden könnten.
Wir suchen eine/n Studenten/in, der/die das Modell der Gasdichte
in Kombination mit einem einfachen Modell der räumlichen
Veränderung der Gastemperatur verwendet und dieses mit der
gemessenen Ammoniakemission vergleicht.
Diese Arbeit würde uns helfen, eine neuere Theorie zu testen,
nach der junge Sterne als Quellen kosmischer Strahlung wirken, die
das nahe gelegene Gas erwärmen könnten.
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 (Bachelorarbeit):
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 (Bachelorarbeit):
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.
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 3.7 (Masterarbeit):
Exploring the dark side of galaxy formation and evolution using radio continuum data
(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:
- 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-violet (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.
- 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
invoked 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.
The observed bimodal distribution of local Universe galaxies in
star formation properties (from optical color-magnitude and stellar
mass-star formation rate diagrams) is due to the process of star
formation quenching, making once star forming spiral galaxies to
non/little star forming elliptical/S0 galaxies.
There are many possible processes responsible for this observed star
formation quenching, among which ram-pressure stripping is the dominant
mechanism in dense galaxy cluster environment.
The hot
(107 . . . 108 K)
and dense
(ne ~ 10−4 . . . 10−2 cm−3)
intracluster medium can strip cold gas from the spiral galaxy disk,
which eventually truncates star formation as the galaxy moves though
the cluster environment.
We have acquired ultraviolet data for a sample of galaxies undergoing
ram-pressure stripping (with tentacles of star formation along the
stripped tails with the galaxy disk resembling a jellyfish) where
the ongoing truncation of star formation can be directly studied
comparing with emission line diagnostic maps made from MUSE IFU data.
This project involves studying the star formation progression in a
galaxy undergoing ram-pressure stripping with indications of truncation
along the galaxy disk.
There are opportunities to collaborate with a larger team involved
in multiwavelength analysis of jellyfish galaxies.
4. Kosmologie, großräumige Strukturen und Gravitationslinsen
Projekt 4.1 (Bachelorarbeit):
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 (Bachelorarbeit):
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?
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.
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.
Projekte in der Gruppe Astrophysik, Kosmologie und Künstliche Intelligenz
(Daniel Grün et al.)
Projekte in der physikalische Kosmologie Gruppe
(Jochen Weller et al.)
Projekte in der Gruppe Astrophysik, Kosmologie und Künstliche Intelligenz
(Daniel Grün et al.)
Projekte in der physikalische Kosmologie Gruppe
(Jochen Weller et al.)
5. 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.
6. Hochenergie-Astrophysik
X-ray and gamma-ray observations have been instrumental in enabling
scientists to study some of the most extreme cosmic sources in the
Universe.
The utilisation of data obtained through X-ray and imaging atmospheric
Cherenkov telescopes facilitates the comprehension of physical
processes in these extreme environments and the tracing of their
evolution.
This provides opportunities to study processes at the frontier of
known physics.
The research undertaken by our group encompasses a broad spectrum
of enquiry into astrophysics and fundamental physics, including the
investigation of cosmic-ray acceleration processes and the quest to
comprehend the nature of Dark Matter.
Those interested in pursuing this field are invited to get in touch.
Projekt 6.1 (Masterarbeit):
Multi-wavelength study of blazars
(Gayoung Chon gchon@usm.lmu.de)
We invite motivated students with a strong interest in high-energy
astrophysics and data analysis to apply for a thesis project centred
on blazars – the brightest and most variable active galactic
nuclei observed in the very-high-energy (VHE) gamma-ray sky.
The project focuses on a comprehensive multi-wavelength analysis
of blazers, utilising data from a range of instruments spanning the
electromagnetic spectrum.
A key emphasis is placed on data from Imaging Atmospheric Cherenkov
Telescopes (IACTs), particularly the MAGIC (Major Atmospheric Gamma
Imaging Cherenkov) telescopes.
Students will acquire and apply advance data analysis techniques,
investigating correlations between gamma-ray, X-ray, optical and radio
observations with a goal is to constrain and interpret the physical
parameters driving the emission processes of this extraordinary class
of objects.
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