Kurzbeschreibung der Versuche:

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 ` "Speedy Mic" - Untersuchung eines ungewöhnlichen Röntgenausbruchs'

Der Röntgensatellit ROSAT hat 1993 einen spektakulären Ausbruch der Röntgenstrahlung des Sterns AU Mic ('Speedy Mic') aufgenommen. In dem Versuch werden ein Röntgenbild erzeugt, die Lichtkurve erstellt und vermessen. Die Messungen werden mit der Röntgenstrahlung der Sonne verglichen.

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.

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 Ultraviolett-Beobachtungen, 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.

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 Geburtsstaette von Planetensystemen sind. Spaetestens seit der Entdeckung extrasolarer Planeten im Jahr 1995 finden derartige Forschungsergebnisse ein verstaerktes oeffentliches Interesse.

Nach einer Einfuehrung in die Problematik (Sternentstehung & Bildung von Planetensystemen) werden anhand aktueller hochaufgeloester optischer Daten Spektren untersucht, die einen Einblick in die Dynamik des zirkumstellaren Materials und damit in die Fruehphase der Planetenentstehung erlauben.