Fakultät für Physik - Digitale Hochschulschriften der LMU - Teil 04/05

Massearme Sterne haben Nullalter-Hauptreihenmassen von ungefähr 0.8-8.0 Sonnenmassen. Sobald ihr H und He erschöpft

ist, haben massearme Sterne die Spitze des asymptotischen Riesenastes (AGB) erreicht und werden unter Abwurf ihrer

Hüllen zu Zentralsternen Planetarischer Nebel (ZSPNs).

Der größte Teil dieser Arbeit befasst sich mit der Untersuchung der Sternparameter einer speziellen Auswahl von

ZSPNs, um die Gültigkeit der allgemein akzeptierten Kern-Masse-Leuchtkraft Beziehung von ZSPNs weiterführend zu

prüfen. Die Notwendigkeit einer solch kritischen Untersuchung wurde hervorgerufen durch eine Diskrepanz zwischen den

bestimmten Sternparametern einer hydrodynamisch selbstkonsistenten UV-Analyse und den Sternparametern, die von planparallelen

Modelllinienfits an photosphärische H und He Absorptionslinien bestimmt werden. Die konsistent bestimmten

Massen der UV-Analyse wiesen eine größere Bandbreite auf als jene, die von der optischen Analyse unter zu Hilfenahme

von theoretischen post-AGB Entwicklungsverläufen bestimmt wurden.

Die Untersuchung wurde unter Verwendung von ”WM-basic”, einem Code, der die Abweichungen vom lokalen thermodynamischen

Gleichgewicht in den Atmosphären von heissen Sternen berücksichtigt, durchgeführt. Dieser Code diente

zuvor als Basis für die frühere konsistente UV-Analyse von einer speziellen Auswahl von ZSPNs. Zuerst verbesserten

wir den Code, indem wir den Starkverbreiterungseffekt einbauten, um damit optische H und He Linien gleichzeitig mit

dem UV Spektrum rechnen zu können. Dies erlaubte eine selbstkonsistente Neuuntersuchung des masseärmsten sowie des

massereichsten Zentralsterns der betrachteten ZSPNs.

Unter Verwendung des UV Parametersatzes konnten wir nicht nur das beobachtete UV Spektrum, sondern auch die

optischen Linienprofile reproduzieren, die fast identisch waren mit den optischen Sternparametermodellen. Die konsistenten

Modelle, basierend auf dem optischen Parametersatz, konnten keines der Spektren korrekt reproduzieren. Das Fehlen der

Konsistenz zwischen den Stern-und Windparametern des optischen Parametersatzes wird auch deutlich, wenn man einen

anderen Untersuchungsansatz verwendet, der auf den dynamischen Windparametern basiert.

In einer weiterführenden Studie verbesserten wir den WM-basic Code nochmals, indem wir das Klumpungsverfahren

einbauten. Die Stärke der optischen Emissionslinien, von der die Massenverlustrate im Fall einer ausschliesslich optischen

Analyse bestimmt wird, hängt vom Quadrat der Dichte ab. Ein mögliches Klumpen der Winde würde deshalb zu einer Messunsicherheit

in der Bestimmung der atmosphärischen Massenverlustrate von der Stärke solcher optischen Linien führen.

Da die Massenverlustrate kein freier Parameter ist, sondern vielmehr eine Funktion der anderen Sternparameter, könnte dies

zu einer Messunsicherheit in der Bestimmung der Sternparameter führen. Wir verwendeten den verbesserten Code deshalb

um unter hinzufügen der Klumpung das Erscheinungsbild des UV Spektrums des optischen Parametersatzes, neu bewerten zu

können. Letzterer wurde in einer früheren Studie ermittelt wurde, die die Klumpung in ihren Modellen verwendete, um Fits

an die optischen Linien zu erreichen. Wir fanden heraus, dass, mit oder ohne Berücksichtigung der Klumpung, Windstärken

und Endgeschwindigkeiten, welche mit den Sternparametern aus der optischen Analyse übereinstimmen, Spektren liefern,

die inkompatibel mit den optischen und UV Beobachtungen sind. Unsere selbstkonsistenten Modelle liefern dagegen gute

Fits an beide Beobachtungen. Des weiteren stellte sich heraus, dass Klumpungswerte den gleichen Grad an Einfluss auf die

optischen Rekombinationslinien aufweisen wie es die Dichte (das Geschwindigkeitsfeld) hat.

Innerhalb der gleichen Studie haben wir auch Schocktemperaturen und Verhältnisse von röntgen-zu bolometrischen

Leuchtkräften bestimmt, die es uns ermöglichten, die hoch ionisierte O VI Linie, welche Teil des Spektralbereiches des

Far Ultravio

Das starke CP Problem kann durch den Peccei-Quinn (PQ) Mechanismus gelöst werden, welcher das Axion einführt. In supersymmetrischen (SUSY) Axionmodellen ist die Saxionmasse typischerweise von der Ordnung der Gravitinomasse. Zusammen mit dem Axino können die PQ-Teilchen erhebliche kosmologische Folgen haben.

Wir konzentrieren uns auf hadronische Axionmodelle. In diesen Modellen koppeln die PQ-Teilchen nur an zusätzliche schwere (S)Quarks, während alle anderen Teilchen keine PQ-Ladung tragen. Wir berechnen die thermischen Produktionsraten der PQ-Teilchen durch Streuung an Quarks, Gluonen, Squark und Gluinos im heißen Plasma des frühen Universums. Dabei verwenden wir systematische Methoden der Feldtheorie, um ein eichinvariantes, endliches Ergebnis in führender Ordnung in der starken Kopplung zu erhalten. Wir berechnen den thermisch produzierten Yield und die Entkopplungstemperatur von Axionen, Saxionen und Axinos.

Wir aktualisieren den Vergleich von thermischen und nicht-thermischen Saxionenergiedichten. Dann betrachten wir hauptsächlich Zerfälle des Saxions in Axionen, welche dann zusätzliche Strahlung bilden. Wir erneuern entsprechende Schranken, auferlegt durch aktuelle Untersuchungen der primordialen He-Menge und durch präzise kosmologische Messungen. Wir zeigen, dass der Trend für zusätzliche Strahlung in diesen Studien durch Saxionzerfälle in Axionen erklärt werden kann.

Zwei Szenarien werden im Detail untersucht. Beide Szenarien erklären die kalte dunkle Materie (CDM) und zusätzliche Strahlung in Übereinstimmung mit bestehenden Schranken. Die hohe Reheatingtemperatur nach Inflation in beiden Szenarien ermöglicht Baryogenese durch thermische Leptogenese.

(i) Gravitino CDM: Axionen aus dem Zerfall von thermischen Saxionen bilden zusätzliche Strahlung bereits vor der Nukleosynthese und Zerfälle eines aus kosmologischen Gründen schweren Axinos (TeV-Skala) produzieren Entropie.

(ii) Axion CDM: Leichte Axinos (eV-Skala) werden bedingt durch Schranken an heiße dunkle Materie. Gravitinos zerfallen spät in Axionen und Axinos, die zusammen mit Strahlung aus früheren Saxionzerfällen existieren können.

Der Planck-Satellit wird die zusätzliche Strahlung in beiden Szenarien genau vermessen. Weitere Tests dieser Szenarien sind durch die Suche nach Axionen durch ADMX und nach SUSY-Teilchen am Large Hadron Collider gegeben.

The detection of correlation and response

functions plays a crucial role in the experimental characterization of quantum many-body systems. In this thesis, we present novel techniques for the measurement of such functions at the single-particle level. Specifically, we show the single-atom- and single-site-resolved detection of an ultracold quantum gas in an optical lattice. The quantum gas is described by the Bose-Hubbard model, which features a zero temperature phase transition from a superfluid to a Mott-insulating state, a paradigm example of a quantum phase transition. We used the aforementioned detection techniques to study correlation and response properties across the superfluid-Mott-insulator transition.

The single-atom sensitivity of our method is achieved by fluorescence detection of individual atoms with a high signal-to-noise ratio. A high-resolution objective collects the fluorescence light and yields in situ `snapshots' of the quantum gas that allow for a single-site-resolved reconstruction of the atomic distribution.

This allowed us to measure two-site and non-local correlation-functions across the superfluid-Mott-insulator transition. Non-local correlation functions are based on the information of an extended region of the system and play an important role for the characterization of low-dimensional quantum phases. While non-local correlation functions were so far only theoretical tools, our results show that they are actually experimentally accessible.

Furthermore, we used a new thermometry scheme, based on the counting of individual thermal excitations, to measure the response of the system to lattice modulation. Using this method, we studied the excitation spectrum of the system across the two-dimensional superfluid-Mott-insulator transition. In particular, we detected a `Higgs' amplitude mode in the strongly-interacting superfluid close to the transition point where the system is described by an effectively Lorentz-invariant low-energy theory. Our experimental results helped to resolve a debate about the observability of Higgs modes in two-dimensional systems.

In this thesis we present a combination of methodological work with very wide focus and some specific astrophysical applications. We advance the knowledge on the Galactic interstellar medium by studying new ways of inferring select properties related to its magnetic field. We derive the statistical tools needed in a rigorous way from probabilistic considerations.

One quantity describing the statistical properties of magnetic fields is their helicity. We apply a recently developed technique to detect magnetic helicity from astronomical observations to data from the Milky Way. No indications of helicity are found. Using a series of simulations in the Galactic setting, we are able to show that the technique fails to detect helicity in cases in which the underlying electron density varies too strongly. Thus, we are able to conclude that either this is the case in the Milky Way or the Galactic magnetic field is non-helical.

We further develop a technique, needed among other things to enable the correct application of the helicity test, to reconstruct continuous signals from noisy data for which the noise level is unknown. To do this, we make use of the statistical correlation structure of the signal which we reconstruct from the same data set in a self-consistent way. Fluctuations in the data that are inconsistent with this correlation structure are then assigned to the data's error budget.

The development of this technique is partly motivated by the goal of creating an all-sky map of the Galactic contribution to the astronomical Faraday rotation effect, which probes both the Galactic magnetic field and the density of free thermal electrons. Since the quantity that is observed is the Faraday rotation of a radio source, influenced by all magnetic fields between the source and the observer, extragalactic contributions need to be filtered out. We use the technique for reconstructions in the presence of an uncertain degree of noisiness to assign the extragalactic contributions - as well as some other observational effects - to the error budget of the data and thus single out the Galactic contribution. The resulting map is the most detailed and precise map of its kind and the only one in which the extragalactic contributions have been filtered out.

Finally, we develop a method to reconstruct log-normal signal fields, i.e. strictly positive signal fields for which the strengths of the fluctuations vary over several orders of magnitude. This is done with a view to reconstructions of emission maps due to different processes in the Galactic interstellar medium.