Three-dimensional, time-dependent radiative transfer for H II regions, the diffuse ionized gas, and the reionization of the universe

Die Wechselwirkung der ionisierenden Strahlung von Sternen oder anderen Strahlungsquellen mit dem umgebenden Gas spielt bei vielfältigen astrophysikalischen Fragestellungen eine entscheidende Rolle. So erlaubt beispielsweise die Untersuchung des Verlaufs der Reionisation von Wasserstoff und Helium im Universum Rückschlüsse auf die Entwicklung früher Sternpopulationen und aktiver galaktischer Kerne. Bei der Untersuchung der chemischen Zusammensetzung von Sternentstehungsgebieten – und damit zusammenhängend der Evolution von Galaxien – sind Analysen des Spektrums der damit assoziierten H ii-Regionen von zentraler Be- deutung. Dies erfordert zum einen ein Verständnis der mikrophysikalischen Zusammenhänge, auf welchen die Ionisations- und Rekombinationsvorgänge sowie die Heiz- und Kühlprozesse im ionisierten Gas basieren, zum anderen die Berücksichtigung der makroskopischen Dichtestruktur des interstellaren Gases. In der vorliegenden Arbeit wird ein Verfahren zur dreidimensionalen Simulation der Wechselwirkung von ionisierender Strahlung mit atomarem Gas vorgestellt und auf Fragestellungen im Zusammenhang mit photoionisiertem Gas auf unterschiedlichen Skalen angewendet. Die verwendete Methode beinhaltet ein numerisch stabiles Verfahren zur Berechnung der zeitlichen Veränderung der Ionisations- und Temperaturstruktur in Abhängigkeit von der Dichte und der Zusammensetzung des Gases sowie der spektralen Energieverteilungen der ionisierenden Quellen. Sie berücksichtigt dabei die Ionen und Atome des Wasserstoffs, des Heliums und der häufigsten Metalle. Zuerst untersuchen wir, inwieweit unterschiedliche Sternpopulationen zur Reionisation des Universums beigetragen haben können (Wasserstoff: Reionisation abgeschlossen bei einer Rotverschiebung von z ∼ 6; Helium: bei z ∼ 2.8). Eine der hierfür in Frage kommenden stellaren Populationen besteht aus massereichen, aus primordialem Material zusammengesetzten Sternen der Population III, welche aber zum Ende der Reionisationsphase bereits durch Sterne späterer Populationen ersetzt worden ist. Wir simulieren deshalb auch Reionisationssze- narien durch entwickeltere stellare Populationen. Dies ist zum einen eine Population, deren Anfangsmassenverteilung derjenigen im gegenwärtigen Universum entspricht, zum anderen eine, deren ionisierende Strahlung im Wesentlichen durch sehr massereiche, durch stellare Verschmelzungsprozesse entstandene Sterne erzeugt wird. Das Hauptergebnis dieser Untersuchung ist, dass in letzterem Fall die Beteiligung von nur ca. 1 % der neu gebildeten stellaren Masse an Verschmelzungsprozessen ausreichend ist, um den Großteil der für die Helium II - Reionisation erforderlichen Photonen bereitzustellen, sofern die Effektivtemperaturen der so entstandenenSterne bei mindestens 65 000 K liegen, wohingegen eine He II - Reionisation mit einer der heutigen entsprechenden Anfangsmassenverteilung nicht möglich ist. Anschließend analysieren wir den Zusammenhang zwischen den temperatur- und metallizitätsabhängigen spektralen Energieverteilungen von O-Sternen und den Eigenschaften der umliegenden H II - Regionen. Dafür wird ein Gitter von Sternmodellen erstellt, die den Temperatur- und Metallizitätsbereich von O-Sternen in Sternentstehungsgebieten des heutigen Universums abdecken. Die Auswirkungen der stellaren Eigenschaften auf die Temperatur- und Ionisationsstruktur des umliegenden Gases werden dabei zuerst mittels sphärisch-symmetrischer Rechnungen untersucht. Anschließend werden für eine Auswahl dieser Sternspektren zusätzliche Effekte untersucht, die sich aus der dreidimensionalen Dichtestruktur des Gases und der unterschiedlichen räumlichen Verteilung der Quellen auf das Emissionsspektrum der umgebenden H ii-Regionen ergeben. Dabei zeigt sich, dass unterschiedliche Dichtestrukturen sich zwar auf die Intensitätsverteilung der einzelnen Linien auswirken, die Gesamtemission der jeweiligen Linien jedoch weitgehend unverändert bleibt und analoges für die unterschiedliche räumliche Verteilung von Strahlungsquellen innerhalb einer H II - Region gilt. Schließlich befassen wir uns mit der Frage, inwieweit reine Photoionisationsmodelle, die davon ausgehen, dass die gesamte Strahlung von heißen, massereichen Sternen in der galaktischen Scheibe stammt, ausreichend sind, um die Ionisationsstruktur und Linienemission des diffusen ionisierten Gases (DIG) zu erklären, welches zwar über geringere Teilchendichten verfügt als "klassische" H II - Regionen, das allerdings durch seine räumliche Ausdehnung den Großteil der Masse des ionisierten interstellaren Gases enthält. Einen Schwerpunkt bildet hierbei die Untersuchung, in welchem Ausmaß die H II - Regionen in der Umgebung der ionisierenden Quellen deren spektrale Energieverteilung verändern. Zur Bestimmung der Eigenschaften des DIG werden sowohl sphärisch-symmetrische als auch 3D-Simulationen durchgeführt, wobei in letzteren die Eigenschaften des DIG in der Umgebung eines Spiralarmes nachgebildet werden. Dabei zeigt sich eine starke Abhängigkeit der Ionisationsstruktur von der räumlichen Struktur des Gases. So führt die erhöhte Rekombinationsrate in überdichten Bereichen zu verstärkter Absorption, andererseits entstehen im Falle großräumiger Dichteinhomogenitäten aber auch "Kanäle" niedriger Dichte, durch die die ionisierende Strahlung den scheibennahen Bereich der Galaxie verlassen kann. Unsere Photoionisationsmodelle legen nahe, dass die Ionisation des DIGs überwiegend durch relativ kühle O-Sterne (Teff. ≲ 35 000 K) erfolgt, oder zusätzlich zur Photoionisation weitere Energiequellen vorliegen.The interaction between the ionizing radiation of stars and other sources of radiation with the surrounding gas is of key importance for a variety of astronomical problems. For instance, an examination of the cosmological reionization history of hydrogen and helium provides information about the evolution of early stellar populations and active galactic nuclei. Studies of the emission spectra of H ii regions surrounding newly formed hot stars are essential for the analysis of the chemical composition of the star formation regions, which in turn is an important tool for reconstructing the evolution of galaxies. Performing such analyses requires an accurate understanding of the micro-physical processes which determine the thermal balance, the ionization, and the recombination processes within the ionized gas. It is also necessary to consider the complex macroscopic structure of the interstellar gas, especially inhomogeneities in the density structure of the interstellar medium. In this work we present a method for three-dimensional simulations of the effects of the radiation from the sources of ionization on the (atomic) gas in their environment and apply it to several astronomical problems involving gas at different scales. The method includes a numerically stable approach for computing the temporal evolution of the ionization and the temperature structure in dependence of the density and the composition of the gas as well as the distribution of the embedded sources. It considers the atoms and ions of hydrogen, helium, and the most abundant metals. First, we examine to what extent stars may have contributed to the hydrogen reionization of the universe completed at z ∼ 6, and the reionization of He ii, which was complete at z ∼ 2.8. One type of stellar population that may have contributed to the reionization process are massive primordial population III stars. As these have been replaced by later stellar populations towards the end of the reionization period, we additionally simulate reionization scenarios by more evolved stellar populations: one with an initial mass function (IMF) that corresponds to the mass distribution in the present universe and a population whose ionizing radiation originates primarily from very massive stars formed by stellar collisions in dense clusters. The main result of the study is that a fraction of only about 1 % of the newly formed stellar matter to contribute in such mergers is sufficient to provide the dominant fraction of the photons required to ionize He II, if the effective temperature of the merger products is at least 65000 K. By contrast a stellar population with the current IMF, whose ionizing spectrum is dominated by "normal" O-stars, is not able to provide a similar number of He II ionizing photons. Next, we study the relation between the temperatures and metallicities of O-type stars and the line emission of the surrounding H ii regions. To realize this aim, we create a grid of stellar models that covers the temperature and metallicity range of O-stars found in star-formation regions in the present universe. The effects of the stellar metallicities and temperatures on the surrounding gas are first studied using spherically symmetric models. In a second approach the effects of a three-dimensional density structure of the gas and different distributions of the ionizing stars on the emission line spectrum are studied for a subset of the stellar models. Hereby we show that different density structures lead to different intensity distributions in synthetic narrow-band images, but the total emission of the corresponding lines is only weakly affected. The same applies to different spatial distributions of the same set of stars. As a last study in this work we examine whether pure photoionization models that assume hot massive stars close to the galactic disk as the only sources of ionization are able to explain the ionization structure and emission line ratios found in the diffuse ionized gas (DIG), which is characterized by considerably lower mass densities than the H II regions in the immediate surrounding of hot stars, but which due to its large spatial extent still contributes most to the total mass of the ionized gas in disk galaxies. The focus of our study lies on the modification of the stellar spectra of the ionizing sources by the H II regions in their environment. The examination is performed for the spherically symmetric case as well as for the 3D case, where we study the properties of the diffuse ionized gas in the surroundings of a spiral arm. The results of the 3D simulations show a strong dependence of the ionization structure on the distribution and the degree of inhomogeneity of the gas. On the one hand, the increased recombination rates in the overdense regions result in increased absorption. On the other hand, large-scale inhomogeneities lead to the formation of “channels” of low density through which the ionizing radiation is able to leave the regions of the galaxy close to the galactic disk. The higher O III/Hβ emission line ratios predicted by the simulations compared to the observations indicate that the photoionization is dominated by relatively cool O stars (Teff ≲ 35 000 K), or additional energy sources are present

Neuschätzung der Stillen Reserve und des Erwerbspersonenpotenzials für Ostdeutschland (einschl. Berlin-Ost)

"Der Bericht präsentiert revidierte Schätzungen für die Stille Reserve und das Erwerbspersonenpotenzial Ostdeutschlands. Die aktuellen Berechnungen berücksichtigen insbesondere die Erkenntnisse über die geringfügige Beschäftigung und integrieren diese für eine Korrektur der Erwerbsquoten des Mikrozensus, der Datenbasis der Potenzialrechnung des IAB. Außerdem wird zum ersten Mal das Erwerbspersonenpotenzial und die Stille Reserve in den neuen Ländern nach der Wende auf der Basis von nach Alter und Geschlecht strukturierten Potenzialerwerbsquoten ermittelt. Das neu geschätzte Erwerbspersonenpotenzial liegt durchgängig über den alten Schätzungen, während die neu berechnete Stille Reserve im Niveau niedriger ist. Damit wird die früher nicht vollständig erfasste geringfügige Beschäftigung aufgeteilt: Ein Teil war bereits in der Stillen Reserve enthalten, ein anderer Teil fehlte dem Erwerbspersonenpotenzial. Hervorzuheben ist, dass in den neuen Ländern seit der Wiedervereinigung kein sichtbarer Rückgang der Erwerbsbeteiligung erfolgte. Die Potenzialerwerbsquoten von Männern wie Frauen sind weiterhin auf hohem Niveau." (Autorenreferat, IAB-Doku)Erwerbspersonenpotenzial, stille Reserve - Entwicklung, Erwerbsquote, Geschlechterverteilung, Altersstruktur, geringfügige Beschäftigung, stille Reserve - Messung, Erwerbsbeteiligung, Ostdeutschland, Bundesrepublik Deutschland

Neuschätzung der Stillen Reserve und des Erwerbspersonenpotenzials für Westdeutschland (inkl. Berlin-West)

"Der Bericht stellt revidierte Schätzungen für die Stille Reserve und das Erwerbspersonenpotenzial Westdeutschlands zur Diskussion. Datenbasis sind korrigierte Erwerbsquoten des Mikrozensus, die die geringfügige Beschäftigung besser berücksichtigen als die Orginal-Erwerbsquoten. Insgesamt wurden für 40 Subpopulationen 'Weighted Least Squares'-Regressionen mit Zeitreihen gerechnet. Es wurde mehr Wert auf eine inhaltliche Interpretation des Zusammenhanges gelegt als auf ein einheitliches Erscheinungsbild. Die Ergebnisse wurden intensiv auf Verletzungen der Voraussetzungen der Regressionsanalyse getestet. Die statistischen Tests und auch die graphische Analyse ergeben ein im Großen und Ganzen zufrieden stellendes Ergebnis. Von den insgesamt 40 Gleichungen weist keine einzige gravierende statistische Schwächen auf, obwohl sicherlich einige 'verbessert' werden könnten. Als Ergebnis kristallisierte sich heraus, dass die Stille Reserve nun im Niveau deutlich unter den früheren Schätzungen liegt. Dagegen ist das Erwerbspersonenpotenzial sogar höher als nach den Berechnungen von Thon/Bach aus dem Jahr 1998. Dies wird so interpretiert, dass ein Teil der früher untererfassten geringfügigen Beschäftigung bereits in der Stillen Reserve enthalten war, ein anderer Teil dem Erwerbspersonenpotenzial aber noch fehlte. Jetzt dürfte die geringfügige Beschäftigung besser in der IAB-Potenzialrechnung integriert sein." (Autorenreferat, IAB-Doku)Erwerbspersonenpotenzial, stille Reserve - Entwicklung, Erwerbsquote, Geschlechterverteilung, Ausländer, geringfügige Beschäftigung, stille Reserve - Messung, Arbeitslosenquote, Westdeutschland, Bundesrepublik Deutschland

Umfang und Struktur der westdeutschen Stillen Reserve : Aktualisierte Schätzungen (Extent and structure of the hidden labour force in Western German)

"The article analyses how the hidden labour force has developed in the recent past and what role the far-reaching modifications ensuing from the labour market reforms of 2005 (Hartz IV) have played. Estimations published by IAB in 2005 are used as a starting point. On the basis of these estimation equations, the hidden labour force was calculated up to 2007 using topical data. Against expectations, the present updated estimations show an increase in the hidden labour force in spite of the labour market reforms of 2005. The labour reserve increased strongly between 2004 and 2005 mainly among young people (under 25 years of age) and German women. In contrast, the number of elderly persons (over 50 years old) as well as the number of German men who were part of the hidden labour force dropped relatively sharply. This surprising growth in the hidden labour force may be caused by several effects: on the one hand the Hartz IV reforms enforced a principle of 'encouragement plus obligations' and were expected to result in a greater number of persons registering at the employment offices - persons, that is, who were capable of and available for work and had so far neither registered as unemployed nor were gainfully employed. On the other hand it is possible that the very negative information on Hartz IV spread in the media caused many people not to register. Moreover, as a significant part of the hidden labour force participates in employment and training schemes, such people are thus already registered and therefore not affected by Hartz IV. Altogether the updated estimations show that alongside official unemployment there is still a considerable hidden labour force of persons who are willing to work. Even after Hartz IV, the 'true' nature of underemployment is still considerably underrepresented by official data." (Author's abstract, IAB-Doku) ((en))stille Reserve, Schätzung, Altersstruktur, stille Reserve - Begriff, Nationalität, Beschäftigungsentwicklung, Arbeitsmarktentwicklung, Geschlechterverteilung, Hartz-Reform - Auswirkungen, Erwerbspersonenpotenzial, Unterbeschäftigung, Westdeutschland, Bundesrepublik Deutschland

Vollbeschäftigungsannahme und Stille Reserve : eine Sensitivitätsanalyse für Westdeutschland

"Die Arbeit untersucht, wie stabil die Ergebnisse der jüngst vom Institut für Arbeitsmarkt- und Berufsforschung veröffentlichten Berechnungen zur Stillen Reserve für den Zeitraum von 1970 bis 2002 hinsichtlich der zentralen Modellannahme über die Höhe der Vollbeschäftigung sind. Dazu wurden mit einem Simulationsmodell die ursprünglichen Vollbeschäftigungswerte schrittweise um 1 bis 20 % nach oben und unten erhöht resp. gesenkt. Stützzeitraum für die Simulationsrechnungen waren die Jahre von 1980 bis 2002. Die Berechnungen beziehen sich auf die alten Bundesländer. Es zeigten sich die erwarteten Ergebnisse. Natürlich steigt bzw. sinkt der Umfang der Stillen Reserve je nach Vollbeschäftigungsannahme, aber die generelle Entwicklungstendenz bleibt unverändert. Bei den Strukturen deuten sich kleinere Einflüsse der Vollbeschäftigungsannahme an. Extremere Annahmen bzgl. der Vollbeschäftigung wirken sich aus, weil der Arbeitsmarkteinfluss auf die Erwerbsbeteiligung von Frauen und Ausländern etwas stärker ist. Der Zusammenhang zwischen der Vollbeschäftigungsannahme und dem Umfang der Stillen Reserve ist nahezu linear. Die geschätzten Elastizitäten sind jedoch kleiner als Eins. Mit den Daten konnte außerdem ein Regressionsmodell geschätzt werden, das die Abhängigkeit der Stillen Reserve von der Vollbeschäftigungsannahme im Zeitablauf untersuchte. Obwohl aus nichtlinearen Einzelgleichungen für Subpopulationen geschätzt, kann die Stille Reserve insgesamt mit einem linearen Regressionsmodell erklärt werden. Dieses Modell könnte sich eventuell auch für eine Prognose über den Stützzeitraum hinaus eignen, doch sind die Untersuchungen dazu noch nicht abgeschlossen." (Autorenreferat, IAB-Doku)stille Reserve - Struktur, Schätzung, Vollbeschäftigung, Simulation, Westdeutschland, Bundesrepublik Deutschland

Ageing of alkylthiol-stabilized gold nanoparticles

The ageing of spherical gold nanoparticles having 6-nm-diameter cores and a ligand shell of dodecanethiol is investigated under different storage conditions. Losses caused by agglomeration and changes in optical particle properties are quantified. Changes in colloidal stability are probed by analytical centrifugation in a polar solvent mixture. Chemical changes are detected by elementary analysis of particles and solvent. Fractionation occurs under all storage conditions. Ageing is not uniform but broadens the property distributions of the particles. Small-number statistics in the ligand shell density and the morphological heterogeneity of particles are possible explanations. Washing steps exacerbate ageing, a process that could not be fully reversed by excess ligands. Dry storage is not preferable to storage in solvent. Storage under inert argon atmosphere reduces losses more than all other conditions but could not prevent it entirely

Demographic effects on the German labour supply: a decomposition analysis

"Forecasts show a substantially decreasing and ageing labour force in Germany. This paper provides a decomposition of the projected change in the overall labour force into three parts. The first, called the 'demographic component', shows the effects of fertility, mortality and a changing age structure of the population. The second effect is the migration component. This part is due to the cumulative net inflow of migrants, but includes their reproductive behaviour as well. Changes in the participation rates give the third effect, the participation component. The decomposition was conducted by comparing different labour force scenarios until 2050. The method can easily be extended for decomposition into more than three factors. Not surprisingly, the downward trend in the labour force is attributable only to population effects. Ageing of the baby-boom generation and low birth rates both are the responsible factors behind. Neither a strong increase in labour force participation nor large immigration flows can halt this trend in the labour force. As the age structure is almost given and increasing fertility rates only have positive effects in the very long run, the projected decline in the labour force should be taken as a fact." (author's abstract)"Die Arbeit untersucht die Faktoren, von denen das künftige Arbeitskräfteangebot beeinflusst wird. Die Veränderung des sog. Erwerbspersonenpotenzials wird dazu in die Haupteinflussfaktoren Demografie im engeren Sinne (natürliche Bevölkerungsbewegung einschließlich der Alterung), Wanderungen und Erwerbsverhalten zerlegt. Die Methode beruht auf einem Vergleich verschiedener Szenarien. Als Daten lagen vom Institut für Arbeitsmarkt- und Berufsforschung (IAB) veröffentlichte Szenarien für das Erwerbspersonenpotenzial bis 2050 vor. Die Dekomposition führt zu dem erwarteten Ergebnis, dass vor allem die Demografie das Erwerbspersonenpotenzial sinken lässt, wobei die Alterung der Bevölkerung einen erheblichen Teil dazu beiträgt. Überraschend ist allerdings die Stärke des demografischen Effekts. Weder ein starker Anstieg der Erwerbsquoten noch eine im langfristigen Durchschnitt hohe Zuwanderung können den Rückgang des Erwerbspersonenpotenzials stoppen. Die Alterung der Bevölkerung lässt sich zuverlässig weit vorausschätzen. Auch wirkt ein deutlicher Abbau des Geburtendefizits erst sehr langfristig. Deshalb muss davon ausgegangen werden, dass die Projektionen bezüglich Richtung und wohl auch Stärke einen hohen Grad an Eintretenswahrscheinlichkeit haben. Der Rückgang des Erwerbspersonenpotenzials dürfte über einen sehr langen Zeitraum kaum mehr aufzuhalten sein." (Autorenreferat

Three-dimensional, time-dependent radiative transfer for H II regions, the diffuse ionized gas, and the reionization of the universe

Die Wechselwirkung der ionisierenden Strahlung von Sternen oder anderen Strahlungsquellen mit dem umgebenden Gas spielt bei vielfältigen astrophysikalischen Fragestellungen eine entscheidende Rolle. So erlaubt beispielsweise die Untersuchung des Verlaufs der Reionisation von Wasserstoff und Helium im Universum Rückschlüsse auf die Entwicklung früher Sternpopulationen und aktiver galaktischer Kerne. Bei der Untersuchung der chemischen Zusammensetzung von Sternentstehungsgebieten – und damit zusammenhängend der Evolution von Galaxien – sind Analysen des Spektrums der damit assoziierten H ii-Regionen von zentraler Be- deutung. Dies erfordert zum einen ein Verständnis der mikrophysikalischen Zusammenhänge, auf welchen die Ionisations- und Rekombinationsvorgänge sowie die Heiz- und Kühlprozesse im ionisierten Gas basieren, zum anderen die Berücksichtigung der makroskopischen Dichtestruktur des interstellaren Gases. In der vorliegenden Arbeit wird ein Verfahren zur dreidimensionalen Simulation der Wechselwirkung von ionisierender Strahlung mit atomarem Gas vorgestellt und auf Fragestellungen im Zusammenhang mit photoionisiertem Gas auf unterschiedlichen Skalen angewendet. Die verwendete Methode beinhaltet ein numerisch stabiles Verfahren zur Berechnung der zeitlichen Veränderung der Ionisations- und Temperaturstruktur in Abhängigkeit von der Dichte und der Zusammensetzung des Gases sowie der spektralen Energieverteilungen der ionisierenden Quellen. Sie berücksichtigt dabei die Ionen und Atome des Wasserstoffs, des Heliums und der häufigsten Metalle. Zuerst untersuchen wir, inwieweit unterschiedliche Sternpopulationen zur Reionisation des Universums beigetragen haben können (Wasserstoff: Reionisation abgeschlossen bei einer Rotverschiebung von z ∼ 6; Helium: bei z ∼ 2.8). Eine der hierfür in Frage kommenden stellaren Populationen besteht aus massereichen, aus primordialem Material zusammengesetzten Sternen der Population III, welche aber zum Ende der Reionisationsphase bereits durch Sterne späterer Populationen ersetzt worden ist. Wir simulieren deshalb auch Reionisationssze- narien durch entwickeltere stellare Populationen. Dies ist zum einen eine Population, deren Anfangsmassenverteilung derjenigen im gegenwärtigen Universum entspricht, zum anderen eine, deren ionisierende Strahlung im Wesentlichen durch sehr massereiche, durch stellare Verschmelzungsprozesse entstandene Sterne erzeugt wird. Das Hauptergebnis dieser Untersuchung ist, dass in letzterem Fall die Beteiligung von nur ca. 1 % der neu gebildeten stellaren Masse an Verschmelzungsprozessen ausreichend ist, um den Großteil der für die Helium II - Reionisation erforderlichen Photonen bereitzustellen, sofern die Effektivtemperaturen der so entstandenenSterne bei mindestens 65 000 K liegen, wohingegen eine He II - Reionisation mit einer der heutigen entsprechenden Anfangsmassenverteilung nicht möglich ist. Anschließend analysieren wir den Zusammenhang zwischen den temperatur- und metallizitätsabhängigen spektralen Energieverteilungen von O-Sternen und den Eigenschaften der umliegenden H II - Regionen. Dafür wird ein Gitter von Sternmodellen erstellt, die den Temperatur- und Metallizitätsbereich von O-Sternen in Sternentstehungsgebieten des heutigen Universums abdecken. Die Auswirkungen der stellaren Eigenschaften auf die Temperatur- und Ionisationsstruktur des umliegenden Gases werden dabei zuerst mittels sphärisch-symmetrischer Rechnungen untersucht. Anschließend werden für eine Auswahl dieser Sternspektren zusätzliche Effekte untersucht, die sich aus der dreidimensionalen Dichtestruktur des Gases und der unterschiedlichen räumlichen Verteilung der Quellen auf das Emissionsspektrum der umgebenden H ii-Regionen ergeben. Dabei zeigt sich, dass unterschiedliche Dichtestrukturen sich zwar auf die Intensitätsverteilung der einzelnen Linien auswirken, die Gesamtemission der jeweiligen Linien jedoch weitgehend unverändert bleibt und analoges für die unterschiedliche räumliche Verteilung von Strahlungsquellen innerhalb einer H II - Region gilt. Schließlich befassen wir uns mit der Frage, inwieweit reine Photoionisationsmodelle, die davon ausgehen, dass die gesamte Strahlung von heißen, massereichen Sternen in der galaktischen Scheibe stammt, ausreichend sind, um die Ionisationsstruktur und Linienemission des diffusen ionisierten Gases (DIG) zu erklären, welches zwar über geringere Teilchendichten verfügt als "klassische" H II - Regionen, das allerdings durch seine räumliche Ausdehnung den Großteil der Masse des ionisierten interstellaren Gases enthält. Einen Schwerpunkt bildet hierbei die Untersuchung, in welchem Ausmaß die H II - Regionen in der Umgebung der ionisierenden Quellen deren spektrale Energieverteilung verändern. Zur Bestimmung der Eigenschaften des DIG werden sowohl sphärisch-symmetrische als auch 3D-Simulationen durchgeführt, wobei in letzteren die Eigenschaften des DIG in der Umgebung eines Spiralarmes nachgebildet werden. Dabei zeigt sich eine starke Abhängigkeit der Ionisationsstruktur von der räumlichen Struktur des Gases. So führt die erhöhte Rekombinationsrate in überdichten Bereichen zu verstärkter Absorption, andererseits entstehen im Falle großräumiger Dichteinhomogenitäten aber auch "Kanäle" niedriger Dichte, durch die die ionisierende Strahlung den scheibennahen Bereich der Galaxie verlassen kann. Unsere Photoionisationsmodelle legen nahe, dass die Ionisation des DIGs überwiegend durch relativ kühle O-Sterne (Teff. ≲ 35 000 K) erfolgt, oder zusätzlich zur Photoionisation weitere Energiequellen vorliegen.The interaction between the ionizing radiation of stars and other sources of radiation with the surrounding gas is of key importance for a variety of astronomical problems. For instance, an examination of the cosmological reionization history of hydrogen and helium provides information about the evolution of early stellar populations and active galactic nuclei. Studies of the emission spectra of H ii regions surrounding newly formed hot stars are essential for the analysis of the chemical composition of the star formation regions, which in turn is an important tool for reconstructing the evolution of galaxies. Performing such analyses requires an accurate understanding of the micro-physical processes which determine the thermal balance, the ionization, and the recombination processes within the ionized gas. It is also necessary to consider the complex macroscopic structure of the interstellar gas, especially inhomogeneities in the density structure of the interstellar medium. In this work we present a method for three-dimensional simulations of the effects of the radiation from the sources of ionization on the (atomic) gas in their environment and apply it to several astronomical problems involving gas at different scales. The method includes a numerically stable approach for computing the temporal evolution of the ionization and the temperature structure in dependence of the density and the composition of the gas as well as the distribution of the embedded sources. It considers the atoms and ions of hydrogen, helium, and the most abundant metals. First, we examine to what extent stars may have contributed to the hydrogen reionization of the universe completed at z ∼ 6, and the reionization of He ii, which was complete at z ∼ 2.8. One type of stellar population that may have contributed to the reionization process are massive primordial population III stars. As these have been replaced by later stellar populations towards the end of the reionization period, we additionally simulate reionization scenarios by more evolved stellar populations: one with an initial mass function (IMF) that corresponds to the mass distribution in the present universe and a population whose ionizing radiation originates primarily from very massive stars formed by stellar collisions in dense clusters. The main result of the study is that a fraction of only about 1 % of the newly formed stellar matter to contribute in such mergers is sufficient to provide the dominant fraction of the photons required to ionize He II, if the effective temperature of the merger products is at least 65000 K. By contrast a stellar population with the current IMF, whose ionizing spectrum is dominated by "normal" O-stars, is not able to provide a similar number of He II ionizing photons. Next, we study the relation between the temperatures and metallicities of O-type stars and the line emission of the surrounding H ii regions. To realize this aim, we create a grid of stellar models that covers the temperature and metallicity range of O-stars found in star-formation regions in the present universe. The effects of the stellar metallicities and temperatures on the surrounding gas are first studied using spherically symmetric models. In a second approach the effects of a three-dimensional density structure of the gas and different distributions of the ionizing stars on the emission line spectrum are studied for a subset of the stellar models. Hereby we show that different density structures lead to different intensity distributions in synthetic narrow-band images, but the total emission of the corresponding lines is only weakly affected. The same applies to different spatial distributions of the same set of stars. As a last study in this work we examine whether pure photoionization models that assume hot massive stars close to the galactic disk as the only sources of ionization are able to explain the ionization structure and emission line ratios found in the diffuse ionized gas (DIG), which is characterized by considerably lower mass densities than the H II regions in the immediate surrounding of hot stars, but which due to its large spatial extent still contributes most to the total mass of the ionized gas in disk galaxies. The focus of our study lies on the modification of the stellar spectra of the ionizing sources by the H II regions in their environment. The examination is performed for the spherically symmetric case as well as for the 3D case, where we study the properties of the diffuse ionized gas in the surroundings of a spiral arm. The results of the 3D simulations show a strong dependence of the ionization structure on the distribution and the degree of inhomogeneity of the gas. On the one hand, the increased recombination rates in the overdense regions result in increased absorption. On the other hand, large-scale inhomogeneities lead to the formation of “channels” of low density through which the ionizing radiation is able to leave the regions of the galaxy close to the galactic disk. The higher O III/Hβ emission line ratios predicted by the simulations compared to the observations indicate that the photoionization is dominated by relatively cool O stars (Teff ≲ 35 000 K), or additional energy sources are present