För att hitta en svensk motsvarighet till infant observation, eller naturalistic infant observation, har jag genomgående i denna studie använt begreppet spädbarnsobservationer. Begreppet refererar till Tavistockklinikens spädbarnsobservationer av barn, nyfödda upp till två och ett halvt års ålder. Syftet med studien har varit att utforska, undersöka och beskriva en spädbarnsobservation enligt Tavistockmodellen i ljuset av Sterns teori. Det är ofrånkomligt och har förefallit ytterst viktigt att beskriva och benämna mina egna upplevelser, erfarenheter och inställning till spädbarnsobservation. Samt att tolka och analysera dess eventuella betydelse för min kunskaps- och professionsutveckling i psykoterapeutiskt arbete som psykoterapeut. Studien är en kvalitativ studie, baserad på observation av ett nyfött barn upp till 1 ó års ålder samt dess relation till sin mor, far och syskon. Observationsmaterialet skrevs ned efter vart och ett av observations- tillfällena. Materialet analyserades genom Burnard´s (1991) stegvisa process De identifierade huvudrubrikerna är 1) Barnets utvecklingslinje 2) Förälderns utvecklingslinje 3) Samspelsutvecklingen 4) Min observatörsroll. Empirin belyses genom D. N. Sterns självutveckling. Spädbarnsobservationen var en enormt lärorik process. Klinisk kunskap om ett barns normal-utveckling är av stor betydelse. Vidare har min egen neutralitet och omedveten kommunikation betytt mycket för vidare psykoterapeutiskt arbete. Önskemål finns att genomföra fler spädbarnsobservationer för att bekräfta eller dementera erfarenheterna från nu gjord observation.

Syftet är att undersöka hur de yngsta barnen på förskolan integrerar och kommunicerar med varandra utan det verbala språket. Två frågeställningar utformas för att få svar på syftet: Vilka olika ickeverbala uttryckssätt använder sig barn av då de kommunicerar? Vilka samspelsmönster framkommer mellan barnen i den ickeverbala kommunikationen? Det undersökningsinstrument som använts i studien var videoobservation där observatören intog en observatör- deltagande roll. I studien intogs en etnografisk ansats, som möjliggjorde ett närmande av barnens livsvärld. Videoobservationerna transkriberades och tolkades gentemot tidigare forskning och Sterns utvecklingspsykologiska teori. I studien framkom det att barnen använder sig av olika ickeverbala uttryckssätt i samspel med de andra barnen i verksamheten. Resultatet visar hur barn kan göra för att integrera och kommunicera med hjälp utav olika samspelsmönster och ickeverbala uttrycksätt. De ickeverbala uttryckssätten inkluderar kroppsspråk, artefaktens betydelse och visuella signaler. Barnens kommunikation och samspel sker genom en turtagning, där imitation är framträdande. Genom att närma sig de strategier och verktyg som barnen använder sig av mellan varandra får pedagoger en inblick i hur de kan bidra till att upprätthålla barnens kompetens i förskolans verksamhet.

One of the most fundamental, yet still unsolved problems in star formation research is addressed by the question "How do high mass stars form?". While most details related to the formation and early evolution of low mass stars are quite well understood today, the basic processes leading to the formation of high mass stars still remain a mystery. There is no doubt that low mass stars like our Sun form via accretion of gas and dust from their natal environment. With respect to the formation of high mass stars theorists currently discuss two possible scenarios controversely: First, similar to stars of lower masses, high mass stars form by continuous (time variable) accretion of large amounts of gas and dust through their circumstellar envelopes and/or disks. Second, high mass stars form by repeated collisions (coalescence) of protostars of lower masses. Both scenarios bear difficulties which impose strong constrains on the final mass of the young star. To find evidences for or against one of these two theoretical models is a challenging task for observers. First, sites of high mass star formation are much more distant than the nearby sites of low mass star formation. Second, high mass stars form and evolve much faster than low mass star. In particular, they contract to main sequence, hydrogen burning temperatures and densities on time scales which are much shorter than typical accretion time scales. Third, as a consequence of the previous point, young high mass stars are usually deeply embedded in their natal environment throughout their (short) pre-main sequence phase. Therefore, high mass protostars are rare, difficult to find and difficult to study. In my thesis I undertake a novel approach to search for and to characterize high mass protostars, by looking into a region where young high mass stars form in the violent neighbourhood of a cluster of early type main sequence stars. The presence of already evolved O type stars provides a wealth of energetic photons and powerful stellar winds which evaporate and disperse the surrounding interstellar medium, thus "lifting the courtains" around nearby young stars at a relatively early evolutionary stage. Such premises are given in the Galactic starburst region NGC 3603. Nevertheless, a large observational effort with different telescopes and instruments -- in particular, taking advantage of the high angular resolution and high sensitivity of near and mid IR instruments available at ESO -- was necessary to achieve the goals of my study. After a basic introduction on the topic of (high mass) star formation in Chapter 1, a short overview of the investigated region NGC 3603 and its importance for both galactic and extragalactic star formation studies is given in Chapter 2. Then, in Chapter 3, I report on a comprehensive investigation of the distribution and kinematics of the molecular gas and dust associated with the NGC 3603 region. In Chapter 4 I thoroughly address the radial extent of the NGC 3603 OB cluster and the spatial distribution of the cluster members. Together with deep Ks band imaging data, a detailed survey of NGC 3603 at mid IR wavelengths allows to search the neighbourhood of the cold molecular gas and dust for sources with intrinsic mid IR excess (Chapter 5). In Chapter 6 I characterize the most prominent sources of NGC 3603 IRS 9 and show that these sources are bona-fide candidates for high mass protostars. Finally, a concise summary as well as an outlook on future prospects in high mass star formation research is given in Chapter 7. / Eines der wichtigsten, nach wie vor ungeloesten Probleme auf dem Forschungsgebiet der Sternentstehung kann durch die einfache Frage "Wie entstehen massereiche Sterne?" zum Ausdruck gebracht werden. Waehrend die Entstehung und fruehe Entwicklung massearmer Sternen bereits in vielen Details gut verstanden ist, sind die grundlegenden Prozesse waehrend der Entstehung massereicher Sterne noch ungeklaert. Es besteht kein Zweifel, dass massearme Sterne wie unsere Sonne durch Akkretion von Gas und Staub aus ihrer Geburtswolke hervorgehen. Seitens der theoretischen Astrophysik werden hinsichtlich der Entstehung massereicher Sterne zwei moegliche Szenarien kontrovers diskutiert. Folgt man dem ersten Modell, so entstehen massereiche Sterne aehnlich wie massearme Sterne, indem sie kontinuierlich (zeitlich variabel) grosse Mengen Gas und Staub ueber ihre zirkumstellaren Huellen und/oder Scheiben akkretieren. Demgegenueber erklaert das zweite Modell die Entstehung massereicher Sterne ueber wiederholt stattfindende Kollisionen von Protosternen geringerer Masse (Koaleszenz). In beide Szenarien begegnet man jedoch Schwierigkeiten physikalischer Natur, die der entgueltigen Masse eines jungen massereichen Sternes eine obere Grenze setzen. Argumente/Beweise fuer oder gegen eines dieser beiden konkurrierenden Modelle zu finden, stellt fuer die beobachtenden Astrophysiker eine grosse Herausforderung dar. Hierfuer gibt es mehrere Gruende: Erstens, die Entstehungsgebiete massereicher Sterne liegen in deutlich groesserer Entfernung als die relativ nahegelegenen Entstehungsgebiete massearmer Sterne. Zweitens, massereiche Sterne entstehen und entwickeln sich viel schneller als massearme Sterne. Insbesonders verlaeuft die Kontraktion zu Temperaturen und Dichten, die denen waehrend des Wasserstoffbrennens auf der Hauptreihe entsprechen, auf Zeitskalen, die deutlich kuerzer sind als typische Zeitskalen fuer die Akkretion von zirkumstellarer Materie. Drittens, und unmittelbare Konsequenz des vorherigen Punktes, junge massereiche Sterne sind gewoehnlich waehrend ihrer gesamten (relativ kurzen) Vorhauptreihenentwicklung tief eingebettet in jene Wolke aus molekularem Gas und Staub, aus der sie selbst entstanden sind. Massereiche Protosterne sind daher sehr selten, schwierig zu entdecken und schwierig zu studieren. In meiner Doktorarbeit unternehme ich einen neuartigen Versuch, massereiche Protosterne zu suchen und zu charakterisieren, indem ich die turbulente Umgebung ein Haufens von fruehen Hauptreihensternen untersuche. Die Praesenz von bereits entwickelten Sternen des Spektraltyps O fuehrt zur Produktion energiereicher Photonen und kraeftiger Sternwinde, welche die umgebende interstellare Materie verdampfen und zerstreuen. Dadurch kann der Blick auf benachbarte junge Sterne zu einem relativ fruehen Zeitpunkt ihrer Entstehung freigegeben werden. Derartige Voraussetzungen finden sich in der galaktischen Starburst-Region NGC 3603. Nichtsdestoweniger bedarf es jedoch eines gewaltigen beobachtungstechnischen Aufwandes mit mehreren Teleskopen und Instrumenten -- insbesondere sind die hohe raeumliche Aufloesung sowie die exzellente Sensitivitaet der fuer die Beobachtungen im nahen und mittleren Infrarot benutzten ESO-Instrumente von entscheidender Bedeutung --, um die gesteckten Ziele meiner Studie zu erreichen. Nach einer grundlegenden Einfuehrung in die Thematik der Entstehung von (massereichen) Sternen in Kapitel 1 wird ein kurzer Ueberblick gegeben ueber die untersuchte Region NGC 3603 sowie ueber ihre Bedeutung fuer Studien zur Sternentstehung sowohl innerhalb als auch ausserhalb unserer Galaxie (Kapitel 2). Anschliessend berichte ich in Kapitel 3 ueber die Ergebnisse einer umfangreichen Untersuchung zur Verteilung und Kinematik des mit der NGC 3603-Region assoziierten molekularen Gases und Staubes. In Kapitel 4 untersuche ich die radiale Ausdehnung des zentralen OB-Sternhaufens und die raeumliche Verteilung seiner Mitgliedssterne. Zusammen mit tiefen Aufnahmen im Ks-Band erlauben detaillierte Beobachtungen bei Wellenlaengen des mittleren Infrarot die Identifizierung von intrinsisch stark geroeteten Quellen in der Nachbarschaft von kaltem, molekularem Gas und Staub (Kapitel 5). In Kapitel 6 werden dann die hellsten dieser Objekte, die Quellen der NGC 3603 IRS 9- Region, genauestens charakterisiert. Es wird gezeigt, dass diese Quellen geeignete Kandidaten fuer massereiche Protosterne darstellen. Zum Schluss fasse ich die erzielten Ergebnisse in Kapitel 7 zusammen und gebe einen Ausblick auf Schwerpunkte zukuenftiger Studien zur Entstehung massereicher Sterne.

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In the design of all marine craft the prediction of a vessel??s resistance characteristics is a major consideration. The accurate prediction of resistance is particularly important in the design of modern high-speed vessels where the primary contractual obligation placed upon the builder is the vessel??s achievable speed. Investigation was made of the methods of Doctors and Day, whereby the traditional Michell wave-resistance theory, published in 1898, is improved on through a better understanding of the hydrodynamics of transom sterns and the application of statistically determined form factors. One of the difficulties with the Michell theory is how to account for the hollow that forms behind a transom stern, a feature prevalent in high-speed vessels. A common approach in the numerical prediction of wave resistance for transom-stern vessels is to discretize the hollow as a geometrically-smooth addition to the vessel. Therefore, of great importance in accurate prediction of wave resistance is the hydrodynamics of, and in particular, the length and depth of the hollow formed behind the transom stern. Accordingly, a systematic series of transom-stern models were tank tested at various drafts and speeds in order to determine experimentally the length and depth of the hollow as a function of vessel speed, draft and beam. From the experimental data, algorithms for the determination of the length and depth of the transom hollow, have been developed and utilised in the discretization of the transom hollow for prediction of resistance using the Michell wave- resistance theory. Application of the developed hollow algorithms produced significant improvements in correlation of the experimental and theoretical predictions of total resistance, particularly in the lower Froude range. In addition to the transom-hollow investigation, form factors were obtained using least-squares regression of existing experimental data. The form factors were based on the major geometric parameters of the models used. In the research presented here, the method was applied to a large range of published resistance data for high-speed displacement vessels. Considerable improvement in correlation, between theoretical and experimental predictions of total resistance, was obtained by incorporating the calculated form-factors into the total resistance formulation.

In the design of all marine craft the prediction of a vessel??s resistance characteristics is a major consideration. The accurate prediction of resistance is particularly important in the design of modern high-speed vessels where the primary contractual obligation placed upon the builder is the vessel??s achievable speed. Investigation was made of the methods of Doctors and Day, whereby the traditional Michell wave-resistance theory, published in 1898, is improved on through a better understanding of the hydrodynamics of transom sterns and the application of statistically determined form factors. One of the difficulties with the Michell theory is how to account for the hollow that forms behind a transom stern, a feature prevalent in high-speed vessels. A common approach in the numerical prediction of wave resistance for transom-stern vessels is to discretize the hollow as a geometrically-smooth addition to the vessel. Therefore, of great importance in accurate prediction of wave resistance is the hydrodynamics of, and in particular, the length and depth of the hollow formed behind the transom stern. Accordingly, a systematic series of transom-stern models were tank tested at various drafts and speeds in order to determine experimentally the length and depth of the hollow as a function of vessel speed, draft and beam. From the experimental data, algorithms for the determination of the length and depth of the transom hollow, have been developed and utilised in the discretization of the transom hollow for prediction of resistance using the Michell wave- resistance theory. Application of the developed hollow algorithms produced significant improvements in correlation of the experimental and theoretical predictions of total resistance, particularly in the lower Froude range. In addition to the transom-hollow investigation, form factors were obtained using least-squares regression of existing experimental data. The form factors were based on the major geometric parameters of the models used. In the research presented here, the method was applied to a large range of published resistance data for high-speed displacement vessels. Considerable improvement in correlation, between theoretical and experimental predictions of total resistance, was obtained by incorporating the calculated form-factors into the total resistance formulation.

Diss. Bern.

Heidelberg, Univ., Diss., 2000.

Münster (Westfalen), Univ., Diss., 2005 / Dateien im PDF-Format

Universiẗat, Diss., 2002--München.