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.

Das Radioteleskop an der Universitäts-Sternwarte dient im Astro-Master-Praktikum zur Messung der Rotation der Milchstrasse aus der Dopplerverschiebung der 21cm Wasserstoff-Linie. Durch die neue Teleskophalterung soll die Zielausrichtung auf 0.1 Grad erhöht werden und HI-Wolken reproduzierbar wiedergefunden werden. Für eine grosse Anzahl von Messungeng soll getestet werden, ob durch Dekonvolution einer Gaussschen Verbreiterung die Auflösung erhöht werden kann. Gute Python-Kenntnisse sind wünschenswert.

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.

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).

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.

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.

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.

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.

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.

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-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.

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 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 (n_e ~ 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.

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?

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.

• Bachelor- und Masterarbeitsthemen

• Bachelorarbeiten der Physical Cosmology Research Group

• Bachelor- und Masterarbeitsthemen

• Masterarbeiten der Physical Cosmology Research Group

Gamma-ray observations allow us to study the most extreme cosmic sources in the Universe. These violent environments, which are not reproducible at Earth-based laboratories, provide opportunities to study processes at the frontier of known physics. Our group tackles a wide range of questions related to astrophysics and fundamental physics, such as probing cosmic-ray acceleration processes and the search for the nature of Dark Matter.

Over 15 years of operations, Fermi-LAT is the preeminent instrument for studying the high-energy universe in the MeV to GeV energy range. It provides a rich data set ripe for discovery of new sources and science. MAGIC is one of the current generation Imaging Atmospheric Telescopes with high sensitivity for extended sources in the Galactic Plane. The prototype of Large Size Telescope (LST) for the Cerenkov Telescope Array (CTA) has completed construction and has started partial scientific operations. Over the next four years, three additional LSTs will be built, providing unprecedented sensitivity to the gamma-ray universe. The combination of three datasets allows for highest sensitivity in studying the extreme environments within our Galaxy.

We seek Master’s students to perform their thesis work with the primary focus on the analysis of Fermi-LAT, MAGIC, and/or LST-1 data on Galactic sources such as Supernova Remnants and Galactic PeVatrons. Although not required, experience in Python and C++ is highly desired.