Fakultät für Physik - Digitale Hochschulschriften der LMU - Teil 01/05 Archiv

Die tiefinelastische Streuung von Leptonen an Nukleonen stellt eine gute Methode dar, die Struktur der Nukleonen zu erforschen. Erste Messungen der Strukturfunktionen des Protons wurden bereits in den 60er Jahren am Stanford Linear Accelecator Center (SLAC) vorgenommen. Es wurde hier ein 20 GeV Elektronstrahl benutzt. Diese Messungen zeigten, dass die Wirkungsquerschnitte einem Skalenverhalten genuegen, welches charakteristisch ist fuer eine Streuung an punktfoermigen Konstituenten. Dies war vom Quark-Parton-Modell (QPM) vorhergesagt worden. Die spinabhaengigen Strukturfunktionen des Protons wurden am SLAC in den 70er Jahren erstmals gemessen. Die Messungen wurden dann am CERN (Europaeisches Zentrum fuer Elementarteilchenphysik) durch die European Muon Collaboration (EMC) in den Jahren 1984 und 1985 mit einem Myonstrahl hoeherer Energie fortgesetzt. Der CERN Myonstrahl hatte eine Strahlenergie von 280 GeV und wurde aus dem Beschuss von Protonen aus dem Super-Proton-Synchrotron (SPS) auf ein Beryliumtarget und anschliessendem Zerfall der dabei entstehenden Pionen in ein Myon und ein Neutrino erzeugt. Die Myonen sind aufgrund der Paritaetsverletzung beim Pionzerfall natuerlich polarisiert. Anders als bei den SLAC-Experimenten mit Elektronenstrahlen kann allerdings die Polarisation nicht so leicht invertiert werden. Die EMC arbeitete deshalb mit zwei entgegengesetzt polarisierten Targethaelften. Die Nachfolger der EMC, die Spin-Muon-Collaboration (SMC), verwendet im wesentlichen denselben experimentellen Aufbau, der schon von der EMC und der New-Muon-Collaboration (NMC) genutzt worden war. Sie benutzte fuer die erste Datennahme im Jahre 1992 das von EMC konstruierte Target, welches im Jahre 1993 durch ein groesseres und verbessertes Target ersetzt wurde. Als Targetmaterial wurde Butanol und mit Deuterium versetztes Butanol verwendet. Dadurch konnte im Jahre 1992 die Strukturfunktion des Deuterium g_1d gemessen werden. Zusammen mit der Messung der spinabhaengigen Protonstrukturfunktion g_1p konnte dann die Neutronenstrukturfunktion g_1n bestimmt werden. Die Strahlenergie lag 1992 bei 100 GeV und in den darauffolgenden Jahren bei 190 GeV. Die aus diesen Messungen resultierenden ersten Momente Gamma_p, Gamma_d und Gamma_n sind im Quark-Parton-Modell mit dem Spinanteil der Quarks am Nukleonenspin verbunden. Die von der EMC gefundene Abweichung von der Ellis-Jaffe Summenregel, die eine theoretische Vorhersage ueber den Wert dieser ersten Momente unter bestimmten Annahmen macht, wurde bestaetigt. Die fundamentalere Bjorken Summenregel hingegen, die eine Aussage ueber die Differenz der ersten Momente von Proton und Neutron macht, konnte mit sehr grosser Genauigkeit bestaetigt werden. In dieser Arbeit wird der gesamte Deuterium Datensatz, der von der SMC aufgezeichnet wurde, verwendet. Es werden neue Methoden zur Berechnung der Asymmetrie und zu der aus den Schwankungen im Ansprechverhalten des Spektrometers resultierenden scheinbaren Asymmetrie vorgestellt. Aus der Analyse der Deuterium Daten der Jahre 1992, 1994 und 1995 wird das erste Moment der spinabhaengigen Strukturfunktion Gamma_d berechnet. Zusammen mit der Messung der Protonstrukturfunktion g1_p wird das erste Moment der Neutronstrukturfunktion Gamma_n ermittelt. Abschliesend werden diese Werte mit den theoretischen Vorhersagen von Bjorken und Ellis-Jaffe verglichen.

Die Dissertation gliedert sich in einen experimentellen und einen astrophysikalischen Teil. Der instrumentelle Teil beschreibt die Konstruktion und Entwicklung des abbildenden 3D-Linienspektrometers FIFI LS, das an Bord des flugzeuggestützten Infrarotobservatorium SOFIA eingesetzt wird. Bei FIFI LS handelt es sich um ein Zweikanal-Gitterspektrometer für den Wellenlängenbereich zwischen 42 und 210µm. Der astrophysikalische Teil dieser Arbeit befaßt sich mit Infrarotbeobachtungen meherer Quellen in unmittelbarer Umgebung des galaktischen Zentrums. Die Analyse der Wasserstoff-Rekombinationslinien ermöglichte dabei die Ableitung einen interstellaren Extinktionsgesetzes im Wellenlängenbereich zwischen 2.5 und 8.8µm.

Innerhalb des sogenannten Standardmodells (SM) der Teilchenphysik ist der Prozess der Flavour-ändernden neutralen Ströme (FCNC) auf Born-Niveau verboten, und nur über Prozesse höherer Ordnung möglich. FCNC-Prozesse sind daher extrem unterdrückt und sehr selten. Experimentell konnte dies für die ersten beiden Generationen von Quarks bestätigt werden. Für die dritte Generation, speziell für das Top-Quark, existieren bisher nur wenige experimentelle Erkenntnisse über FCNC-Prozesse. Durch theoretische Erweiterungen des SM können, aufgrund der extrem großen Masse des Top-Quarks und der damit verbundenen Sonderstellung, FCNC-Prozesse für Top-Quarks vorhergesagt werden, die um mehrere Größenordnungen gegenüber dem SM erhöht sind. In dieser Arbeit wird nach der Produktion einzelner Top-Quarks über Flavour-ändernde neutrale Ströme mit den Daten des OPAL-Detektors am e+e- -Speicherring LEP gesucht. Hierzu wird im hadronischen Zerfallskanal des W-Bosons nach dem Prozess e+e- -> tc(u) -> bWc(u) gesucht. Die Selektion der Ereignisse beruht auf der kinematischen Rekonstruktion und dem Auffinden von b-Hadronen. Mehrere sensitive Variablen werden mit einer Likelihood-Methode kombiniert. Die Daten, bei Schwerpunktsenergien zwischen 189 und 209 GeV, entsprechen einer integrierten Luminosität von ca. 600 pb^-1. Bei keiner der untersuchten Schwerpunktsenergien ergeben sich Hinweise für solche FCNC-Prozesse. Es lassen sich obere Grenzen auf den Wirkungsquerschnitt in Abhängigkeit der Schwerpunktsenergie mit 95% Konfidenzniveau berechnen. Im Rahmen verschiedener Erweiterungen des SM kann mit diesen Grenzen der Parameterraum von Kopplungen jenseits des SM eingeschränkt werden. Zudem ist es möglich, mit Hilfe dieser Kopplungsparameter Grenzen auf das FCNC-Verzweigungsverhältnis Br( -> Z^0 q) und Br(t -> gamma q) zu berechnen. Durch die zusätzliche Kombination mit dem leptonischen Zerfallskanal des W-Bosons und den Analysen der anderen drei LEP-Experimente (ALEPH, DELPHI, L3) können die zur Zeit stärksten experimentellen Grenzen auf FCNC-Prozesse im Bereich des Top-Quarks bestimmt werden.

Mit der vorliegenden Arbeit wird die weltweit erste numerische Simulation eines selbstinduzierten freien Elektronen Lasers (FEL) vorgestellt. Zu ihrer Durchf¨uhrung wurde ein massen– und energieerhaltender ”Particle in Cell Code“–(PIC) verwendet, der es erlaubt eine Region in einer Pulsarmagnetosph¨are entsprechend der kinetischen Plasmatheorie zu behandeln und damit den dort agierenden FEL–Prozeß zu modellieren. Zun¨achst wird die Existenz eines FEL–Szenarios in einer Pulsarmagnetosph¨are motiviert und die physikalischen Parameter an einem solchen Ort dargelegt. Anschließend werden die f¨ur diese Arbeit relevanten Teile der relativistischen, kinetischen Plasmatheorie erarbeitet, soweit dies f¨ur das Verst¨andnis des FEL notwendig ist. Nach einer genauen Beschreibung der verwendeten, numerischen Verfahren werden die Ergebnisse aus der Simulation im Detail diskutiert. Dabei wird nicht nur auf das Anwachsen von elektrostatischen Langmuirwellen eingegangen, sondern auch die Energetik der beteiligten Plasmen und der emittierten Strahlung genau besprochen. In der Simulation zeigen sich viele, bisher nur in theoretischen Arbeiten vorhergesagte Vorg¨ange, deren prognostiziertes Auftreten in der Natur nun noch st¨arker untermauert werden kann. Insgesamt best¨atigen die Ergebnisse aus der Simulation auf eindrucksvolle Weise die Vorstellung, wie ein FEL–Prozeß in einer Pulsarmagnetosph ¨are ablaufen soll. Sowohl die Zeitskalen, als auch die emittierte Leistung und Frequenzen lassen sich gut mit den Erkenntnissen aus den Radiobeobachtungen von Pulsaren in Einklang bringen, was ein starkes Argument f¨ur den FEL als zugrundeliegenden, koh¨arenten Emissionsmechanismus bei Pulsaren ist.

Der Higgsmechanismus erlaubt es, massive Fermionen in einer chiralen Eichtheorie, wie dem Standardmodell der Teilchenphysik, zu beschreiben. Allerdings bleiben dabei die Yukawa-Kopplungskonstanten und damit die Masseneigenwerte unbestimmt. Ein Ausgangspunkt für die Beschreibung des Massenspektrums und der Mischung der Quarks und Leptonen ist die demokratische Massenmatrix. Damit erscheint der Mechanismus der Mischung der Quark-Masseneigenzustände in enger Analogie zur Mischung im System der neutralen pseudoskalaren Mesonen. Dies wird als Hinweis auf eine Substruktur der Fermionen gedeutet. Die phänomenologischen Konsequenzen der Fermion-Massenerzeugung in Substrukturmodellen werden ausgehend von einem allgemeinen Ansatz für die zu erwartenden Formfaktoren der Leptonen und Quarks ausgewertet. Die Brechung bestimmter chiraler Symmetrien und die entsprechenden Störungen der demokratischen Massenmatrix sollte sich auch auf der Ebene der Formfaktoren widerspiegeln und könnte neue Effekte induzieren. Diskutiert werden der mögliche Zusammenhang zwischen einem zusätzlichen Beitrag zum anomalen magnetischen Moment des Myons und dem Auftreten des Zerfalls "Myon zerfällt in Elektron und Photon" sowie die Möglichkeit der Erzeugung einzelner "top"-Quarks in der Elektron-Positron-Vernichtung und in der Elektron-Proton-Streuung bei HERA.

New Results in cooling and storing single Indium ions are presented. Cooling almost to the ground state of the trapping potential could be demonstrated for a single ion as well as for a two-ion coulomb-crystal. In high-resolution spectroscopy the narrow-bandwidth clock-transition was measured with a resolution of 1,3*10^(-13). The absolute frequency of this transition was measured with an uncertainty of 1,8*10^(-13). Also the properties of the Indium-Ion as a reference of an optical freqency standard are discussed.

Gemäß den aktuellen kosmologischen Modellen besteht der Großteil der Masse im Universum aus dunkler Materie. Aus früheren Studien ist es bekannt, daß Galaxien verschiedener Typen auf verschiedene Weise verteilt sind. Die räumliche Verteilung von Galaxien folgt nicht der Verteilung der Masse. Die Relation zwischen der Galaxienverteilung und der Massenverteilung wird »»Bias der Galaxienverteilung¶¶ genannt. Laut den derzeitigen Modellen für die Bildung von Galaxien entstehen die Galaxien durch das Abkühlen und die Kondensation des baryonischen Gases innerhalb der Potentialtöpfe von virialisierten Klumpen aus dunkler Materie (dunkle Halos). Obwohl die hydrodynamischen Prozesse, die an der Entstehung von Galaxien beteiligt sind, noch wenig verstanden sind, wird angenommen, daß diese Prozesse für die Entstehung einzelner Objekte relevant sind und daß sie möglicherweiser keine bedeutende Rolle bei der gesamten räumlichen Verteilung der Galaxien spielen. Das bedeutet, daß das Problem der Verteilung der Galaxien und des sogenannten Bias der Galaxienverteilung gut untersucht werden kann, indem man die Verteilung von dunklen Halos betrachtet. Diese Annäherung ist sehr praktisch, weil bei der Haloentstehung und der Verteilung die Gravitation der einzige beteiligte physikalische Prozess ist. In dieser Arbeit beschäftige ich mich mit den Eigenschaften der räumlichen Verteilung von dunklen Halos auf kosmischen Dichtefeldern. Die Analyse wird in zwei Hauptteilen durchgeführt. Im ersten Schwerpunkt studiere ich deterministische Bias- Modelle, die auf einem sphärischen Kollapsmodell, sowie auf einem ellipsoidförmigen Kollapsmodell beruhen. Im zweiten Teil meiner Arbeit konzentriere ich mich auf die stochastische Beschaffenheit des Bias der Halo- und Galaxien-Verteilung unter Verwendung der bedingten Wahrscheinlichkeitsfunktion. Ich studiere den deterministischen Bias der Haloverteilung mit Hilfe von verschiedenen Modellen für die Bias Relation zwischen dunklen Halos und der darunterliegenden Materie. Mit der Benutzung von N-Körper Simulationen mit hoher Auflösung prüfe ich einige theoretische Modelle für die Streuung und für höherwertige Momente der Halo Verteilung in Modellen mit kalter dunkler Materie (CDM, englisch cold dark matter). Ich habe herausgefunden, daß die theoretischen Modelle des Bias, die auf einem sphärischen Kollapsmodell beruhen, die simulierten counts-in-cells Momente für Halos mit Massen grösser als M* ziemlich genau beschreiben. M* wird als die Massenskala, auf der die Fluktuation des Dichtefeldes ein rms von ungefähr 1 hat, definiert. Eine bedeutende Verbesserung der theoretischen Beschreibung der simulierten counts-in-cells Momente für unter-M* Halos wird erzielt, wenn ein ellipsoidförmiges Kollapsmodell anstelle eines sphärischen für die Definition von dunklen Halos benutzt wird. Beide Versionen der Modelle sind besonders genau in der Beschreibung der counts-in-cells Momente der Nachkommen von Halos, die bei hohen Rotverschiebungen ausgewählt worden sind. Deswegen sind diese Bias-Modelle ziemlich nützlich für die Interpretierung der Momente der Galaxienverteilung. Als eine Anwendung der Bias-Modelle berechne ich die Voraussage der Modelle für die höherwertigen Momente der Verteilung der Lyman break Galaxien und deren Nachkommen. Es wird angenommen, daß die Lyman break Galaxien im Zentrum der massivsten Halos bei der Rotverschiebung z » 3 entstehen. Ich habe festgestellt, daß, obwohl der lineare Bias-Parameter b stark von der angenommenen Kosmologie abhängt, die Werte der höherwertigen Momente praktisch dieselben in beiden LamdaCDM und TafCDM Modelle sind. Folglich können die höherwertigen Momente der räumlichen Verteilung dieser Objekte die kosmologische Parameter nicht eingrenzen. Au¼erdem betrachte ich die stochastische Natur der Bias Relation vom Gesichtspunkt der bedingten Wahrscheinlichkeitsfunktion aus. Die stochastische Natur der Verteilung von dunklen Halos in einem kosmischen Dichtefeld zeigt sich in der Verteilungsfunktion PV (N j ±m), die die Wahrscheinlichkeit angibt, N Halos in einem Volumen V mit Massendichtekonstrast deltam zu finden. Diese bedingte Wahrscheinlichkeitsfunktion spezifiziert vollständig die Bias-Relation in einem statistischen Sinn. Die Annahme, daß die Population von Galaxien und dunklen Halos durch einen Poisson-prozeß (d.h. die bedingte Wahrscheinlichkeit Funktion hat die Form einer Poissonverteilung) erzeugt wurde, hat keine physikalische Unterstützung. Deshalb ist es wichtig zu prüfen, ob andere Verteilungsfunktionen die bedingte Wahrscheinlichkeit besser beschreiben können. Ich benutze drei Funktionen, zusammen mit der Poissonfunktion, um es nachzuprüfen, wie sie die bedingte Wahrscheinlichkeit aus N-Körper Simulationen hoher Auflösung reproduzieren. Diese drei Funktionen sind die Gauss, die Lognormal und die Thermodynamische Verteilung. Die Thermodynamische Verteilung wurde in den achtziger Jahren aus thermodynamischen Argumenten entwickelt. Ich fand, daß die bedingten Wahrscheinlichkeitsfunktionen für Halo Massen von einer Gaussfunktion besser beschrieben werden, und daß PV (N /deltam) significant nicht-Poisson ist. Das Verhältnis zwischen der Streuung und dem Erwartungswert geht von » 1 (Poisson) bei 1 + ±m ¿ 1 bis < 1 (unter-Poisson) bei 1 + ±m » 1 bis > 1 (über-Poisson) für 1 + ±m À 1. Es stellte sich heraus, daß der Mittelwert der Biasrelation durch Halo Bias Modelle, die auf dem Press-Schechter Formalismus beruhen, gut beschrieben wird. Die unter-Poisson Streuung kann als eine Folge von Halo-Ausschließung begründet werden, während die Ä uber-Poisson Streuung bei hohen deltam Werte durch Halo-Bündelung begründet werden kann. Ein einfaches phänomenologisches Modell für die Streuung der Bias-Relation, als Funktion von deltam, wird vorgeschlagen. Galaxienkataloge, die mit Hilfe semi-analytischer Modelle aus der N-Körper Simulationen erzeugt worden sind, wurden benutzt, um das Verhalten des Bias der Galaxienverteilung zu untersuchen. Der Bias der Galaxienverteilung, die aus semi-analytischen Modellen der Galaxienentstehung abgeleitet wird, zeigt ein ähnliches stochastisches Verhalten wie der von dunklen Halos. Die bedingte Wahrscheinlichkeit für Galaxien wird durch eine Gaussfunktion gut beschrieben. Diese Resultate haben wichtige Implikationen bei den Deutungen der Verteilung von Galaxien in Bezug auf das zugrundeliegenden Dichtefeld. Um die Eigenschaften der Massenverteilung im Universum aus statistischen Maßen der Galaxienverteilung abzuleiten, ist es notwendig, zuerst die stochastische Natur des Bias der Galaxienverteilung zu verstehen. Die Hauptteile dieser Arbeit befinden sich in den Artikeln Casas-Miranda et al. (2002) und Casas-Miranda et al. (2002 in Vorbereitung).

A refined theory of line formation for neutral and singly-ionized iron in the atmospheres of cool stars in presented. It accounts for departures from local thermodynamic equilibrium –so-called non-LTE effects –an d serves the derivation of spectroscopic stellar gravities “g” via the ionization equilibrium constraint. The respective influence of various model assumptions (atomic data sets including photo-ionization cross-sections and transition probabilities; the efficiency of collisions with neutral particles and so forth) is investigated by means of extensive profile analyses of iron lines in the optical spectrum of the Sun. Due to the large scatter among laboratory transition probabilities the main free parameter of the model –th e strength of collisions with neutral hydrogen SH which govern excitation and ionization –can not be determined by inspecting the Sun alone. Depending on the choice of SH non-LTE effects in neutral iron range from 0.01 dex to 0.10 dex in the logarithmic abundance, while singly-ionized iron follows LTE. To calibrate SH a set of local standard stars is employed whose surface gravities can be inferred from astrometry (the Hipparcos satellite mission) on a given temperature scale. With the exception of the metal-rich standard star Procyon for which a mild temperature correction is needed to fulfil the ionization balance, excellent consistency is obtained for the metal-poor calibration stars in various evolutionary stages if the Balmer profile temperatures are combined with an SH of 3. Departures from LTE are moderate and amount to 0.1 dex in log g at most. The correct choice of the van-der-Waals damping constants is generally more important for these stars than non-LTE. The long-standing discrepancy with respect to an independent spectroscopic gravity scale discussed in the literature can be fully resolved. Recent modifications to the formation theory of Balmer lines are implemented, but do not yield consistent results: the temperature of the Sun is not recovered, the observed Balmer line profiles of metal-poor stars are not reproduced. The devised model is applied to two extreme objects, the most metal-poor star known (100 000 times less metals than the Sun) and a so-called r-process star, both recently identified in wide-angle sky survey. Here non-LTE effects are much more pronounced (0.3 dex in log g ). This result emphasizes the importance of considering departures from LTE for iron, especially when it comes to studying giant stars in the Galactic halo.