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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

C. Gössl (cag@usm.lmu.de), F. Grupp (frank@grupp-astro.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: 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.

2. Sterne und Planeten

T. Preibisch (preibisch@usm.lmu.de), J. Puls (uh101aw@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: Die Zukunft der Astronomie – neue Teleskope für die Entdeckung und Charakterisierung von Exoplaneten (R. Saglia saglia@mpe.mpg.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 2.4: Die statistische Verteilung von Planeten – ein Überblick (R. Saglia saglia@mpe.mpg.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 2.5: Der Rossiter-McLaughlin Effekt – Vermessung von Sternrotationen mithilfe von Transits (R. Saglia saglia@mpe.mpg.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 2.6: Supererden – Eigenschaften und Häufigkeiten (R. Saglia saglia@mpe.mpg.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 2.7: Fangen von freifliegenden Planetesimalen (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, A. Ivlev ivlev@mpe.mpg.de)
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.
Projekt 2.8: Strahlungsdrehmomente auf Staubpartikel im Sonnensystem (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, A. Ivlev ivlev@mpe.mpg.de)
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.
Projekt 2.9: Wachstum von dicken Eismänteln auf Staubpartikeln (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, A. Ivlev ivlev@mpe.mpg.de)
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.
Projekt 2.10: Gasheizung aus Sekundärelektronen (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, A. Ivlev ivlev@mpe.mpg.de)
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.
Projekt 2.11: Modellierung der Temperaturverteilung eines dichten Filaments (R. Saglia saglia@mpe.mpg.de, A. Ivlev ivlev@mpe.mpg.de)
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

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?
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), T. Birnstiel (til.birnstiel@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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