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Astrophysikalisches Praktium: Versuchsübersicht
Sonnenbeobachtung
S1 - Sonnenrotation
Bei einer Exkursion zum Einsteinturm auf dem Potsdamer Telegrafenberg wird die Sonne mit dem Coelostaten des Turmteleskop beobachtet. Die Daten werden mit verschiedenen Software-Tools reduziert und ausgewertet. Aus der Dopplerverschiebung solarer Spektrallinien an den Rändern der Sonnenscheibe kann die Rotationsdauer der Sonne berechnet werden.
S2 - Bestimmung der Magnetfeldstärke eines Sonnenflecks
Bei der Aufnahme des Sonnenspektrums am Einsteinturm wird ein Spektrum eines Ausschnitts ihrer Oberfläche so aufgenommen, dass der Spalt über einem Sonnenfleck liegt. Aus der Zeeman-Aufspaltung von Spektrallinien lässt sich die Magnetfeldstärke eines Sonnenflecks berechnen.
Anleitung: Bestimmung der Magnetfeldstärke eines Sonnenflecks
Nachtbeobachtungen
N1 - Sternspektren verschiedener Spektraltypen
Hierfür steht an unserem Übungsteleskop ein leistungsfähiger Spaltspektrograph zur Verfügung, an den eine gekühlte CCD-Kamera angeschlossen werden kann. Vorbereitend wurden aktuell beobachtbare Sterne verschiedener Spektralklassen herausgesucht, die nun in (meist mehreren) Nachtbeobachtungen betrachtet werden.
Die Spekren werden mit verschiedenen Auswerteskripts reduziert und kalibriert. Ziel der Aufgaben ist die Erstellung eines kleinen Katalogs von Spektren verschiedener Spektraltypen inklusive einer kurzen Diskussion der jeweiligen Eigenschaften.
N2 - Photometrie eines offenen Sternhaufens
Für die Nachtbeobachtung werden im Seminar vorbereitende Vorträge zur CCD-Photometrie gehalten und mögliche Objekte ausgewählt. Die Beobachtungen finden alternativ an unserem Übungsteleskop oder am 70cm-Spiegelteleskop der Sternwarte Babelsberg statt. Die Objekte werden durch verschiedene Filter mit einer CCD-Kamera fotografiert. Außerdem sind für die Auswertung erforderliche Eichaufnahmen zu gewinnen.
Die Daten werden mit bereitgestellter Software reduziert und ausgewertet. Am Ende gewinnt man ein Farben-Helligkeits-Diagramm des Sternhaufens, aus dem sich u.a. das Alter des Objekts bestimmen lässt.
Datenanalyse am Computer
D1 - Interstellares Medium
Interstellare Materie macht sich in den Spektren von leuchtstarken Objekten bemerkbar. Durchquert beispielsweise das Licht eines Hintergrundsterns eine interstellare Gaswolke, werden dem Sternspektrum zusätzlich Absorptionslinien aufgeprägt. Im Rahmen des Versuches werden solche Linien computergestützt ausgewertet, um eine Wachstumskurve zu erstellen und Rückschlüsse auf die Elementhäfigkeiten in der Gaswolke zu ziehen.
D2 - Massenverlust von OB-Sternen
Massereiche Sterne unterliegen einem Massenverlust durch Sternwind und zeigen charakteristische Spektren, die durch P-Cygni-Linien oder Emissionslinien dominiert sind. Im Seminar wird die Bestimmung der Massenverlustrate aus Messung der Radio-Emission im Detail vorgestellt. Im Versuch wird dann die gewonnene Formel mit realen Messdaten angewendet und ein Massenverlust berechnet. Die für diese Aufgabe benötigten Daten werden aus Online-Datenbanken herangezogen.
D3 - Spektralanalyse eines Wolf-Rayet-Sterns
Ein besonderer Fall der sehr massereichen Sterne mit starkem Sternwind sind die Wolf-Rayet-Sterne, deren Spektren ganz von Emissionslinien dominiert sind, welche im Sternwind entstehen. Diese Sterne werden als späte Entwicklungsstufen sehr massereicher Sterne angesehen.
Um nun stellare Parameter aus den beobachtetden Spektren ableiten zu können, vergleicht man diese mit Modellspektren, auch synthetische Spektren genannt. Mit den Potsdamer Modellen für expandierende Sternatmosphären (PoWR) können speziell die Spektren von Wolf-Rayet-Sternen analysiert werden. Im Rahmen des Versuches erfolgt eine kurze Einweisung in den Umgang mit den PoWR-Spekren mit dem Ziel der Parameterbestimmung eines Wolf-Rayet-Sterns.