Universiẗat, Diss., 2000--Bremen.

University, Diss., 2001--Bremen.

University, Diss., 2001--Bremen.

University, Diss., 2003--Freiburg (Breisgau).

The Monte Carlo (MC) method is an effective approach to simulate the radiative transfer in an inhomogeneous cloudy atmosphere. It is based on the direct physical simulation of the extinction processes that solar and thermal photons incur when traveling through the atmosphere. A detailed description of the MC method is presented in the second chapter. A new three-dimensional Monte Carlo radiative transfer model, based on a pre-existing model (Trautmann et al. [1999]), has been developed. Some outstanding characteristics of this model are discussed in chapter 3. Several simulations of reflectances, transmittances, absorptances and horizontal flux densities have been performed, the results of which have been compared with worldwide accepted codes (chapter 4). The two cases selected for the radiative transfer computations were taken from the Intercomparison of 3D Radiative Codes (I3RC) project: an ARM (Atmospheric Radiation Measurements) reconstructed cloud and a 3D marine boundary layer cloud / Die Monte Carlo (MC) Methode ist ein effektives Verfahren, um den Strahlungstransport in einer inhomogenen bewölkten Atmosphäre zu simulieren. Es begründet sich auf der direkten Simulation der Extinktionsprozesse eines solaren oder thermischen Photons auf seinem Weg durch die Atmosphäre. Eine detallierte Beschreibung der MC Methode erfolgt in Kapitel 2. In Kapitel 3 wird ein neues dreidimensionales MC-Strahlungstranportmodell vorgestellt, das, aufbauend auf einem schon bestehenden Modell (Trautmann et al. [1999]), entwickelt wurde. Mehrere Simulationen von Reflektanzen, Transmittanzen, Absorptanzen und Strahlungsflussdichten für zwei Fälle des \"Intercomparison of 3D radiative Codes\" projektes, nämlich eine ARM rekonstruierte Wolke und eine 3D marine Grenzschichwolke, wurden durchgeführt, und mit den Ergebnissen anderer weltweit akzeptierten Codes verglichen.

Liniengetriebene Winde werden durch Impulsübertrag von Photonen auf ein Plasma bei Absorption oder Streuung in zahlreichen Spektrallinien beschleunigt. Dieser Prozess ist besonders effizient für ultraviolette Strahlung und Plasmatemperaturen zwischen 10^4 K und 10^5 K. Zu den astronomischen Objekten mit liniengetriebenen Winden gehören Sterne der Spektraltypen O, B und A, Wolf-Rayet-Sterne sowie Akkretionsscheiben verschiedenster Größenordnung, von Scheiben um junge Sterne und in kataklysmischen Veränderlichen bis zu Quasarscheiben. Es ist bislang nicht möglich, das vollständige Windproblem numerisch zu lösen, also die Hydrodynamik, den Strahlungstransport und das statistische Gleichgewicht dieser Strömungen gleichzeitig zu behandeln. Die Betonung liegt in dieser Arbeit auf der Windhydrodynamik, mit starken Vereinfachungen in den beiden anderen Gebieten. <br /> Wegen persönlicher Beteiligung betrachte ich drei Themen im Detail. <br /> 1. Windinstabilität durch Dopplerde-shadowing des Gases. Die Instabilität bewirkt, dass Windgas in dichte Schalen komprimiert wird, die von starken Stoßfronten begrenzt sind. Schnelle Wolken entstehen im Raum zwischen den Schalen und stoßen mit diesen zusammen. Dies erzeugt Röntgenflashes, die die beobachtete Röntgenstrahlung heißer Sterne erklären können. <br /> 2. Wind runway durch radiative Wellen. Der runaway zeigt, warum beobachtete liniengetriebene Winde schnelle, kritische Lösungen anstelle von Brisenlösungen (oder shallow solutions) annehmen. Unter bestimmten Bedingungen stabilisiert der Wind sich auf masseüberladenen Lösungen, mit einem breiten, abbremsenden Bereich und Knicken im Geschwindigkeitsfeld. <br /> 3. Magnetische Winde von Akkretionsscheiben um Sterne oder in aktiven Galaxienzentren. Die Linienbeschleunigung wird hier durch die Zentrifugalkraft entlang korotierender poloidaler Magnetfelder und die Lorentzkraft aufgrund von Gradienten im toroidalen Feld unterstützt. Ein Wirbelblatt, das am inneren Scheibenrand beginnt, kann zu stark erhöhten Massenverlustraten führen. / Line driven winds are accelerated by the momentum transfer from photons to a plasma, by absorption and scattering in numerous spectral lines. Line driving is most efficient for ultraviolet radiation, and at plasma temperatures from 10^4 K to 10^5 K. Astronomical objects which show line driven winds include stars of spectral type O, B, and A, Wolf-Rayet stars, and accretion disks over a wide range of scales, from disks in young stellar objects and cataclysmic variables to quasar disks. It is not yet possible to solve the full wind problem numerically, and treat the combined hydrodynamics, radiative transfer, and statistical equilibrium of these flows. The emphasis in the present writing is on wind hydrodynamics, with severe simplifications in the other two areas. <br /> I consider three topics in some detail, for reasons of personal involvement. <br /> 1. Wind instability, as caused by Doppler de-shadowing of gas parcels. The instability causes the wind gas to be compressed into dense shells enclosed by strong shocks. Fast clouds occur in the space between shells, and collide with the latter. This leads to X-ray flashes which may explain the observed X-ray emission from hot stars. <br /> 2. Wind runaway, as caused by a new type of radiative waves. The runaway may explain why observed line driven winds adopt fast, critical solutions instead of shallow (or breeze) solutions. Under certain conditions the wind settles on overloaded solutions, which show a broad deceleration region and kinks in their velocity law. <br /> 3. Magnetized winds, as launched from accretion disks around stars or in active galactic nuclei. Line driving is assisted by centrifugal forces along co-rotating poloidal magnetic field lines, and by Lorentz forces due to toroidal field gradients. A vortex sheet starting at the inner disk rim can lead to highly enhanced mass loss rates.

Um ein besseres Verständnis des Einflusses von Wolken auf den Strahlungstransport zu erlangen, müssen neben direkten Messungen der Strahlungsgrößen auch Strahlungstransportrechnungen durchgeführt werden. Dabei werden mikrophysikalische Eigenschaften aus Fernerkundungs- und in situ Messungen sowie generierte Wolkenfelder verwendet. In den BBC1- und BBC2 (= Baltex Bridge Cloud 1 und 2)-Messkampagnen wurden Messungen der mikrophysikalischen Wolkeneigenschaften und der Strahlungsgrößen durchgeführt. In diesem Bericht werden Ergebnisse von spektralen Monte Carlo Simulationen des Strahlungstransports in der Kurzwellenregion für Wellenlängen zwischen 350 nm und 850 nm für einen in BBC1 gemessenen Stratocumulus gezeigt. Zusätzlich wurden auch Strahlungstransportssimulationen für einen LES (= Large Eddy Simulation)- simulierten Cumulus und für eine entsprechende IAAFT (= Iterative Amplitude Adapted Fourier Transform)-Surrogatwolke mit denselben statistischen Eigenschaften wie die ursprüngliche Wolke durchgeführt. / For a better understanding of the role that clouds play in the radiative transfer (RT) across the atmosphere, computer RT simulations with microphysical data retrieved from remote sensing and in situ measurements as well as with cloud fields provided by cloud generators have to be carried out in addition to field measurements campaigns. In this work we show spectral RT results for two cloud studies. During the BBC1 and BBC2 (=Baltex Bridge Cloud 1 and 2) campaigns measurements of cloud radiation and microphysics properties have been performed. We present here the results of a series of quasi-spectral simulations covering the shortwave region (from 350 nm up to 850 nm) for a remote-sensing captured stratocumulus. RT calculations have also been carried out for a LES (=Large Eddy Simulation) cumulus and an IAAFT (=Iterative Amplitude Adapted Fourier Transform) surrogate cloud with the same statistics as the original.

Der Strahlungstransport (ST) in hoher Vegetation kann unter bestimmten Voraussetzungen analytisch beschrieben werden. Es sollen sogenannte Zweistrom-Modelle zur Simulation des spektralen aktinischen Flusses (AF) sowie der Photolyseraten (PR) verschiedener Spezies in Vegetation eingesetzt werden. Unter Vorgabe von Vegetationseigenschaften (Blattstreuung, Blattnormalenverteilung, Blattflächendichte etc.) können verschiedene Zweistrom-Verfahren eingeführt werden, die den Strahlungstransport vertikal aufgelöst modellieren. Dabei führt für den untersuchten Laub-Mischwald (hauptsächlich Buchen) bereits die einfache Annahme rein horizontal ausgerichteter Blätter (rein vertikale Blattnormalen) zum Erfolg: Der gemessene abwärtsgerichtete spektrale AF kann zufriedenstellend reproduziert werden, sofern bedeutsame Vegetationslücken im Kronenbereich unberücksichtigt bleiben, durch die diffuses und direktes Licht ohne Wechselwirkung mit der Vegetation zum Waldboden vordringen kann, um so den unteren Vegetationsbereich zu erhellen. / The radiation transfer in vegetation can be desribed analytically if certain assumptions are introduced. So-called two-stream methods for the simulation of the actinic flux (AF) and photolysis rates (PR) of several species in vegetation are considered. By the input of vegetation properties (leaf scattering, leaf normal distribution, leaf area density etc.) variants of two-stream methods can be introduced, which model the vertically resolved radiation field. In the case of a deciduous forest the assumption of only horizontal oriented leaves (only vertical leaf normals) already leads to good results: The measured downward spectral AF can be reproduced satisfactorily as long as significant gaps in the vegetation canopy can be left out of consideration which directly lead to an illumination of the lower layers of the vegetation.

Stellar winds play an important role for the evolution of massive stars and their cosmic environment. Multiple lines of evidence, coming from spectroscopy, polarimetry, variability, stellar ejecta, and hydrodynamic modeling, suggest that stellar winds are non-stationary and inhomogeneous. This is referred to as 'wind clumping'. The urgent need to understand this phenomenon is boosted by its far-reaching implications. Most importantly, all techniques to derive empirical mass-loss rates are more or less corrupted by wind clumping. Consequently, mass-loss rates are extremely uncertain. Within their range of uncertainty, completely different scenarios for the evolution of massive stars are obtained. Settling these questions for Galactic OB, LBV and Wolf-Rayet stars is prerequisite to understanding stellar clusters and galaxies, or predicting the properties of first-generation stars. In order to develop a consistent picture and understanding of clumped stellar winds, an international workshop on 'Clumping in Hot Star Winds' was held in Potsdam, Germany, from 18. - 22. June 2007. About 60 participants, comprising almost all leading experts in the field, gathered for one week of extensive exchange and discussion. The Scientific Organizing Committee (SOC) included John Brown (Glasgow), Joseph Cassinelli (Madison), Paul Crowther (Sheffield), Alex Fullerton (Baltimore), Wolf-Rainer Hamann (Potsdam, chair), Anthony Moffat (Montreal), Stan Owocki (Newark), and Joachim Puls (Munich). These proceedings contain the invited and contributed talks presented at the workshop, and document the extensive discussions.

The Monte Carlo (MC) method is an effective approach to simulate the radiative transfer in an inhomogeneous cloudy atmosphere. It is based on the direct physical simulation of the extinction processes that solar and thermal photons incur when traveling through the atmosphere. A detailed description of the MC method is presented in the second chapter. A new three-dimensional Monte Carlo radiative transfer model, based on a pre-existing model (Trautmann et al. [1999]), has been developed. Some outstanding characteristics of this model are discussed in chapter 3. Several simulations of reflectances, transmittances, absorptances and horizontal flux densities have been performed, the results of which have been compared with worldwide accepted codes (chapter 4). The two cases selected for the radiative transfer computations were taken from the Intercomparison of 3D Radiative Codes (I3RC) project: an ARM (Atmospheric Radiation Measurements) reconstructed cloud and a 3D marine boundary layer cloud / Die Monte Carlo (MC) Methode ist ein effektives Verfahren, um den Strahlungstransport in einer inhomogenen bewölkten Atmosphäre zu simulieren. Es begründet sich auf der direkten Simulation der Extinktionsprozesse eines solaren oder thermischen Photons auf seinem Weg durch die Atmosphäre. Eine detallierte Beschreibung der MC Methode erfolgt in Kapitel 2. In Kapitel 3 wird ein neues dreidimensionales MC-Strahlungstranportmodell vorgestellt, das, aufbauend auf einem schon bestehenden Modell (Trautmann et al. [1999]), entwickelt wurde. Mehrere Simulationen von Reflektanzen, Transmittanzen, Absorptanzen und Strahlungsflussdichten für zwei Fälle des \'Intercomparison of 3D radiative Codes\' projektes, nämlich eine ARM rekonstruierte Wolke und eine 3D marine Grenzschichwolke, wurden durchgeführt, und mit den Ergebnissen anderer weltweit akzeptierten Codes verglichen.