Aufgabenstellungen für die selbständige wissenschaftliche Arbeit
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Anlage 1 Aufgabenstellungen für die selbständige wissenschaftliche Arbeit Alle Themen werden von je zwei TeilnehmerInnen bearbeitet. A 2 ´Tomographie von Akkretionsscheiben` Novaähnliche bestehen aus zwei eng beieinander stehenden Sternen, einem sonnenähnlichen und einem kleineren aber massiveren weißen Zwerg. In diesem System gibt es Massentransfer vom sonnenähnlichen Stern zum weißen Zwerg, wodurch sich um den weißen Zwerg eine Scheibe, genannt Akkretionsscheibe, bildet. Mit einer indirekten Abbildungsmethode (Tomographie), soll die Lichtverteilung in dieser Akkretionsscheibe des Novaähnlichen LX Serpentis in verschiedenen Farbbereichen bestimmt werden. Nach einer Einführung in Novaähnliche und die Analysemethode werden die Daten und Auswertungsmethode sowie leicht verständliche Anleitung zum selbst experimentieren bereitgestellt. A 3 ´Temperatur der Kosmischen Hintergrundstrahlung` Die über die größten Entfernungen noch sichtbaren Einzelobjekte am Himmel sind extrem leuchtkräftige Kerne von Galaxien - so genannte Quasare. Die Spektren derartiger Objekte offenbaren Spuren von Materie, die dem direkten Blick der astronomischen Teleskope verborgen bleiben. In einem mit dem „Very Large Telescope“ der Europäischen Südsternwarte in Chile aufgenommenen Quasar-Spektrum wird nach Absorptionsspuren von UV-Multipletts des neutralen Kohlenstoffs gefahndet und untersucht, was diese Spuren über die Temperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung verraten - zu einer Zeit, als das Weltall nur etwa halb so groß war wie heute! A 4 ´Aufbau des Weltalls` Ein 15-minütiger Vortrag zum Aufbau des Weltalls soll ausgearbeitet werden. Dazu wird nach Information und nach Bildern in Bibliothek und Internet recherchiert. Die Vortragsfolien werden auf dem Computer erzeugt. Der Vortrag wird den anderen TeilnehmerInnen mit Hilfe eines Projektors präsentiert. A 5 ´Maser in Sternen` Mit Hilfe der Radio-Maser-Strahlung von Riesensternen lassen sich die Massenverlustprozesse am Ende eines Sternenlebens untersuchen. Die Auflösung moderner Radiokarten reicht aus, von Hamburg aus die Zeit auf einer Kirchturmuhr in Hannover abzulesen. Die Karten werden mit dem Computer ausgemessen und Ort und Geschwindigkeit der Maser-Wolken bestimmt. Daraus kann die Geometrie der Gashülle bestimmt werden. 1 Anlage 1 A 6 ´Sternwinde in rotierenden, magnetischen Sternen` Die Schülerinnen und Schüler erhalten eine ca. 1-stündige Einführung (Sternentstehung, Sternaufbau, Sternatmosphären, Strahlung, normale und pekuliare Sterne, strahlungsgetriebene Winde, Magnetfelder) in die Problematik, sowie in den Aufbau und in die Bedienung des interaktiven Programms. Durch Variation der Parameter sollen dann die Modellkurven (durch Strategie und/oder Trial and Error) an die Daten angepasst werden. Die Versuchsdauer beträgt ca. 1,5 Stunden. Eine Diskussion der Ergebnisse mit Zeit für Fragen (30 Minuten) schließt den Versuch ab. Ein Skript und der Ausdruck ihrer Ergebnisse wird zur Verfügung gestellt. A 7 ´Lichtkurven von Zwergnovae (SS Cyg)` Anhand einer langjährigen und ununterbrochenen Beobachtungsreihe (Lichtkurve) von Ausbrüchen der Zwergnova SS Cygni sollen charakteristische Eigenschaften dieser Lichtkurve herausgearbeitet werden. Zuerst sollen wesentliche Ausbruchsparameter gefunden und deren zeitliche Variation verbal beschrieben werden. Danach können sie einer einfachen statistischen Auswertung unterzogen werden. Daten und benötigte Computerprogramme werden durch den Betreuer so bereitgestellt, dass deren Benutzung unter Anleitung einfach und verständlich ist. A 8 ´Bedeckungsveränderliche` Dieser Praktikumsversuch erfolgt mit Hilfe eines interaktiven Computerprogramms zur Simulation bedeckungsveränderlicher Doppelsterne. Nach einer Einführung in die besonderen Möglichkeiten, die durch die Beobachtung solcher Sterne geboten werden, soll zunächst der Einfluss verschiedener Parameter (z.B. Neigungswinkel der Bahnebene zur Sichtlinie) auf die Form der Lichtkurve demonstriert werden. Anschließend soll für einen einfachen Fall (Sterne gleicher Masse) ein Modell an die beobachtete Lichtkurve eines Sterns angepasst werden. A 10 ´Winde und Massenverlust bei Sternen - Auswertung eines HST-Spektrums` Sterne verlieren in bestimmten Phasen ihrer Entwicklung einen großen Teil ihrer Masse durch einen kontinuierlichen Materieausstoß, den sogenannten Sternwind. Mit Hilfe von UltraviolettBeobachtungen, die mit dem Hubble Space Telescope (HST) gewonnen wurden, können die physikalischen Zustandsgrößen dieser Winde ermittelt werden. Die Spektren entsprechender Sterne zeigen typische Signaturen, deren Analyse Auskunft über die Windparameter (Massenverlustrate, Windgeschwindigkeit und Temperatur) gibt. Der vorliegende Versuch soll auf der Basis exemplarischer HST-Spektren die typische Vorgehensweise bei der Windanalyse demonstrieren. Mit Hilfe numerischer Simulationsrechnungen können theoretische Spektrallinien an die Beobachtungen angepasst und über einen „Trial-and-error“ - Prozess die Windparameter bestimmt werden. A 11 ´Echtfarben-Abbildung` Aus 3 gefilterten Aufnahmen des Orion-Nebels soll ein Echtfarbenbild erzeugt werden. Dafür müssen mit einem Bildverarbeitungsprogramm die Einzelbilder normiert und aufaddiert werden. Durch Erstellen einer die Filterkurven berücksichtigenden Farbtabelle kann das zusammengesetzte Bild dann in Echtfarben dargestellt werden. A 12 ´Fraunhofer-Linien` Mit einem Prismen-Spektrograph wird ein Spektrum der Sonne aufgenommen. Danach wird mit Hilfe eines Bildverarbeitungsprogramms eine Wellenlängenkalibration des Spektrums durchgeführt und die stärksten Fraunhofer-Linien identifiziert. 2 Anlage 1 A 13 ´Weiße Zwerge in galaktischen Sternhaufen` Sternhaufen sind "Schulklassen" von Sternen gleichen Alters, in denen alle Sterne mit Massen oberhalb einer „turnoff“ - Masse ML sich von der Hauptreihe wegentwickelt haben zu roten Riesen und weißen Zwergen. Findet man nun weiße Zwergsterne in einem Sternhaufen, so bedeutet dies, dass ihre Elternsterne Masse größer als ML gehabt haben. Auf tiefen Schmidtaufnahmen in zwei Farben sollen mit dem Blinkkomparator extrem lichtschwache blaue Sterne gesucht werden. A 14 ´Zirkumstellare Scheiben` Im Jahre 1983 entdeckte der Infrarotsatellit IRAS bei einigen Sternen unerwartet hohe Infrarotstrahlung. Es stellte sich heraus, dass dieser sogenannte Infrarotexzess von Staubscheiben stammt, die die entsprechenden Sterne umgeben und die die Geburtsstätte von Planetensystemen sind. Spätestens seit der Entdeckung extrasolarer Planeten im Jahr 1995 finden derartige Forschungsergebnisse ein verstärktes öffentliches Interesse. Nach einer Einführung in die Problematik (Sternentstehung & Bildung von Planetensystemen) werden anhand aktueller hochaufgelöster optischer Daten Spektren untersucht, die einen Einblick in die Dynamik des zirkumstellaren Materials und damit in die Frühphase der Planetenentstehung erlauben. A 15 ´Absorptionslinien in den Spektren von Quasaren` Das Spektrum eines Quasars enthält hunderte von einzelnen Absorptionslinien, die von der Materie zwischen uns und dem Quasar verursacht werden. Die Analyse dieser Spektrallinien ermöglicht wichtige Aussagen über den Aufbau und die Entwicklung des Universums. Auf der Basis eines kürzlich gewonnenen Quasarspektrums sollen die Linien des atomaren Wasserstoffs untersucht werden. Die anschließende Auswertung wird Informationen über die Entfernung, Dichteverteilung und Temperatur der absorbierenden Gaswolken liefern. A 16 ´Computerberechnungen für Stern- und Planetenatmosphären` Das Licht von Sternen und Planeten weist häufig ein komplexes Spektrum auf, das von den Eigenschaften dieser Objekte direkt beeinflusst wird. Sollen aus den Spektren von Planeten und Sternen deren Eigenschaften (z.B. Temperatur und chemische Zusammensetzung) bestimmt werden, muss man Computermodelle von ihren Atmosphären erstellen, die zugehörigen Spektren simulieren und sie mit beobachteten Spektren vergleichen. In diesem Versuch wird mit einfachen Computersimulationen demonstriert, wie z.B. die Temperatur und andere Parameter einzelne Spektrallinien beeinflussen. Am Schluss werden wir diese Parameter für reale Sterne aus jüngst gewonnenen Spektren bestimmen, die mit dem derzeit größten Teleskop der Welt, dem 10 m - Keck Teleskop auf Hawaii aufgenommen wurden. Änderungen vorbehalten! 3
