Aufgabenstellungen für die selbständige wissenschaftliche Arbeit

Anlage 1
Aufgabenstellungen für die selbständige wissenschaftliche Arbeit
Alle Themen werden von je zwei TeilnehmerInnen bearbeitet.
A 1 ´Sterne im Computer`
Es werden Sternmodelle mit verschiedenen Massen berechnet. Die fundamentalen Beziehungen
zwischen Masse, Radius und Leuchtkraft werden abgeleitet. Die künstlichen Sterne werden mit
Beobachtungen verglichen.
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.
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Anlage 1
A 6 ´Bestimmung der Magnetfeld- und Fleckenkonstellation eines heliumreichen Sternes durch
interaktive Anpassung der relevanten Modellparameter an Beobachtungsdaten`
Die Schülerinnen und Schüler erhalten eine ca. 1-stündige Einführung (Sternentstehung, Sternaufbau,
Sternatmosphären, Strahlung, normale und pekuliare Sterne, strahlungsgetriebene Winde,
Magnetfelder) in die Problematik und in den Aufbau und in die Bedienung des interaktiven
Programms. Durch Variation der Parameter werden die Modellkurven (durch Strategie und/oder Try
and Error) an die Daten angepasst. 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 Computerprogrammes 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 9 ´Simulation von Röntgenbeobachtungen mit ROSAT`
Sterne erzeugen auch Röntgenstrahlung. Es kommt hier im extremen Maß die Teilchennatur
elektromagnetischer Strahlung zum Tragen. Das Beobachtungsgerät ist ein Satellit (ROSAT). Wir
sehen uns eine Beobachtung an, wie sie der eigentliche Beobachter am Erdboden auch auf dem
Bildschirm sehen würde und besprechen die Beobachtungstechnik. Dann benutzen wir ein Programm,
das diese Daten im Zeitraffer und für individuelle Quellen darstellt. Wir sehen uns einen enormen
Röntgenausbruch eines Sternes an und werden aus der Anzahl der Röntgenphotonen seinen
Energieverlust abschätzen.
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 einer Galaxie 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.
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Anlage 1
A 12 ´Fraunhofer-Linien`
Mit einem der Teleskope der Sternwarte wird ein Spektrum der Sonne aufgenommen. Mit einem
Bildverarbeitungsprogramm wird dann eine Wellenlängenkalibration durchgeführt und die stärksten
Fraunhofer-Linien identifiziert.
A 13 ´Weiße Zwerge in galaktischen Sternhaufen`
Sternhaufen sind "Schulklassen" von Sternen gleichen Alters, in denen alle Sterne mit Massen
oberhalb einer "turnoff"-Masse Mto 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 Mto 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 und Planeten aus
jüngst gewonnenen Spektren bestimmen, die mit dem derzeit größten Teleskop der Welt, dem 10mKeck Teleskop auf Hawaii aufgenommen wurden.
Änderungen vorbehalten!
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