This work presents the first ILT observations of high redshift blazars and their study in terms of jet evolution, morphology, and interaction with the surrounding medium. Each of these represents a highly topical area of astronomywith a large number of open questions. To better understand Active Galactic Nuclei (AGN) and their fundamental inner workings, new techniques are needed to exploit the full potential of the next generation of radio interferometers. Some of these tools are presented here and applied to one of the latest generation of software radio telescopes. A major focus of the studies presented is on the unification model, where the observed blazars are discussed for their properties to be rotated counterparts of Fanaroff-Riley Class II (FR-II) radio galaxies, when classified as Flat Spectrum Radio Quasars (FSRQs). In addition, multiwavelength information has been included in the analysis. Both studies are feasibility studies that will serve as a basis for future similar studies. The characteristics discussed and their interpretation do not allow conclusions to be drawn for their respective populations. However, by applying them to a larger number of targets, population studies will be possible. The first chapters introduce the necessary topics, AGN, principles of radio observations and ILT, in the necessary depth to provide the reader with a solid knowledge base. They are particularly important for understanding the current limits and influences of uncertainties in the observation, calibration and imaging process. But they also shed light on realistic future improvements. A particular focus is on the development and evolution of the LOw-Frequency ARray (LOFAR)-Very Long Baseline Interferometry (VLBI) pipeline. With the tools at hand, the first study addresses the high redshift blazar S5 0836+710 $(z=2.218)$, which has been observed at various wavelengths and resolutions. It has a disrupted one-sided jet with an associated extended region further out. Despite the excellent wavelength coverage, only the additional ILT observations provided a complete picture of the source. With the data, the extended region could be classified as a hotspot moving at slightly relativistic speeds.. With the ILT data it was also possible to extract the flux of the core region of the AGN, and in projection to reveal the mixed counter-hotspot behind it. This also allowed constraints on jet parameters and environmental properties to be modelled, which were previously inconclusive. Technically, this study shows that the ILT can be used as an effective VLBI array for compact sources with small angular scales. However, the detection of faint components beyond redshifts of $z=2$ may require the capabilities of the Square Kilometre Array (SKA) to provide a significant number of detections to enable statistical conclusions. The second study uses a much improved calibration pipeline to analyse the high redshift blazar GB1508+5714 $(z=4.30)$. The ILT data revealed a previously unseen component in the eastern direction. A spectral index map was generated from the Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) data, showing spectral index values of $-1.2_{-0.2}^{+0.4}$ for the western component, steeper than $-1.1$ for the eastern region, and $0.023 \pm 0.007$ for the core. Using the information provided by the ILT observation, as well as multi-wavelength information from other observations ranging from the long radio wavelengths to the $\gamma$ regime, four models were developed to interpret the observed flux with different emission origins. This also allowed to test a proposed interaction channel of the electrons provided by the jet, to cool off via inverse compton scattering with the Cosmic Microwave Background (CMB) photons, rather than by the usual synchrotron emission. This is referred to as cmb quenching in the literature, which could be shown in the study, to be necessary in any case. Finally, one of the four models was considered in which the hotspots in the detected components are unresolved and mixed by the lobe emission, with the X-ray emission coming from the lobes and partially mixed by the bright core region. The results of this preferred model are consistent with hotspots in a state of equipartition and lobes almost so. The study shows that high redshift blazars can be studied with the ILT, and expanding the sample of high redshift blazars resolved at multiple frequencies will allow a statistical study of the population. Finally, this work successfully demonstrates the powerful capabilities of the ILT to address questions that were previously inaccessible. The current state of the LOFAR-VLBI pipeline, when properly executed, allows work on the most challenging objects and will only improve in the future. In particular, this gives a glimpse of the possibilities that SKA will bring to astronomy. / In dieser Arbeit werden die ersten Beobachtungen von Blazaren mit hoher Rotverschiebung, sowie ihre Untersuchung im Hinblick auf die Jet-Entwicklung, die Morphologie und die Wechselwirkung mit dem umgebenden Medium vorgestellt. Jeder dieser Bereiche stellt ein hochaktuelles Gebiet der Astronomie, mit einer großen Anzahl offener Fragen, dar. Um Active Galactic Nuclei (AGN) und ihr fundamentales Innenleben besser zu verstehen, sind neue Techniken erforderlich, um das volle Potenzial der nächsten Generation von Radiointerferometern auszuschöpfen. Einige dieser Werkzeuge werden hier vorgestellt und auf ein Teleskop der neuesten Generation von Software-Radioteleskopen angewandt. Ein Hauptaugenmerk der vorgestellten Studien liegt auf dem "Unification Model", bei dem die beobachteten Blazare auf ihre Eigenschaften als rotierte Gegenstücke von Fanaroff-Riley Class II (FR-II)-Radiogalaxien untersucht werden, wenn sie als Flat Spectrum Radio Quasars (FSRQs) klassifiziert werden. Darüber hinaus wurden Informationen über mehrere Wellenlängen in die Analyse einbezogen. Bei beiden Studien handelt es sich um Machbarkeitsstudien, die als Grundlage für künftige ähnliche Studien dienen werden. Die erörterten Merkmale und ihre Interpretation lassen keine Schlussfolgerungen für die jeweiligen Populationen zu. Erst durch die Anwendung auf eine größere Anzahl von Objekten werden Populationsstudien möglich sein. Die ersten Kapitel führen in die notwendigen Themen, AGN, Prinzipien der Radiobeobachtung und das International LOFAR Telescope (ILT), in der notwendigen Tiefe ein, um dem Leser eine solide Wissensbasis zu vermitteln. Sie sind besonders wichtig, um die aktuellen Grenzen und Einflüsse von Unsicherheiten im Beobachtungs-, Kalibrierungs- und Abbildungsprozess zu verstehen. Sie geben aber auch Aufschluss über realistische zukünftige Verbesserungen. Ein besonderer Schwerpunkt liegt auf der Entwicklung und Weiterentwicklung der LOw-Frequency ARray (LOFAR)-Very Long Baseline Interferometry (VLBI)-Pipeline. Mit den zur Verfügung stehenden Werkzeugen befasst sich die erste Studie mit dem hochrotverschobenen Blazar S5 0836+710 (z=2.218), der bei verschiedenen Wellenlängen und Auflösungen beobachtet wurde. Er hat einen unterbrochenen einseitigen Jet mit einer damit verbundenen ausgedehnten Region weiter außen. Trotz der hervorragenden Wellenlängenabdeckung ermöglichten erst die zusätzlichen Beobachtungen durch das ILT ein vollständiges Bild der Quelle. Mit den Daten konnte die ausgedehnte Region als Hotspot klassifiziert werden, der sich mit leicht relativistischen Geschwindigkeiten bewegt. Mit den ILT-Daten war es auch möglich, den Fluss der Kernregion des AGN zu extrahieren und in der Projektion den Hotspot des gegenläufigen Jets dahinter aufzudecken. Dies ermöglichte auch die Modellierung von Jet-Parametern und Umgebungseigenschaften, die zuvor nicht zugänglich waren. Technisch gesehen zeigt diese Studie insbesondere, dass das ILT als VLBI-Array für kompakte Quellen mit kleinen Winkelskalen effektiv verwendet werden kann. Die Entdeckung schwacher Komponenten jenseits von Rotverschiebungen von $z=2$ könnte jedoch das SquareKilometre Array (SKA) erfordern, um eine signifikante Anzahl von Entdeckungen zu liefern, welche statistische Schlussfolgerungen zulassen. Die zweite Studie verwendet eine stark verbesserte Kalibrierungspipeline, um den hoch rotverschobenen Blazar GB 1508+5714 (z=4.30) zu analysieren. Die ILT-Daten enthüllten eine bisher nicht gesehene Komponente in östlicher Richtung. Mit den Karl G. Jansky Very Large Array (VLA)-Daten wurde eine Spektralindexkarte erstellt, die Spektralindexwerte von $-1,2^{+0,4}_{-0,2}$ für die westliche Komponente, steiler als $-1,1$ für die östliche Region und $0,023 \pm 0,007$ für den Kern zeigt. Anhand der von der ILT-Beobachtung gelieferten Informationen sowie von Multi-Wellenlängen-Informationen aus anderen Beobachtungen, die von den langen Radiowellenlängen bis zum $\gamma$-Bereich reichen, wurden vier Modelle entwickelt, um den beobachteten Fluss mit unterschiedlichen Emissionsquellen zu interpretieren. Dies ermöglichte es auch, einen vorgeschlagenen Wechselwirkungskanal der Elektronen, welche durch den Jet bereitgestellt werden, zu testen, um sich durch inverse Compton-Streuung mit den Photonen der kosmischen Hintergrundstrahlung abzukühlen, anstatt durch die übliche Synchrotronemission. Dies wird in der Literatur als "CMB-Quenching" bezeichnet, welches in der Studie, als in jedem Fall notwendig, nachgewiesen werden konnte. Schließlich wurde eines der vier Modelle in Betracht gezogen, bei dem die Hotspots in den nachgewiesenen Komponenten unaufgelöst sind und durch die Lobe-Emission vermischt werden, wobei die Röntgenemission von den Lobes stammt und teilweise durch die helle Kernregion vermischt wird. Die Ergebnisse dieses bevorzugten Modells zeigen, dass sich die Hot Spots und Lobes nahezu in einem Zustand der Äquipartition befinden. Die Studie zeigt somit, dass Blazare mit hoher Rotverschiebung mit dem ILT untersucht werden können, und die Hinzunahme von weiteren Blazaren mit hoher Rotverschiebung, die mit mehreren Frequenzen aufgelöst wurden, eine statistische Untersuchung der Population ermöglichen werden. Schließlich demonstriert diese Arbeit erfolgreich die leistungsstarken Fähigkeiten des ILT, um Fragen anzugehen, die zuvor unzugänglich waren. Der derzeitige Stand der LOFAR-VLBI-Pipeline ermöglicht bei ordnungsgemäßer Ausführung die Arbeit an den anspruchsvollsten Objekten und wird sich in Zukunft noch weiter verbessern. Dies gibt insbesondere einen Einblick in die Möglichkeiten, die das SKA der Astronomie bieten wird.

Zugl.: Oxford, Univ., Diss., 2009

Zugl. revidierte Fassung von: Claremont, Calif., Univ., Diss., 2008 u.d.T.: Lee, Sang Meyng: The cosmic drama of salvation, the law, and Christ in Paul's undisputed writings

Das Standardmodell der Kosmologie stellte sich in den letzten Jahrzehnten, trotz immer genauerer experimenteller Tests, als sehr robust heraus. Darüber hinaus schaffen ekpyrotische und inflationäre Theorien eine Grundlage um viele konzeptuelle Probleme des frühen Universums zu lösen. Dennoch bleiben viele Fragen unbeantwortet. So ist es in inflationären Theorien schwierig präzise Vorhersagen zu treffen so lange die ewige Inflation nicht besser verstanden wird. Auf der anderen Seite haben ekpyrotische Theorien Schwierigkeiten den Übergang zwischen kontrahierenden und expandierenden Phasen - den so-genannten kosmischen Rückprall - zu erklären. Zudem beschreibt keine der beiden Theorien den Ursprung von Allem und beinhalten kosmologische Singularitäten. Hier stellen wir Denkansätze bereit um diese Unklarheiten näher zu beleuchten. Im ersten Teil der Arbeit konstruieren wir klassische, singularitätenfreie Rückprälle in der generellsten geschlossenen, homogenen aber anisotropischen, Raumzeit. In dem längeren, zweiten Teil beschäftigen wir uns mit den Konsequenzen auf die Kosmologie, die eine konsistente, semiklassische Quantisierung mit sich bringt. Unsere Methoden, die auf Feynmans Summe über Pfade basiert, offenbart neue und interessante Phänomene des frühen Universums. Unter anderem konstruieren wir numerische Lösungen, in denen das Universum vor dem Erreichen einer Singularität in einen anderen Zustand tunnelt. Damit lösen wir zum aller ersten Mal kosmologische Singularitäten ohne den Einsatz von extravaganter Physik auf. / In the face of ever more precise experiments, the standard model of cosmology has proven to be tremendously robust over the past decades. Inflation or ekpyrosis provide a basis for solving some of its remaining conceptual issues - they are a beautiful and natural simplifi- cation to our understanding of the universes early history; yet they leave many questions unanswered and raise new problems. For example, inflationary theories fail to be predictive as long as eternal inflation is not better understood. At the same time, ekpyrotic theories struggle to explain the transition from a contracting to an expanding phase - the so-called bounce. Both of them lack any understanding or description of the origin of everything and contain cosmological singularities. Here, we provide concrete steps towards shedding a light on these mysteries. The overarching theme that guides most chapters in this thesis is how to deal with cosmological singularities and whether they can be resolved without invoking extraordinary physics. In the first part, we construct classically non-singular bounces in the most general closed, homogeneous but anisotropic space-time. In the second part we analyze the effect of introducing quantum mechanics semi-classically to cosmology and show that quantum effects are helpful in resolving cosmological singularities. We demonstrate that anisotropies do not hinder the universe’s creation from nothing. Furthermore, we construct numerical solutions in which the universe tunnels to a different state before reaching a singularity. With that, we resolve for the first time cosmological singularities without the use of extravagant physics.

Diese Forschungsarbeit untersucht die kosmologischen Vorstellungen, die die Architektur des antiken Griechenlands und Roms beeinflussten und geprägten, beginnend mit Vorstellungen, die sich am Ende der archaischen Periode entwickelten, und die bis ins 1. Jahrhundert v. Chr. reichten, als der römische Architekt Marcus Vitruvius Pollio sein Werk "De Architectura" veröffentlichte. Als einziger erhaltener schriftlicher Korpus aus der Antike über den Beruf des Architekten bildet Vitruvius' Werk den Ausgangspunkt der Argumentation in dieser Forschungsarbeit, die schließlich zu dem Verständnis führt, dass "De Architectura" viel mehr als eine theoretische und didaktische Quelle der Architektur ist, sondern ein komplexes Werk mit direktem Bezug zur Naturphilosophie im Allgemeinen und zu kosmologischen Vorstellungen im Besonderen. Dieses Verständnis ermöglicht eine sorgfältige Analyse, wie Menschen in der Antike das Universum strukturierten und wie ihr Umgang mit der Natur die Entscheidungen des Architekten während seiner Baumaßnahmen beeinflusste. Die wichtigsten Schlussfolgerungen dieser Forschung zeigen, dass die Art und Weise, wie die natürliche Welt wahrgenommen wurde, einen wesentlichen Einfluss auf die griechische und römische Architektur hatte. Beobachtungen der Natur führten zur Untersuchung der universalen Ordnung und Regelmäßigkeiten und leiteten Architekten durch alle Phasen des Bauens. Praktisch hatten Architekten nur ein Ziel: Für die Menschen gesunde und praktische Baubedingungen zu gewährleisten, was durch die Arbeit im Einklang mit der Natur und ihrer inneren Ordnung erreicht wurde. / This research explores the cosmological perceptions that influenced and shaped the architecture of ancient Greece and Rome, starting with perceptions that developed at the end of the archaic period, and continued all the way to the 1st century BCE when the Roman architect, Marcus Vitruvius Pollio, published his work “De Architectura”. As the only written surviving corpus we have from Antiquity on the profession of architecture, Vitruvius’s work is the starting point of the arguments in this research, which eventually lead to the understanding that “De Architectura” is much more than a theoretical and didactic source of architecture, but a complex work with a direct link to the philosophy of nature in general, and cosmological perceptions in specific. This understanding, enables to handle a meticulous analysis of how the ancients perceived the universe’s structure, and how their approach to nature takes place in the decision-making of the architect during his building work. The main conclusions of this research show that the manner in which the natural world was perceived was a primary source of influence on Greek and Roman architecture. Observations of nature led to the investigation of the universal order and regularities and guided architects throughout all the stages of the building work. Practically, architects had one objective only: to ensure sound building conditions for people, both in terms of health and in terms of convenience, and such a goal will be fulfilled by working in line with nature and its inner order.

This paper is focused on the early Buddhist cosmology. It briefly presents the general concepts of cosmology in Buddhism and the Pali Canon in order to better emphasize the characteristics of the primary text on which the work is based, namely the Agaññasutta of the Pali canon. The author takes into account other suttas of the Pali canon and secondary literature as well. The Agaññasutta represents one of the first cosmological texts of Buddhism and can therefore be considered as a very valuable source of information about the early cosmological ideas and the context in which these ideas were formed. It deals with the destruction of the world, its re-emergence, the emergence of creatures, human beings and social strata, the election of the first king and the establishment of the ascetic social groups. To gain a better orientation in the source material, the plot can be divided into the period until the development of human beings, the creation of social institutions with the election of the king and the emergence of alternative social institutions headed by a Buddhist monk. The main aim of the present paper is to show that the Agaññasutta contains the structure based on the necessity of the emergence of the human beings in their physical form and endowed with their moral faults, the society which...

Gamma-ray bursts (GRBs) are one of the phenomena that still puzzle the astrophysi- cists. Due to their extreme luminosities, they are visible in cosmological distances. They could provide a tool for understanding the early Universe. This thesis focuses on the estimation of the total energy released by the GRBs, their luminosities and how these quantities depend on the redshift. For a sample of 28 long GRBs with known redshifts, a dependence of their total energies and luminosities on the redshift is found. The thesis further studied if this dependence is either an observational bias or a real astrophysical phenomenon. Firstly, proper use of k-correction revealed that it has lit- tle effect on the redshift dependence of these quantities. Secondly, a new approach has been proposed to investigate the redshift dependence of the luminosity function. Thirdly, selection effect has been found, when investigating the sample of bursts with known redshifts, implying a caution when combining data from different sources. All these efforts show that the observational bias can still explain the redshift dependence.

After the epoch of reionisation the intergalactic medium (IGM) is kept at a high photoionisation level by the cosmic UV background radiation field. Primarily composed of the integrated contribution of quasars and young star forming galaxies, its intensity is subject to spatial and temporal fluctuations. In particular in the vicinity of luminous quasars, the UV radiation intensity grows by several orders of magnitude. Due to an enhanced UV radiation up to a few Mpc from the quasar, the ionised hydrogen fraction significantly increases and becomes visible as a reduced level of absorption in the HI Lyman alpha (Ly-alpha) forest. This phenomenon is known as the proximity effect and it is the main focus of this thesis. Modelling the influence on the IGM of the quasar radiation, one is able to determine the UV background intensity at a specific frequency (J_nu_0), or equivalently, its photoionisation rate (Gamma_b). This is of crucial importance for both theoretical and observational cosmology. Thus far, the proximity effect has been investigated primarily by combining the signal of large samples of quasars, as it has been regarded as a statistical phenomenon. Only a handful of studies tried to measure its signature on individual lines of sight, albeit focusing on one sight line only. Our aim is to perform a systematic investigation of large samples of quasars searching for the signature of the proximity effect, with a particular emphasis on its detection on individual lines of sight. We begin this survey with a sample of 40 high resolution (R~45000), high signal to noise ratio (S/N~70) quasar spectra at redshift 2.1<z<4.7, publicly available in the European Southern Observatory (ESO) archive. The extraordinary quality of this data set enables us to detect the proximity effect signature not only in the combined quasar sample, but also along each individual sight line. This allows us to determine not only the UV background intensity at the mean redshift of this sample, but also to estimate its intensity in small (Delta z~0.2) redshift intervals in the range 2<z<4. Our estimates (J_nu_0~ 3x10^{-22} erg s^{-1} cm^{-2} Hz^{-1} sr^{-1}) are for the first time in very good agreement with different constraints of its evolution obtained from theoretical predictions and numerical simulations. We continue this systematic analysis of the proximity effect with the largest search to date invoking the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) data set. The sample consists of 1733 quasars at redshifts z>2.3. In spite of the low resolution and limited S/N we detect the proximity effect on about 98% of the quasars at a high significance level. Thereby we are able to determine the evolution of the UV background photoionisation rate within the redshift range 2<z<5 finding Gamma_b~ 1.6x10^{-12} s^{-1}. With these new measurements we explore literature estimates of the quasar luminosity function and predict the stellar luminosity density up to redshift of about z~5. Our results are globally in good agreement with recent determinations inferred from deep surveys of high redshift galaxies. We then compare our measurements on the UV background photoionisation rate inferred from the two samples at high and low resolution. While these data sets show extreme differences, our determinations are in considerable agreement at z<3.3, even though they show less agreement at higher redshifts. We suspect that this may be caused by either the small number of high resolution quasar spectra at the highest redshifts considered or by some systematic effect due to the limited data quality of SDSS. Complementary to the observational investigation of the proximity effect on high redshift quasars, we exploit some theoretical aspects linked to and based on the results on this phenomenon. We employ complex numerical simulations of structure formation to achieve a better representation of the Ly-alpha forest. Modelling the signature of the proximity effect on randomly selected sight lines, we prove the advantages of dealing with individual lines of sight instead of combining their signal to investigate this phenomenon. Furthermore, we develop and test novel techniques aimed at a more precise determination of the proximity effect signal. With this investigation we demonstrate that the technique developed and employed in this thesis is the most accurate adopted thus far. Tighter determinations of the UV background are certainly based on suitable methods to detect its signature, but also on a deeper understanding of the environments in which quasars form and evolve. We initiate an investigation of complex numerical simulations including the radiative transport of energy to model in a more detailed way the proximity effect. Such a simulation may lead to the characterisation of the quasar environment based on the comparison between the observed and simulated statistical properties of the proximity effect signature. / Nach dem kosmologischen Zeitalter der Reionisation wird der hohe Photoionisationsgrad des intergalaktische Mediums (IGM) durch die kosmische UV-Hintergrundstrahlung aufrecht erhalten. Zur Intensitaet der Hintergrundstrahlung tragen hauptsaechlich Quasare und jungen Galaxien bei. Daher entstehen sowohl raeumliche als auch zeitliche Fluktuationen, wobei die Intensistaet insbesondere in der Naehe von leuchtkraeftigen Quasaren um mehrere Groessenordnungen ansteigt. Aufgrund der erhoehten UV-Strahlung in einer Entfernung von bis zu einigen Mpc von einem Quasar wird ein groesserer Anteil des intergalaktischen Wasserstoffs ionisiert, was als reduzierte Absorption im Lyman alpha (Ly-alpha) Wald sichtbar wird. Dieses Phaenomen wird proximity effect genannt und ist das Hauptthema dieser Arbeit. Durch Modellierung des Einflusses des Quasars auf das IGM kann die Intensitaet des UV-Hintergrunds bei einer bestimmten Frequenz (J_nu_0) bzw. die entsprechende Photoionisationrate (Gamma_b) bestimmt werden. Dies ist sowohl fuer die theoretische als auch fuer die beobachtende Kosmologie eine wichtige Groesse. Bisher wurde der Proximity-Effekt als ein statistisches Phaenomen untersucht, wobei die Signale vieler einzelner Quasare kombiniert wurden. Nur in wenigen Analysen wurde versucht, den Effekt in einzelnen Sehlinien zu detektieren. Das Ziel dieser Arbeit ist eine systematische Untersuchung des Proximity-Effekts in einer grossen Anzahl von Quasaren, wobei der besonderen Schwerpunkt auf seiner Detektion in einzelnen Sehlinien liegt. Zunaechst werden 40 Quasare im Rotverschiebungsbereich 2.1<z<4.7 untersucht, deren Spektren mit hoher Aufloesung (R=45000) und hohem Signal-zu-Rausch-Verhaeltnis (S/N~70) im Archiv des European Southern Observatory (ESO) vorliegen. Die ausserordentlich gute Qualitaet dieser Daten ermoeglicht die Detektion des Proximity-Effekts nicht nur als kombiniertes Signal aller Quasare sondern auch in jeder einzelnen Sehlinie. Daher konnten wir nicht nur die Intensitaet des UV-Hintergrunds bei der mittleren Rotverschiebung ermitteln sondern auch in kleineren Rotverschiebungsintervallen (Delta z~0.2) im Bereich 2<z<4. Unsere Ergebnisse (J_nu_0}~3x10^{-22} erg s^{-1} cm^{-2} Hz^{-1} sr^{-1}) stimmen zum ersten Mal gut anderen Bestimmungen ueberein, die auf theoretischen Voraussagen und auf numerischen Simulationen beruhen. Unsere systematische Analyse des Proximity-Effekts wird mit dem bisher groessten Datensatz bestehend aus 1733 Quasaren mit Rotverschiebungen z>2.3 aus dem Sloan Digital Sky Survey (SDSS) fortgefuehrt. Trotz der niedrigen Aufloesung und dem begrenzten S/N detektieren wir den Proximity-Effekt mit einer hohen Signifikanz in etwa 98% der Sehlinen. Dabei kann die Entwicklung der Photoionisationsrate Gamma_b~1.6x10^{-12} s^{-1} im Rotverschiebungsbereich 2<z<5 bestimmt werden. Mit diesen neuen Messungen diskutieren wir verschiedene Quasar-Leuchtkraftfunktionen aus der Literatur und berechnen die stellare Emissivitaet bis z~5. Unsere Ergebnisse stimmen im Allgemeinen gut mit denen von neueren Himmelsdurchmusterungen nach hochrotverschobenen Galaxien ueberein. Dann vergleichen wir die auf den hoch bzw. niedrig aufgeloesten Spektren basierenden Photoionisationsraten miteinander. Obwohl die Datensaetze sehr unterschiedlich sind, fuehren sie bei z<3.3 zu den selben Ergebnissen, waehrend die Resultate bei hoeheren Rotverschiebungen weniger gut uebereinstimmen. Wir vermuten, dass dies entweder durch die kleine Anzahl von hochaufgeloesten Quasarspektren bei den hoechsten Rotverschiebungen, oder durch systematische Effekte der geringen SDSS Datenqualitaet hervorgerufen wird. Ergaenzend zu der Auswertung der Beobachtungsdaten fuehren wir basierend auf unseren Ergebnissen einige theoretische Untersuchugen durch. Wir benutzen komplexe Strukturbildungssimulationen, um eine bessere Beschreibung des Ly-alpha-Walds zu gewinnen. Mit Hilfe der Modellierung des Proximity-Effekts in zufaellig ausgesuchten Sehlinien zeigen wir den Vorteil auf, den die Analyse einzelner Sehlinien im Vergleich zur kombinierten Auswertung mehrerer Spektren hat. Ausserdem entwickeln und testen wir neue Ansaetze zur genaueren Bestimmung des Proxmity-Effekts. Dabei zeigen wir, dass die im Rahmen dieser Arbeit entwickelte und angewendete Methode bisher zu den genauesten Ergebnissen fuehrt. Fuer eine noch bessere Bestimmung des UV-Hintergurnds brauchen wir neben der optimalen Detektionsmethode auch ein tieferes Verstaendnis der Umgebung, in der Quasare entstehen und sich entwickeln. Wir beginnen eine Analyse komplexer numerischer Simulationen, die auch Strahlungstransportrechungen beinhalten, um weitere Details des Proximity-Effekts zu verstehen. Der Vergleich der statistischen Eigenschaften des Proximity-Effekts in solchen Simulationen mit Beobachtungen koennte in Zukunft zu einer genaueren Beschreibung der Umgebung von Quasaren fuehren.

In the context of cosmological structure formation sheets, filaments and eventually halos form due to gravitational instabilities. It is noteworthy, that at all times, the majority of the baryons in the universe does not reside in the dense halos but in the filaments and the sheets of the intergalactic medium. While at higher redshifts of z > 2, these baryons can be detected via the absorption of light (originating from more distant sources) by neutral hydrogen at temperatures of T ~ 10^4 K (the Lyman-alpha forest), at lower redshifts only about 20 % can be found in this state. The remain (about 50 to 70 % of the total baryons mass) is unaccounted for by observational means. Numerical simulations predict that these missing baryons could reside in the filaments and sheets of the cosmic web at high temperatures of T = 10^4.5 - 10^7 K, but only at low to intermediate densities, and constitutes the warm-hot intergalactic medium (WHIM). The high temperatures of the WHIM are caused by the formation of shocks and the subsequent shock-heating of the gas. This results in a high degree of ionization and renders the reliable detection of the WHIM a challenging task. Recent high-resolution hydrodynamical simulations indicate that, at redshifts of z ~ 2, filaments are able to provide very massive galaxies with a significant amount of cool gas at temperatures of T ~ 10^4 K. This could have an important impact on the star-formation in those galaxies. It is therefore of principle importance to investigate the particular hydro- and thermodynamical conditions of these large filament structures. Density and temperature profiles, and velocity fields, are expected to leave their special imprint on spectroscopic observations. A potential multiphase structure may act as tracer in observational studies of the WHIM. In the context of cold streams, it is important to explore the processes, which regulate the amount of gas transported by the streams. This includes the time evolution of filaments, as well as possible quenching mechanisms. In this context, the halo mass range in which cold stream accretion occurs is of particular interest. In order to address these questions, we perform particular hydrodynamical simulations of very high resolution, and investigate the formation and evolution of prototype structures representing the typical filaments and sheets of the WHIM. We start with a comprehensive study of the one-dimensional collapse of a sinusoidal density perturbation (pancake formation) and examine the influence of radiative cooling, heating due to an UV background, thermal conduction, and the effect of small-scale perturbations given by the cosmological power spectrum. We use a set of simulations, parametrized by the wave length of the initial perturbation L. For L ~ 2 Mpc/h the collapse leads to shock-confined structures. As a result of radiative cooling and of heating due to an UV background, a relatively cold and dense core forms. With increasing L the core becomes denser and more concentrated. Thermal conduction enhances this trend and may lead to an evaporation of the core at very large L ~ 30 Mpc/h. When extending our simulations into three dimensions, instead of a pancake structure, we obtain a configuration consisting of well-defined sheets, filaments, and a gaseous halo. For L > 4 Mpc/h filaments form, which are fully confined by an accretion shock. As with the one-dimensional pancakes, they exhibit an isothermal core. Thus, our results confirm a multiphase structure, which may generate particular spectral tracers. We find that, after its formation, the core becomes shielded against further infall of gas onto the filament, and its mass content decreases with time. In the vicinity of the halo, the filament's core can be attributed to the cold streams found in other studies. We show, that the basic structure of these cold streams exists from the very beginning of the collapse process. Further on, the cross section of the streams is constricted by the outwards moving accretion shock of the halo. Thermal conduction leads to a complete evaporation of the cold stream for L > 6 Mpc/h. This corresponds to halos with a total mass higher than M_halo = 10^13 M_sun, and predicts that in more massive halos star-formation can not be sustained by cold streams. Far away from the gaseous halo, the temperature gradients in the filament are not sufficiently strong for thermal conduction to be effective. / Im Rahmen der kosmologischen Strukturbildung entstehen durch Gravitationsinstabilitäten Flächen, Filamente und schließlich Halos. Interessanterweise befinden sich zu jedem Zeitpunkt der kosmologischen Entwicklung der Großteil der Baryonen nicht in den Halos, sondern in den Filamenten und Ebenen des intergalaktischen Mediums. Während diese Baryonen bei höheren Rotverschiebungen (z ~ 2) noch in Form durch die Absorbtion von Licht (von weit entfernteren Quellen) durch neutralen Wasserstoff bei einer Temperatur von T ~ 10^4 K beobachtbar sind (Lyman-Alpha Wald), gilt dies bei niedrigeren Rotverschiebungen für nur noch ca. 20 % der Baryonen. Der überwiegende Teil (ca. 50-70 % der gesamten baryonischen Masse) sind bisher noch nicht direkt beobachtbar. Numerische Simulationen sagen jedoch voraus, das sich diese Baryonen in den Filamenten und Flächen des kosmischen Netzes befinden. Die entsprechende Gasverteilung zeichnet sich durch hohe Temperaturen T = 10^5 - 10^7 K und geringe bis mittlere Dichten aus und wird als warm-heißes intergalaktisches Medium (WHIM) bezeichnet. Die hohen Temperaturen entstehen in Folge der Bildung von Stoßwellen und der darauf folgenden Erhitzung des Gases (shock-heating). Das WHIM ist daher hochgradig ionisiert und sein verlässlicher Nachweis stellt eine große Herausforderung für die beobachtende Kosmologie dar. Neuere hydrodynamische Simulationen zeigen, dass sich bei höheren Rotverschiebungen von z ~ 2 Gasströmungen entlang der Filamente bilden, die massive Galaxien mit erheblichen Mengen an relativ kaltem Gas (T ~ 10^4 K) versorgen können. Dies hätte einen erheblichen Einfluss auf die Sternentstehung in diesen Galaxien. Es ist daher von grundsätzlichem Interesse, die spezifischen hydro- und thermodynamischen Bedingungen in den Strukturen des WHIM zu untersuchen. Sowohl Dichte- und Temperaturprofile als auch Geschwindigkeitsfelder prägen spektroskopische Beobachtungen. Eine mögliche Mehrphasenstruktur des WHIM könnte daher als Indikator in beobachtenden Studien dienen. Im Zusammenhang mit den kalten Strömen ist es besonders interessant, Prozesse zu untersuchen die den Zufluss von kaltem Gas zu den Galaxien regulieren. Dies umfasst die Zeitentwicklung des Anteils an kaltem Gas in den Filamenten, sowie mögliche Mechanismen, die zum Versiegen des Zuflusses von kaltem Gas auf die Galaxienscheibe führen. Um diese Zusammenhänge zu erforschen, führen wir spezielle hydrodynamische Simulationen mit sehr hoher Auflösung durch, die zu ausgewählten, wohldefinierten Strukturen führen, die das WHIM charakterisieren. Wir beginnen mit einer ausführlichen Untersuchung des eindimensionalen Kollaps einer sinusförmigen Störung (pancake formation). Hierbei untersuchen wir den Einfluss von Strahlungkühlung, Heizung durch den intergalaktischen UV Hintergrund, Wärmeleitung, sowie von kleinskaligen Störungen, welche dem kosmologischen Störungsspektrum folgen. Wir benutzen hierbei eine Reihe von Simulationen, welche die Längenskala der anfänglichen Störung L als Parameter verwenden. Für L ~ 2 Mpc/h führt der Kollaps zur Ausbildung einer Stoßwelle. Zusätzlich entsteht als Folge der Strahlungskühlung und der Heizung durch den UV Hintergrund ein relativ dichter und kalter isothermer Kern. Mit ansteigendem L wird dieser Kern dichter und kompakter. Durch Wärmeleitung reduziert sich die räumliche Ausdehnung des Kerns. Für L ~ 30 Mpc/h führt dies zu einem Verschwinden des Kerns. Mit der Erweiterung unserer Methodik auf dreidimensionale Simulationen, entsteht nun eine Konfiguration, welche aus wohldefinierten Flächen, Filamenten und einem gasförmigen Halo besteht. Für L > 4 Mpc/h, erhalten wir Filamente, die vollständig durch Akkretionsschocks begrenzt sind. Wie in unseren eindimensionalen Simulationen weisen auch sie einen isothermen Kern auf. Dies legt nahe, dass das WHIM eine Mehrphasenstruktur besitzt und mögliche Spektralsignaturen erzeugen kann. Nach seiner Entstehung ist der Kern gegen weiteren Zufluss von Gas abgeschirmt und seine Masse reduziert sich mit der Zeit. In der direkten Umgebung des Halos entspricht der Kern des Filamentes den oben angesprochenen kalten Strömen. Unsere Untersuchung zeigt, dass diese während der gesamten Entwicklung des Halos existent sind. In der weiteren Entwicklung werden sie durch den expandierenden Akkretionsschock des Halos verengt. Ab einer Skala von L > 6 Mpc/h kann Wärmeleitung zu einem Verschwinden des Zustroms von kaltem Gas führen. Diese Skala entspricht Halos mit einer Gesamtmasse von M_halo = 10^13 M_sun. Galaxien, die sich in noch massiveren Halos bilden, können daher nicht durch kalte Ströme mit Gas für die Sternentstehung versorgt werden. Im Filament, weit außerhalb des gasförmigen Halos, sind die Temperaturgradienten zu klein, um effiziente Wärmeleitung zu ermöglichen.

Thesis (doctoral)--Hamburg, Universiẗat, 2007, titled: Christliche Kosmologie und antike Naturphilosophie. / Includes bibliographical references (p. [547]-586) and indexes.