Conducting polymer nanocomposites composed of metal oxides and polythiophene was synthesized by chemical polymerization in colloidal suspensions. The electrochemical and photoelectrochemical properties of such nanocomposites have been studied. For these investigations films of nanocomposites were prepared by an electrophoretic deposition process. The deposition process was studied in greater detail and kinetic details were determined. The high voltage electrophoretic deposition process was combined with a quartz crystal microbalance (QCM). Then the films were characterized by cyclic voltammetry (CV), electrochemical impedance spectroscopy (EIS) and photocurrent spectroscopy.

Im Rahmen dieser Arbeit wurden schalenartig aufgebaute Nanoheterostrukturen aus CdTe, CdS und CdSe hergestellt und insbesondere im Hinblick auf ihre optischen Eigenschaften untersucht. Eine neue Variante der CdTe Nanokristallsynthese in ODE als hochsiedendem, nicht koordinierendem Lösungsmittel wurde entwickelt. Diese weist deutliche Vorteile im Bezug auf Reproduzierbarkeit und Wachstumskinetik gegenüber der älteren Synthese in TOP/TOPO auf, da durch ein deutlich verlangsamtes Wachstum die gezielte Synthese von Nanokristallen definierter Größe deutlich erleichtert wird. Diese CdTe Nanokristalle wurden sowohl mit CdS als auch mit CdSe beschichtet. Dabei wurden für beide Arten der Beschichtung verschiedene Methoden getestet und es konnte jeweils eine Synthesemethode gefunden werden, welche Kern-Schale Nanokristalle mit geringer Polydispersität und guten optischen Eigenschaften (schmale Emissionssignale und hohe Quantenausbeuten) liefert. Weiterhin wurden Kern-Schale-Schale Nanokristalle aus CdTe/CdS/CdSe synthetisiert. Dieses System besitzt besonders interessante Eigenschaften, die sich vor allem in Form einer über die eingebettete CdS Schicht einstellbare Ladungsträgertrennung im angeregten Zustand der Nanokristalle und der damit einhergehenden verlängerten Emissionslebensdauer zeigen. Die optischen Eigenschaften (erster elektronischer Übergang) der hergestellten Kern-Schale und Kern-Schale-Schale Teilchen wurden mit theoretischen Berechnungen im Rahmen der „Effektive-Masse-Näherung“ verglichen. Dieser Vergleich ergab für die mit CdSe beschichteten Teilchen eine gute, für die mit CdS beschichteten Teilchen allerdings nur eine mäßige Übereinstimmung. Auch die transmissionselektronenmikroskopischen Aufnahmen legen nahe, dass insbesondere die Beschichtung mit CdS nicht quantitativ im Bezug auf die eingesetzte Precursormenge abläuft. Die Emissionslebensdauern der verschiedenen Systeme zeigen nichts desto trotz, dass die theoretisch zu erwartende Ladungsträgertrennung im angeregten Zustand der CdTe/CdS/CdSe Kern-Schale-Schale Nanokristalle tatsächlich eintritt. Durch Einführen der CdS Schicht konnte eine Verlängerung der Emissionslebensdauer der Nanokristalle erreicht werden. Insbesondere wurde gezeigt, dass es möglich ist, verschiedene Nanoheterostrukturen herzustellen, deren Emissionslebensdauern unterschiedlich sind, obwohl sie bei derselben Wellenlänge Licht emittieren. Diese Eigenschaft kann mit Nanokristallen aus nur einem Material nicht erreicht werden. Durch die richtige Kombination von Halbleitermaterialien ist es also möglich, neben der bereits lange bekannten Möglichkeit der Einstellbarkeit der Emissionswellenlänge von Nanokristallen nun auch die Emissionslebensdauer der Nanokristalle zu beeinflussen.

This diploma thesis covers the influence of fouling in heat exchangers and heat transfer coefficient. In the first part of the thesis are covered the characteristics of fouling and its formation, process, and effects on heat transfer surfaces in exchangers. In the next part of the thesis, chemical analysis of cooling water is performed on an extracted sample and the potential of fouling is determined based on the analysis. In the conclusion part, computational models of fouling in the tube side of the heat exchanger are presented; fouling of an actual heat exchanger is calculated and compared with data captured during the operation of the heat exchanger.

Im Rahmen dieser Arbeit wurden schalenartig aufgebaute Nanoheterostrukturen aus CdTe, CdS und CdSe hergestellt und insbesondere im Hinblick auf ihre optischen Eigenschaften untersucht. Eine neue Variante der CdTe Nanokristallsynthese in ODE als hochsiedendem, nicht koordinierendem Lösungsmittel wurde entwickelt. Diese weist deutliche Vorteile im Bezug auf Reproduzierbarkeit und Wachstumskinetik gegenüber der älteren Synthese in TOP/TOPO auf, da durch ein deutlich verlangsamtes Wachstum die gezielte Synthese von Nanokristallen definierter Größe deutlich erleichtert wird. Diese CdTe Nanokristalle wurden sowohl mit CdS als auch mit CdSe beschichtet. Dabei wurden für beide Arten der Beschichtung verschiedene Methoden getestet und es konnte jeweils eine Synthesemethode gefunden werden, welche Kern-Schale Nanokristalle mit geringer Polydispersität und guten optischen Eigenschaften (schmale Emissionssignale und hohe Quantenausbeuten) liefert. Weiterhin wurden Kern-Schale-Schale Nanokristalle aus CdTe/CdS/CdSe synthetisiert. Dieses System besitzt besonders interessante Eigenschaften, die sich vor allem in Form einer über die eingebettete CdS Schicht einstellbare Ladungsträgertrennung im angeregten Zustand der Nanokristalle und der damit einhergehenden verlängerten Emissionslebensdauer zeigen. Die optischen Eigenschaften (erster elektronischer Übergang) der hergestellten Kern-Schale und Kern-Schale-Schale Teilchen wurden mit theoretischen Berechnungen im Rahmen der „Effektive-Masse-Näherung“ verglichen. Dieser Vergleich ergab für die mit CdSe beschichteten Teilchen eine gute, für die mit CdS beschichteten Teilchen allerdings nur eine mäßige Übereinstimmung. Auch die transmissionselektronenmikroskopischen Aufnahmen legen nahe, dass insbesondere die Beschichtung mit CdS nicht quantitativ im Bezug auf die eingesetzte Precursormenge abläuft. Die Emissionslebensdauern der verschiedenen Systeme zeigen nichts desto trotz, dass die theoretisch zu erwartende Ladungsträgertrennung im angeregten Zustand der CdTe/CdS/CdSe Kern-Schale-Schale Nanokristalle tatsächlich eintritt. Durch Einführen der CdS Schicht konnte eine Verlängerung der Emissionslebensdauer der Nanokristalle erreicht werden. Insbesondere wurde gezeigt, dass es möglich ist, verschiedene Nanoheterostrukturen herzustellen, deren Emissionslebensdauern unterschiedlich sind, obwohl sie bei derselben Wellenlänge Licht emittieren. Diese Eigenschaft kann mit Nanokristallen aus nur einem Material nicht erreicht werden. Durch die richtige Kombination von Halbleitermaterialien ist es also möglich, neben der bereits lange bekannten Möglichkeit der Einstellbarkeit der Emissionswellenlänge von Nanokristallen nun auch die Emissionslebensdauer der Nanokristalle zu beeinflussen.

Blazars are among the most luminous sources in the universe. Their extreme short-time variability indicates emission processes powered by a supermassive black hole. With the current generation of Imaging Air Cherenkov Telescopes, these sources are explored at very high energies. Lowering the threshold below 100 GeV and improving the sensitivity of the telescopes, more and more blazars are discovered in this energy regime. For the MAGIC telescope, a low energy analysis has been developed allowing to reach energies of 50 GeV for the first time. The method is presented in this thesis at the example of PG 1553+113 measuring a spectrum between 50 GeV and 900 GeV. In the energy regime observed by MAGIC, strong attenuation of the gamma-rays is expected from pair production due to interactions of gamma-rays with low-energy photons from the extragalactic background light. For PG 1553+113, this provides the possibility to constrain the redshift of the source, which is still unknown. Well studied from radio to x-ray energies, PG 1553+113 was discovered in 2005 in the very high energy regime. In total, it was observed with the MAGIC telescope for 80~hours between April 2005 and April 2007. From more than three years of data taking, the MAGIC telescope provides huge amounts of data and a large number of files from various sources. To handle this data volume and to provide monitoring of the data quality, an automatic procedure is essential. Therefore, a concept for automatic data processing and management has been developed. Thanks to its flexibility, the concept is easily applicable to future projects. The implementation of an automatic analysis is running stable since three years in the data center in Würzburg and provides consistent results of all MAGIC data, i.e. equal processing ensures comparability. In addition, this database controlled system allows for easy tests of new analysis methods and re-processing of all data with a new software version at the push of a button. At any stage, not only the availability of the data and its processing status is known, but also a large set of quality parameters and results can be queried from the database, facilitating quality checks, data selection and continuous monitoring of the telescope performance. By using the automatic analysis, the whole data sample can be analyzed in a reasonable amount of time, and the analyzers can concentrate on interpreting the results instead. For PG 1553+113, the tools and results of the automatic analysis were used. Compared to the previously published results, the software includes improvements as absolute pointing correction, absolute light calibration and improved quality and background-suppression cuts. In addition, newly developed analysis methods taking into account timing information were used. Based on the automatically produced results, the presented analysis was enhanced using a special low energy analysis. Part of the data were affected by absorption due to the Saharan Air Layer, i.e. sanddust in the atmosphere. Therefore, a new method has been developed, correcting for the effect of this meteorological phenomenon. Applying the method, the affected data could be corrected for apparent flux variations and effects of absorption on the spectrum, allowing to use the result for further studies. This is especially interesting, as these data were taken during a multi-wavelength campaign. For the whole data sample of 54 hours after quality checks, a signal from the position of PG 1553+113 was found with a significance of 15 standard deviations. Fitting a power law to the combined spectrum between 75 GeV and 900 GeV, yields a spectral slope of 4.1 +/- 0.2. Due to the low energy analysis, the spectrum could be extended to below 50 GeV. Fitting down to 48 GeV, the flux remains the same, but the slope changes to 3.7 +/- 0.1. The determined daily light curve shows that the integral flux above 150 GeV is consistent with a constant flux. Also for the spectral shape no significant variability was found in three years of observations. In July 2006, a multi-wavelength campaign was performed. Simultaneous data from the x-ray satellite Suzaku, the optical telescope KVA and the two Cherenkov experiments MAGIC and H.E.S.S. are available. Suzaku measured for the first time a spectrum up to 30 keV. The source was found to be at an intermediate flux level compared to previous x-ray measurements, and no short time variability was found in the continuous data sample of 41.1 ksec. Also in the gamma regime, no variability was found during the campaign. Assuming a maximum slope of 1.5 for the intrinsic spectrum, an upper limit of z < 0.74 was determined by deabsorbing the measured spectrum for the attenuation of photons by the extragalactic background light. For further studies, a redshift of z = 0.3 was assumed. Collecting various data from radio, infrared, optical, ultraviolet, x-ray and gama-ray energies, a spectral energy distribution was determined, including the simultaneous data of the multi-wavelength campaign. Fitting the simultaneous data with different synchrotron-self-compton models shows that the observed spectral shape can be explained with synchrotron-self-compton processes. The best result was obtained with a model assuming a log-parabolic electron distribution. / Blazare gehören zu den leuchtstärksten Quellen im Universum. Ihre extreme Kurzzeitvariabilität deutet auf Strahlungsprozesse hin, die von einem supermassereichem schwarzen Loch mit Energie versorgt werden. Mit der aktuellen Generation von abbildenden Luft-Cherenkov Teleskopen werden diese Quellen bei sehr hohen Energien erforscht. Durch das Absenken der Schwellenenergie auf unter 100 GeV und aufgrund verbesserter Sensitivitäten werden immer mehr Blazare in diesem Energiebereich entdeckt. Für das MAGIC Teleskop wurde eine Analysemethode entwickelt, die es erlaubt zum ersten mal zu niedrigen Energien im Bereich von 50 GeV vorzudringen. Mit dieser Methode wurde am Beispiel von PG 1553+113 ein Spektrum zwischen 50 GeV und 900 GeV bestimmt. Im dem von MAGIC beobachteten Energiebereich wird eine starke Abschwächung des Gammalichts aufgrund von Paarproduktion in Wechselwirkungen mit niederenergetischen Photonen des extragalaktischen Hintergrundlichts erwartet. Für PG 1553+113 ergibt sich daraus eine Möglichkeit um die noch unbekannte Entfernung der Quelle einzuschränken. Während die Quelle PG 1553+113 im Radio- bis Röntgenbereich gut untersucht ist, wurde sie im Hochenergiebereich erst 2005 entdeckt. Zwischen April 2005 und April 2007 wurde sie mit dem MAGIC Teleskop insgesamt 80 Stunden lang beobachtet. Aus mehr als drei Jahren Datennahme liefert das MAGIC Telekop riesige Mengen an Daten und eine große Anzahl von Dateien. Um dieses Datenvolumen zu bewältigen und für die Überwachung der Datenqualität ist eine automatische Verarbeitung unverzichtbar. Darum wurde ein Konzept zur automatischen Datenverwaltung und -verarbeitung entwickelt. Aufgrund seiner Flexibilität kann dieses Konzept auch leicht auf zukünftige Projekte übertragen werden. Die Umsetzung für MAGIC läuft seit drei Jahren stabil im Datenzentrum in Würzburg und liefert konsistente Ergebnisse von allen Daten, d.h. die identische Verarbeitung sorgt für Vergleichbarkeit. Ausserdem ermöglicht das datenbankbasierte Konzept einfache Tests neuer Analysemethoden und die Neuanalyse aller Daten mit einer neuen Software auf Knopfdruck. Man kann nicht nur jederzeit die Verfügbarkeit und den Verarbeitungsstatus aller Daten aus der Datenbank abfragen, sondern auch Qualitätsparameter und Ergebnisse, was die Qualitätskontrolle und Auswahl von Daten sowie die Überwachung des Teleskopstatus erleichtert. Durch die Verwendung der automatischen Analyse kann die riesige Menge an Daten in einem vernünftigen Zeitrahmen analysiert werden und man kann sich stattdessen auf die Interpretation der Ergebnisse konzentrieren. Für PG 1553+113 wurden die Werkzeuge und Resultate der automatischen Analyse verwendet. Verglichen mit den zuvor veröffentlichten Ergebnissen wurde eine Software Version verwendet, die verschiedene Verbesserungen enthält, wie zum Beispiel eine absolute Pointing-Korrektur, eine absolute Lichtkalibration und verbesserte Schnitte zur Qualitätssicherung und Untergrundunterdrückung. Ausserdem wurde eine neu entwickelte Analysemethode, welche die Zeitinformation mit einzbezieht, benutzt. Basierend auf den Ergebnissen der automatischen Analyse wurde das Ergebnis mit einer speziell für niedrige Energien optimierten Analyse verbessert. Ein Teil der Daten wurde beinträchtigt durch Absorption aufgrund Sandstaub in der Atmosphäre, der sogenannten Calima. Eine neue Methode wurde entwickelt, um den Effekt dieses meteorologischen Phänomens zu korrigieren. Auf diese Weise konnten scheinbare Flussänderungen und Einflüsse auf das Spetrum ausgeglichen werden, wodurch die Daten für weiterführende Studien verwendet werden können. Dies ist hier von besonderer Bedeutung, da die betroffenen Daten simultan mit Daten aus anderen Wellenlängenbereichen genommen wurden. Für den kompletten Datensatz wurde ein Signal aus der Richtung von PG 1553+113 mit einer Signifikanz von 15 Standardabweichungen gemessen. Fittet man ein Potenzgesetz an das kombinierte Spektrum, so erhält man einen Spektralindex von 4.1 +/- 0.2. Mit Hilfe der Niederenergieanalyse konnte das Spektrum bis unter 50 GeV erweitert werden. Fittet man es bis 48 GeV, so bleibt die Flussnormierung gleich, aber der Index ändert sich auf 3.7 +/- 0.1. Die berechnete Lichtkurve auf Tagesbasis zeigt, dass der integrale Fluss oberhalb von 150 GeV mit konstanten Fluss konsistent ist. Auch für die Form des Spektrums wurde in den drei Jahren, in denen beobachtet wurde, keine Variabilität gefunden. Im Juli 2006 wurden simultane Beobachtungen des Röntgensatelliten Suzaku, des optischen Teleskops KVA und der Cherenkovexperimente MAGIC und H.E.S.S. koordiniert. Mit Suzaku wurde zum ersten Mal ein Röngtenspektrum bis 30 keV vermessen. Die Quelle befand sich, verglichen mit früheren Röngtenmessungen, in einem mittleren Flusszustand, und während der kontinuierlichen Datennahme von 41.1 ksec wurde keine Variabilität gemessen. Auch im Gammabereich wurden keinen Veränderungen während der Beobachtungen festgestellt. Nimmt man für das intrinsische Spektrum der Quelle einen maximalen Index von 1.5 an, so lässt sich für die Rotverschiebung eine obere Grenze von z < 0.74 bestimmen, indem man das gemessene Spektrum mit verschiedenen angenommenen Rotverschiebungen auf die Abschwächung durch das extragalaktische Hintergrundlicht korrigiert. Für weitere Studien wird eine Rotverschiebung von z = 0.3 angenommen. Aus einer Sammlung von Daten aus dem Radio-, Infrarot-, optischen, Ultraviolett-, Röntgen- und Gammabereich wurde eine spektrale Energieverteilung bestimmt, die auch die simultanen Daten aus der Multiwellenlängenkampagne enthält. Fittet man die simultanen Daten mit einem Synchrotron-Selbst-Compton Modell, so sieht man, dass die spektrale Form mit Synchrotron-Selbst-Compton Prozessen erklärt werden kann. Das beste Ergebnis konnte mit einem Modell erzielt werden, das eine Elektronenverteilung annimmt, die in doppelt logarithmischer Darstellung eine Parabelform hat.

20 years after the discovery of the Crab Nebula as a source of very high energy gamma-rays, the number of sources newly discovered above 100 GeV using ground-based Cherenkov telescopes has considerably grown, at the time of writing of this thesis to a total of 81. The sources are of different types, including galactic sources such as supernova remnants, pulsars, binary systems, or so-far unidentified accelerators and extragalactic sources such as blazars and radio galaxies. The goal of this thesis work was to search for gamma-ray emission from a particular type of blazars previously undetected at very high gamma-ray energies, by using the MAGIC telescope. Those blazars previously detected were all of the same type, the so-called high-peaked BL Lacertae objects. The sources emit purely non-thermal emission, and exhibit a peak in their radio-to-X-ray spectral energy distribution at X-ray energies. The entire blazar population extends from these rare, low-luminosity BL Lacertae objects with peaks at X-ray energies to the much more numerous, high-luminosity infrared-peaked radio quasars. Indeed, the low-peaked sources dominate the source counts obtained from space-borne observations at gamma-ray energies up to 10 GeV. Their spectra observed at lower gamma-ray energies show power-law extensions to higher energies, although theoretical models suggest them to turn over at energies below 100 GeV. This opened the quest for MAGIC as the Cherenkov telescope with the currently lowest energy threshold. In the framework of this thesis, the search was focused on the prominent sources BL Lac, W Comae and S5 0716+714, respectively. Two of the sources were unambiguously discovered at very high energy gamma-rays with the MAGIC telescope, based on the analysis of a total of about 150 hours worth of data collected between 2005 and 2008. The analysis of this very large data set required novel techniques for treating the effects of twilight conditions on the data quality. This was successfully achieved and resulted in a vastly improved performance of the MAGIC telescope in monitoring campaigns. The detections of low-peaked and intermediate-peaked BL Lac objects are in line with theoretical expectations, but push the models based on electron shock acceleration and inverse-Compton cooling to their limits. The short variability time scales of the order of one day observed at very high energies show that the gamma-rays originate rather close to the putative supermassive black holes in the centers of blazars, corresponding to less than 1000 Schwarzschild radii when taking into account relativistic bulk motion. / 20 Jahre nachdem zum ersten Mal hoch energetische Gamma-Strahlung aus der Richtung des Krabbennebels detektiert wurde, ist die Zahl der mit erdgebundenen Tscherenkow Teleskopen neu entdeckten Quellen oberhalb von 100 GeV erheblich gestiegen, auf insgesamt 81, zum derzeitigen Stand dieser Arbeit. Die Quellen haben unterschiedliche Ursprünge, die von galaktischen Objekten, wie z.B. Supernova Überresten, Pulsaren, Doppelsystemen zu bisher nicht identifizierten Objekten und extragalaktischen Objekten wie Blazaren und Radio Galaxien reicht. Das Ziel dieser Arbeit war es nach Gamma-Strahlung von einer bestimmten Art von Blazaren zu suchen, die bisher nicht im Hochenergie Gamma Bereich detektiert werden konnten. Für die Suche werden die Daten des MAGIC Teleskops auf La Palma verwendet, welches das weltweit größte Teleskop seiner Art ist. Alle bisher entdeckten Blazare waren vom gleichen Typ, der sogenannten Klasse der “high-peaked BL Lacertae”. Diese Quellen emittieren nicht thermische Strahlung und zeigen ein Maximum in der Radio-zu-Röntgen Spektralverteilung bei Röntgenenergien. Die gesamte Blazar Population reicht von diesen seltenen BL Lacertae Objekten mit niedriger Leuchtkraft und einem Maximum im Röntgenbereich hin zu den sehr viel zahlreicheren Radio Quasaren mit hoher Leuchtkraft, deren Maximum der Spektralen Energieverteilung im Infrarotbereich liegt. Tatsächlich dominieren diese “low-peaked” Quellen die Populationsstudien von satellitengestützten Gammabeobachtungen im Energiebereich bis zu 10 GeV. Ihre Spektren im niederenergetischen Gammabereich lassen sich exponentiell bis zu höheren Energien extrapolieren, ohne dass ein Abbruch erkennbar ist, obwohl theoretische Modelle einen Wendepunkt unterhalb von 100 GeV erwarten. Darauf begründet wurden Beobachtungen mit dem MAGIC Tscherenkow Teleskop durchgeführt, welches die derzeit niedrigste Energieschwelle besitzt. Im Rahmen dieser Arbeit konzentrierte sich die Suche auf die bekannten Quellen BL Lac, W Comae und S5 0716+714. Zwei von diesen Quellen wurden eindeutig im Hochenergetischen Gammabereich mit dem MAGIC Teleskop entdeckt, basierend auf insgesamt etwa 150 Stunden an Daten, die zwischen 2005 und 2008 gesammelt wurden. Die Analyse dieses sehr großen Datensatzes benötigte neue Techniken um die Effekte von Beobachtungen unter Dämmerungsbedingungen auf die Datenqualität untersuchen zu können. Die erfolgreiche Anwendung sorgte für eine gewaltige Erweiterung der Performanz des MAGIC Teleskops während Überwachungskampagnen. Die Detektionen der sogenannten “low-peaked” und “intermediate-peaked” Objekte liegt im Rahmen der theoretischen Erwartungen, jedoch werden Modelle, die auf der Schockbeschleunigung von Elektronen und die Kühlung durch den umgekehrten Compton Prozess basieren an ihre Grenzen gebracht. Die beobachtete Kurzzeitvariabilität im hochenergetischen Gammabereich beträgt etwa einen Tag, was zeigt, dass die Gammastrahlung relativ nah am vermuteten Supermassiven Schwarzen Loch entsteht, weniger als 1000 Schwarzschild Radien entfernt, wenn man die Bewegung mit relativistischen Geschwindigkeiten berücksichtigt.

The astronomical exploration at energies between 30\,GeV and $\lesssim$\,350\,GeV was the main motivation for building the \MAGIC-telescope. With its 17\,m \diameter\ mirror it is the worldwide largest imaging air-Cherenkov telescope. It is located at the Roque de los Muchachos at the Canary island of San Miguel de La Palma at 28.8$^\circ$\,N, 17.8$^\circ$\,W, 2200\,m a.s.l. The telescope detects Cherenkov light produced by relativistic electrons and positrons in air showers initiated by cosmic gamma-rays. The imaging technique is used to powerfully reject the background due to hadronically induced air showers from cosmic rays. Their inverse power-law energy-distribution leads to an increase of the event rate with decreasing energy threshold. For \MAGIC this implies a trigger rate in the order of 250\,Hz, and a correspondingly large data stream to be recorded and analyzed. A robust analysis software package, including the general framework \MARS, was developed and commissioned to allow automation, necessary for data taken under variable observing conditions. Since many of the astronomical sources of high-energy radiation, in particular the enigmatic gamma-ray bursts, are of a transient nature, the telescope was designed to allow repositioning in several tens of seconds, keeping a tracking accuracy of $\lesssim\,$0.01$^\circ$. Employing a starguider, a tracking accuracy of $\lesssim\,$1.3\,minutes of arc was obtained. The main class of sources at very high gamma-ray energies, known from previous imaging air-Cherenkov telescopes, are Active Galactic Nuclei with relativistic jets, the so-called high-peaked Blazars. Their spectrum is entirely dominated by non-thermal emission, spanning more than 15 orders of magnitude in energy, from radio to gamma-ray energies. Predictions based on radiation models invoking a synchrotron self-Compton or hadronic origin of the gamma-rays suggest, that a fairly large number of them should be detectable by \MAGIC. Promising candidates have been chosen from existing compilations, requiring high (synchrotron) X-ray flux, assumed to be related to a high (possibly inverse-Compton) flux at GeV energies, and a low distance, in oder to avoid strong attenuation due to pair-production in interactions with low-energy photons from the extragalactic background radiation along the line of sight. Based on this selection the first \AGN, emitting gamma-rays at 100\,GeV, 1ES\,1218+304 at a redshift of $z=0.182$, was discovered, one of the two farthest known \AGN emitting in the TeV energy region. In this context, the automated analysis chain was successfully demonstrated. The source was observed in January 2005 during six moonless nights for 8.2\,h. At the same time the collaborating \KVA-telescope, located near the \MAGIC site, observed in the optical band. The lightcurve calculated showed no day-to-day variability and is compatible with a constant flux of $F($\,$>$\,$100\,\mbox{GeV})=(8.7\pm1.4) \cdot 10^{-7}\,\mbox{m}^{-2}\,\mbox{s}^{-1}$ within the statistical errors. A differential spectrum between 87\,GeV and 630\,GeV was calculated and is compatible with a power law of $F_E(E) = (8.1\pm 2.1) \cdot 10^{-7}(E/\mbox{250\,GeV})^{-3.0\pm0.4}\,\mbox{TeV}^{-1}\,\mbox{m}^{-2}\,\mbox{s}^{-1}$ within the statistical errors. The spectrum emitted by the source was obtained by taking into account the attenuation due to pair-production with photons of the extragalactic background at low photon energies. A homogeneous, one-zone synchrotron self-Compton model has been fitted to the collected multi-wavelength data. Using the simultaneous optical data, a best fit model could be obtained from which some physical properties of the emitting plasma could be inferred. The result was compared with the so-called {\em Blazar sequence}. / Die wesentliche Motivation zum Bau des \MAGIC-Teleskops war die Untersuchung astronomischer Objekte zwischen 30\,GeV und $\lesssim$\,350\,GeV. Mit einem 17\,m \diameter\ Spiegel ist es das weltweit gr"o"ste abbildende Luft-Cherenkov Teleskop. Es steht auf der Kanarischen Insel San Miguel de La Palma auf dem Roque de los Muchachos. Das Teleskop detektiert Cherenkov Licht von Elektronen und Positron aus Luftschauern, erzeugt von kosmischer Gammastrahlung. Die abbildende Technik ist das Hauptmerkmal einer guten Unterdr"uckung des Untergrundes, der haupts"achlich aus Luftschauern der kosmischen Strahlung besteht. Ihre Energieverteilung, beschrieben durch ein steil abfallendes Potenzgesetz, f"uhrt zu einem starken Anstieg der Ereignisrate bei sinkender Energieschwelle. F"ur \MAGIC bedeutet das Raten von etwa 250\,Hz, was zu einem gro"sen Datenstrom f"uhrt, der verarbeitet werden muss. Dazu wurde eine robuste Analyse Software, einschlie"slich des Grundger"ustes \MARS, entwickelt und ihre Anwendung automatisiert. Dies ist n"otig um wechselnde Beobachtungsbedingungen ber"ucksichtigen zu k"onnen. Da viele Quellen von Hochenergie Gammastrahlen, insbesondere die r"atselhaften {\em Gamma-Ray Bursts}, stark ver"anderliche Ph"anomene sind, wurde das Teleskop so ausgelegt, dass es Neuausrichtungen innerhalb weniger Sekunden erm"oglicht, und trotzdem eine Nachf"uhrgenauigkeit von $\lesssim\,$0.01$^\circ$ erreicht, die mit einem {\em Starguider} auf $\lesssim\,$1.3$'$ verbessert wird. %Dies wird erreicht durch den Vergleich %eines von einer \CCD-Kamera aufgenommenen Sternenfeldes mit dem %aus Sternenkatalogen berechneten. Die wichtigsten Quellen sehr hochenergetischer Gammastrahlung sind Aktive Galaktische Kerne mit relativistischen Jets, die sog.\ {\em high-peaked Blazars}. Ihr Spektrum erstreckt sich "uber mehr als 15 Gr"o"senordnungen, vom Radio- bis zum Gammabereich, und ist vollst"andig durch nicht-thermische Strahlung dominiert. Modelle, die {\em synchrotron selbst-Compton} Strahlung oder Strahlung aus hadroninduzierten Kaskaden zu Grunde legen, sagen voraus, dass eine gro"se Anzahl dieser Quellen von \MAGIC zu detektieren sein m"ussten. Vielversprechende Kandidaten wurden aus existierenden Katalogen ausgesucht mit der Anforderung eines gro"sen R"ontgenflusses (Synchrotronstrahlung), von dem erwartet wird, dass er einen gro"sen Fluss bei GeV-Energien zur Folge hat. Au"serdem wurden nur nahe Quellen ausgew"ahlt um nicht von der Abschw"achung des Flusses durch Paarbildung an der extragalaktischen Hintergrundstrahlung entlang der Sichtlinie betroffen zu sein. Basierend auf dieser Auswahl wurde zum ersten Mal Gammastrahlung von 100\,GeV bei einem \AGN (1ES\,1218+304,$z=0.182$) nachgewiesen. Hierbei wurde die automatische Analysekette erfolgreich demonstriert. Die Quelle wurde im Januar 2005 w"ahrend sechs mondloser N"achte 8.2 Stunden lang beobachtet. Zeitgleich wurden Daten im optischen Bereich vom mitarbeitenden \KVA-Teleskop aufgenommen. Die berechnete Lichtkurve ist innerhalb der statistischen Fehler mit einem konstanten Fluss von $F($\,$>$\,$100\,\mbox{GeV})=(8.7\pm1.4)\cdot 10^{-7}\,\mbox{m}^{-2}\,\mbox{s}^{-1}$ vertr"aglich. Das differentielle Spektrum wurde zwischen 87\,GeV und 630\,GeV bestimmt und ist innerhalb der statistischen Fehler mit einem Potenzgesetz $F_E(E)=(8.1\pm 2.1)\cdot10^{-7}\,(E/\mbox{250\,GeV})^{-3.0\pm0.4}\,\mbox{TeV}^{-1}\,\mbox{m}^{-2}\,\mbox{s}^{-1}$ vereinbar. Daraus wurde das von der Quelle emittierte Spektrum errechnet, indem die Paarbildung am extragalaktischen Hintergrund entlang der Sichtlinie ber"ucksichtigt wurde. An das resultierende Spektrum und weitere gesammelte Multiwellenl"angendaten wurde ein homogenes einzonen {\em synchrotron selbst-Compton} Modell angepasst. Unter Ber"ucksichtigung der zeitgleichen optischen Daten konnten physikalische Gr"o"sen des emittierenden Plasma bestimmt werden. Das Resultat wurde mit der sog.\ {\em Blazar-Sequenz} verglichen.

A soils infiltration rate (IR) is the measured rate that soil is able to absorb water, either from precipitation or irrigation. A low IR can cause damage to crops if the necessary amount of water cannot penetrate to the plant roots in the time needed. The damage can be common in permanent plantings such as almond and pistachio orchards where regular tillage is avoided. This indicates a physical aspect to the problem because tillage increases IR. However, there is also an electrochemical side to infiltration problems because certain calcium surfactant treatments can increase IR. Various other methods have been used to increase IR such as using cover crops and increasing organic matter. Despite these different approaches to the problem, the specific cause of low IR is often unknown. This study was conducted to determine what physical properties of soils from a site in California cause low IR. This research shows the relationship of these properties to low IR. It was assumed that high amounts of mica in the very fine sand and coarse silt fraction of soils in Northwestern Kern County, California may interact with other physical and chemical properties to reduce IR. Fourteen sites were sampled in the area near the towns of Wasco and Shafter. The soils sampled represented the typical agricultural soils of the area and exhibited three levels of infiltration, Good (no amendments), Moderate (requires gypsum), and Poor (gypsum application is insufficient). Mica percentages in the very fine sand and coarse silt were calculated using a petrographic microscope and compared to the overall IR of the fields. Mica was shown to be significant factor at all three levels of IR.

I perform and analyse the first ever calculations of rotating stellar iron core collapse in {3+1} general relativity that start out with presupernova models from stellar evolutionary calculations and include a microphysical finite-temperature nuclear equation of state, an approximate scheme for electron capture during collapse and neutrino pressure effects. Based on the results of these calculations, I obtain the to-date most realistic estimates for the gravitational wave signal from collapse, bounce and the early postbounce phase of core collapse supernovae. I supplement my {3+1} GR hydrodynamic simulations with 2D Newtonian neutrino radiation-hydrodynamic supernova calculations focussing on (1) the late postbounce gravitational wave emission owing to convective overturn, anisotropic neutrino emission and protoneutron star pulsations, and (2) on the gravitational wave signature of accretion-induced collapse of white dwarfs to neutron stars. / Ich präsentiere die ersten Computer-Simulationen des rotierenden Kollapses stellarer Eisenkerne, die in der {3+1}-Zerlegung der Allgemeinen Relativitätstheorie durchgeführt werden und Vorsupernova-Sternmodelle aus Sternentwicklungsrechnungen, eine heiße nukleare Zustandsgleichung und ein näherungsweises Verfahren zur Beschreibung des Elektroneneinfangs enthalten und Neutrinodruck-Effekte berücksichtigen. Basierend auf den Ergebnissen dieser Rechnungen erhalte ich die zur Zeit realistischsten Vorhersagen für das Gravitationswellensignal der Kollaps, Abprall, Abkling und frühen Nach-Abprallphase einer Kern-Kollaps-Supernova. Neben den {3+1} Simulationen diskutiere ich newtonsche axisymmetrische Kern-Kollaps-Supernova-Simulationen mit Schwerpunkten auf: (1) der Gravitationswellenabstrahlung in der späten Nach-Abprallphase durch Konvektionsströmungen, anisotropische Neutrinoemission und Proto-Neutronenstern Pulsationen und (2) der Gravitationswellensignatur des Kollapses weißer Zwergsterne zu Neutronensternen, der durch Akkretion eingeleitet wird.

For many centuries, the study of the Sun has been an important testbed for understanding stars that are further away. One of the first astronomical observations Galileo Galilei made in 1612 with the newly invented telescope concerned the sunspots, and in 1814, Joseph von Fraunhofer employed his new spectroscope to discover the absorption lines in the solar spectrum that are now named after him. Even though more refined and new modes of observation are now available than in the days of Galileo and Fraunhofer, the study of the Sun is still high on the agenda of contemporary science, due to three guiding interests. The first is connected to the ages-old human striving to understand the structure of the larger world surrounding us. Modern telescopes, some of them even based outside the Earth’s atmosphere in space, have succeeded in observing astronomical objects that are billions of lightyears away. However, for practical reasons precision data that are important for understanding stars can still only be gained from the Sun. In a sense, the observations of far-away astronomical objects thus call for a more precise study of the closeby, of the Sun, for their interpretation. The second interest stems from the human desire to understand the essence of the world, in particular the elementary particles of which it consists. Large accelerators have been constructed to produce and collide these particles. However, man-made machines can never be as luminous as the Sun when it comes to producing particles. Solar neutrinos have thus served not only as an astronomical tool to understand the Sun’s inner workings, but their behavior on the way from the Sun to the Earth is also being studied with the aim to understand their nature and interactions. The third interest is strictly connected to life on Earth. A multitude of research has shown that even relatively slight changes in the Earth’s climate may strongly affect the living conditions in a number of densely populated areas, mainly near the ocean shore and in arid regions. Thus, great effort is expended on the study of greenhouse gases in the Earth’s atmosphere. Also the Sun, via the solar irradiance and via the effects of the so-called solar wind of magnetic particles on the Earth’s atmosphere, may affect the climate. There is no proof linking solar effects to short-term changes in the Earth’s climate. However, such effects cannot be excluded, either, making it necessary to study the Sun. The experiments summarized in the present work contribute to the present-day study of our Sun by repeating, in the laboratory, some of the nuclear processes that take place in the core of the Sun. They aim to improve the precision of the nuclear cross section data that lay the foundation of the model of the nuclear reactions generating energy and producing neutrinos in the Sun. In order to reach this goal, low-energy nuclear physics experiments are performed. Wherever possible, the data are taken in a low-background, underground environment. There is only one underground accelerator facility in the world, the Laboratory Underground for Nuclear Astrophysics (LUNA) 0.4MV accelerator in the Gran Sasso laboratory in Italy. Much of the research described here is based on experiments at LUNA. Background and feasibility studies shown here lay the base for future, higher-energy underground accelerators. Finally, it is shown that such a device can even be placed in a shallow-underground facility such as the Dresden Felsenkeller without great loss of sensitivity.