Astronomisch-Astrophysikalisches Praktikum an der ...

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Astronomisch-Astrophysikalisches Praktikum an der ...

Astronomisch-Astrophysikalisches Praktikum

an der Landessternwarte Heidelberg

Durchführung & Einleitung zu den Versuchen

Durchführung

Jochen Heidt, Juli 2013

Das astronomisch-astrophysikalische Praktikum findet zwei mal im Jahr für jeweils 2 Wochen

Anfang/Mitte Februar bzw. Oktober statt und wird für Bachelor-, Master- und PhD-Studenten angeboten.

Die Bachelor- bzw. Master-Studenten besuchen das Praktikum für 1 Woche, die Doktoranden

für 2 Wochen. Die Arbeitszeiten sind täglich von 9.15h bis 17.15h, Mittagspause ist von 12.30h -

13.30h. Da die Sternwarte keine Kantine hat und die des MPIA nicht benutzt werden darf, müssen die

Studenten sich selbst verpflegen. Die Anreise kann per PKW oder mit der VRN erfolgen. Letzteres

am besten mit der Busline 39 um 8.43h ab dem Bismarckplatz und zurück um 17.32h. Alternativ geht

auch der Sciencebus (Linie 30).

Nach der Begrüssung zu Beginn des Praktikums werden den Studenten, die in 2-er Gruppen arbeiten,

die Versuche zugewiesen. Die Skripten dazu erhalten Sie im Praktikum. Diese werden vorher

nicht publik gemacht um zu verhindern, dass die Studenten mit fertigen Lösungen zum Praktikum

kommen. Für jeden Versuch steht während des Praktikums ein Betreuer zur Verfügung. Dieser gibt

zu Beginn eine Einführung in den Inhalt bzw. die Ziele des Versuchs und diskutiert am Ende des Versuchs

dann die zu bearbeitenden Punkte mit der jeweiligen Gruppe. Danach wird der nächste Versuch

zugeteilt. Es wird erwartet, dass die Studenten weitgehendst selbsständig arbeiten, wobei der Betreuer

jederzeit bei Fragen oder Problemen zur Verfügung steht. Die Intensität der Betreuung hängt auch

etwas vom Wissensstand der jeweiligen Gruppe ab. Die typische Dauer zur Bearbeitung eines Versuches

ist ein Tag. Für die Bearbeitung der Versuche ist keine Vorbereitung zu Hause oder schriftliche

Ausarbeitung der Versuche notwendig.

Ziel des Praktikums ist neben dem Erlernen und praktischen Anwenden diverser astronomischastrophysikalischer

Grundlagen das Interesse der Studenten an der Astronomie zu wecken. Dies geht

nur, wenn die Studenten auch “Spass” am Praktikum haben. Daher ist das Prakikum nicht benotet.

Ebenfalls gibt es keine Vorgaben, wie viele Versuche eine Gruppe erfolgreich bearbeitet haben muss.

Wichtig ist, dass die Studenten konzentriert an ihren Versuchen arbeiten. Typischerweise bearbeiten

die Studenten 3-5 Versuche pro Woche erfolgreich. Alles was die Studenten im Rahmen des Praktikums

machen, machen sie in der/den Woche(n) an denen sie an der Landessternwarte sind.

Im Rahmen des Versuches 1 werden Beobachtungen mit dem 70cm Teleskop an der Landessternwarte

durchgeführt. Diese werden im Oktober während des Praktikums angeboten, da in dieser

Jahreszeit das Wetter in der Regel sehr gut ist. Dies ist im Februar nicht praktikabel (während der

letzten 3 Praktika im Februar gab es nur eine klare Nacht), daher werden die Beobachtungen während

der Vorlesungszeit unmittelbar davor angeboten (typischerweise Ende Oktober bis Weihnachten - bei

Bedarf auch noch im Januar). Das Verfahren dazu wird dann zu Beginn der Vorlesung Einführung in

die Astronomie & Astrophysik I im WS vorgestellt.

Im folgenden werden die Lernziele und Inhalte der Versuche, die während des astronomischastrophysikalischen

Praktikums angeboten werden, beschrieben. Es sind ingesamt 10 Versuche, die

die ganze Breite des Astronomie abdecken, von extrasolaren Planeten über Pulsare zu den Quasaren,

von eigenen Beobachtungen der Sonne oder Nachts mit dem Teleskop bis hin zum Design von in der

Astronomie gebräuchlichen optischen Elementen.


Einleitung zu dem Versuch 1: Photometrische Beobachtungen mit dem 70cm Teleskop

In der experimentellen Astronomie gibt es zwei fundamentale Beobachtungstechniken - die Photometrie

und die Spektroskopie. In vielen Fällen lassen sich mit Hilfe der Photometrie von Objekten

direkt wissenschaftliche Fragestellungen beantworten. Allerdings ist die Photometrie oft die Voraussetzung

für die Spektroskopie, die z.B. im Falle von photometrischen Durchmusterungen geeignete

Kandidaten für die Spektroskopie zur Beantwortung von wissenschaftlichen Fragestellungen liefert.

In dem Versuch “Photometrische Beobachtungen mit dem 70cm Teleskop” werden die Grundlagen

von photometrischen Beobachtungen erlernt, d.h. ein kompletter Beobachtungszyklus eines

Astronomen durchgeführt. Dazu gehört die Vorbereitung der Beobachtungen, die Durchführung dieser

an sich und die Auswertung und Analyse der gewonnenen Daten. Bei der Vorbereitung der

Beobachtungen werden alle Grundlagen wie z.B. Beobachtbarkeit der Objekte, notwendigen Kalibrationsmessungen

und Design einer Beobachtungsnacht kennen gelernt, die für die erfolgreiche

Durchführung eines Beobachtungsprogramms notwendig sind. Bei den Beobachtungen an sich wird

die Bedienung eines Teleskopes sowie die Methodik von photometrischen Beobachtungen vermittelt.

Dazu wird als Fallbeispiel ein periodisch variabler Stern beobachtet. Zur Auswertung und Analyse

der gewonnen Daten wird die Nutzung eines dafür geeigneten Softwarepaketes selbstständig erarbeitet,

Grundlagen der Datenverarbeitung vermittelt und mit Hilfe der Analyse der gewonnen Daten eine

Charakterisierung des variablen Sternes vorgenommen.

Dieser Versuch vermittelt die fundamentalen Grundlagen der beboachtenden Astronomie und ist

daher für Bachelor-, Master- und PhD-Studenten geeignet.


Einleitung zu dem Versuch 2: Das virtuelle Observatorium

Um ein Teleskop/Satellit nutzen zu können muss ein Astronom zunächst Beobachtungszeit erfolgreich

beantragen. Die an modernen Observatorien durch ihn/für ihn gewonnen Daten sind zunächst

geschützt, werden aber in der Regel nach einem Jahr für jedermann zugänglich (Teleskopzeit ist sehr

teuer). Darüber hinaus gibt es grosse Himmelsdurchmusterungen, wie z.B. den Sloan Digital Sky Survey,

in dem Daten von Millionen von galaktischen und extragalaktischen Objekten gewonnen werden.

Diese gigantischen Datenmengen bieten eine hervorragende Möglichkeit damit direkt Wissenschaft

machen zu können, wie z.B. die grossräumige Struktur des Universums zu studieren, oder aber sehr

seltene Objektkandidaten wie z.B. Galaxien mit extrem hoher Rotverschiebung oder sehr kühle Sterne

zu extrahieren.

Um die grossen Datenmengen, die den gesamten Wellenlängbereich vom Radio- bis hin zum

Gammabereich abdecken, für jedermann einfach zugänglich machen zu können wurde das “Virtuelle

Observatorium” kurz VO ins Leben gerufen. Der deutsche Knoten dieser internationalen Initiative

heisst GAVO (German astrophysical VIRTUAL observatory) und ist am astronomischen Recheninstitut

in Heidelberg angesiedelt. Das VO ist bereits ein wichtiges Tool in der beobachtenden Astronomie

und wird in naher Zukunft eines der Standbeine für beobachtende Astronomen.

In dem Versuch “Das virtuelle Observatorium werden die (vom VO) verfügbaren Tools und ihre

grundlegende Funktionsweise vorgestellt. Anhand eines Fallbeispiels wird die systematische Extraktion

eines “exotischen” Objektes erarbeitet. Im Folgenden soll dann anhand einer astrophysikalischen

Fragestellung mit Hilfe des VO eigenständig eine Stichprobe von Objekten mit bestimmten Charakteristika

selektiert werden. Der Versuch ist dynamisch aufgebaut. Bei Interesse (und es gab in der

Tat schon mehrere Gruppen im Praktikum) können auch eigene Interessen/Fragestellungen aktiv und

selbstständig bearbeitet werden.

Dieser Versuch vermittelt die fundamentalen Grundlagen des VO und ist daher für Bachelor-,

Master- und PhD-Studenten geeignet.


Einleitung zu dem Versuch 3: Sternspektren

Durch Untersuchung der Spektren von Sternen kann man sehr viel über ihre Eigenschaften wie

z.B. Effektivtemperatur, Metallizität oder Spektraltyp lernen; ihre Position im Hertzsprung-Russel

Diagramm gibt auch ihren Entwicklungsweg und/oder Alter wieder. Wenn man die Spektren von

Galaxien untersucht, die Integriert die Summe von einigen (hunderten) Millionen ihrer Einzelsterne

wiedergeben, kann man damit z.B. das Alter der Galaxie eingrenzen

In dem Versuch Sternspektren wird eine umfangreiche Einführung in die Klassifikation von Sternen

nach Typen und Leuchtkraftklasse gegeben. Nach selbstständiger Erarbeitung der Klassifikation

wird ein Satz von Sternen unbekannten Typs klassifiziert, die Bedeutung der Farbe für die Effektivtemperatur

eines Sternes vermittelt und was man über den Farbindex lernen kann. Abschliessend wird

das Hertzsprung-Russel Diagramm als das fundamentale Tool vorgestellt, mit dem Entwicklungswege

von Sternen und Ihre Eigenschaften festgelegt sind.

Dieser Versuch vermittelt die fundamentalen Grundlagen der Stellarastonomie und ist daher für

Bachelor-, Master- und PhD-Studenten geeignet.


Einleitung zu dem Versuch 4: Optisches Design

Um ein abbildendes optisches System mit Hilfe von optischen Linsen und/oder Spiegeln zu bauen,

müssen eine ganze Reihe von Dingen wie z.B. erwartete Abbildungsfehler und deren Korrektur

berücksichtigt werden. So war die Bildqualität des Hubble-Weltraumteleskops in den ersten Betriebsjahren

durch einen Herstellungsfehler des Hauptspiegels begrenzt, konnte aber durch ein Korrektursystem

zur Neutralisierung des Hauptspiegelfehlers namens COSTAR neutralisiert werden. Vom

Prinzip her ähnelt das System einer herkömmlichen Brille, allerdings wurden hier Spiegel statt Linsen

eingesetzt.

In dem Versuch Optisches Design wird eine Einführung in das Design von optischen Systemen

vermittelt. Dabei ist das sogenannte ray-tracing wichtig, welches den Weg des Lichtes durch ein

optisches System berechnet. Dazu wird eine Software namens OSLO, die optisches Design erlaubt,

erlernt und damit eigene optische Systeme konstruiert. Basierend darauf wird auch erarbeitet, warum

das Hubble-Weltraumteleskops zunächst unscharfe Bilder geliefert hat und wie man dieses Problem

korrigieren konnte.

Dieser Versuch erfordert Grundlagen, die z.B. in der Vorlesung “Beobachtungsmethoden” vermittel

werden und ist daher nur für Master- und PhD-Studenten geeignet.


Einleitung zu dem Versuch 5: Geographische Breite von Heidelberg

Vor einigen hundert Jahren mussten die Seefahrer mit einem Sextanten mit Hilfe der Sonne oder

von Sternen die Position ihres Schiffes über das nautische Dreieck bestimmen (daher der Name),

welches eine spezielle Anwendung der sphärischen Geometrie ist. In dem Versuch “Geographische

Breite von Heidelberg werden zunächst die Grundlagen des nautischen Dreiecks erarbeitet und diese

dann mit Hilfe eine “Universalinstrumentes” angewandt. Dazu wird zunächst die Bedienung des “Universalinstrumentes”

kennen gelernt und dessen systematischer Fehler bestimmt. Dann wird mehrmals

die Position des Sonnenrandes bestimmt und mit Hilfe von Korrekturen wie z.B. Refraktion, Luftmasse,

Luftdruck, Temperatur und Parallaxe die geographische Breite ermittelt. In diesem Versuch

kommt es vor allem auf sehr sorgfältiges Messen an. Je genauer gemessen wird und je sorgfältiger die

anzubringenden Korrekturen erfolgen, desto exakter kann die geographische Breite ermittelt werden.

Die bisher “ beste” Gruppe hat die geographische Breite ihres Standorts (Königstuhl) bis auf 2.1km

genau bestimmt!

Dieser Versuch vermittelt einige fundamentalen Grundlagen der sphärischen Geometrie und ist

daher für Bachelor-, Master- und PhD-Studenten geeignet.


Einleitung zu dem Versuch 6: Extrasolare Planeten

Die Suche nach und Untersuchung von extrasolaren Planeten ist derzeit eines der heissesten Forschungsgebiete

in der Astrophysik. Derzeit (Stand Juli 2013) sind fast 900 Planeten um andere Sterne

bekannt, davon mindestens 130 Systeme mit mehreren Planeten. Es ist nur noch eine Frage der Zeit,

bis der erste extrasolare Planet in einer sogenannten habitablen Zone (in einer Bahn um den Mutterstern

der aufgrund der äusseren Bedingungen potentiell Leben ermöglicht) aufgefunden und dessen

Atmosphäre spektroskopisch untersucht werden kann.

In dem Versuch Extrasolare Planeten werden zunächst die verschiedenen Möglichkeiten erarbeitet

extrasolare Planeten direkt und indirekt zu entdecken. Dann werden anhand des Sonnensystems

projiziert in 20pc Entfernung die Stärken und Schwächen der zwei erfolgreichsten Methoden zur Entdeckung

von extrasolaren Planeten - die Radialgeschwindigkeits- und Transitmethode - untersucht.

Dies zeigt, wie leicht man im Prinzip extrasolare Planeten indirekt nachweisen kann (dafür genügt

ein 70cm Teleskop) aber wie schwierig (und technisch anspruchsvoll) es ist, erdähnliche Planeten zu

finden.

Dieser anspruchsvolle Versuch erfordert Grundlagen, die z.B. in der Vorlesung “Beobachtungsmethoden”

vermittelt werden und ist daher nur für Master- und PhD-Studenten geeignet.


Einleitung zu dem Versuch 7: Krebsnebel

Pulsare sind recht exotische Objekte. Sie sind rotierende Neutronensterne, die einen Strahl an elektromagnetischer

Strahlung vom Radio- bis hin zum Gammabereich emittieren. Im Falle des Binärpulsars

PSR B1913+16 konnten Hulse & Tayler (Nobelpreis Physik 1993) sogar indirekt das Vorhandensein

von Gravitationswellen nachweisen, welches eine fundamentale Forderung der allgemeinen

Relativitätstheorie ist.

In dem Versuch Krebsnebel werden einige fundamentale Eigenschaften von Pulsaren an dem

prominenten Krebsnebel - die Überreste einer Supernova aus dem Jahre 1054 - erarbeitet. Im ersten

Teil des Versuches werden einige Eigenschaften wie kinematisches Alter und Entfernung des Krebsnebels

sowie Perioden und Dispersion von Pulsaren bestimmt. Im zweiten Teil werden im Detail

einige Eigenschaften der von dem Pulsar emittierten Strahlung - Synchrotronstrahlung und inverse

Comptonstrahlung erarbeitet. Mit Hilfe von Daten von verschiedenen Observatorien, die den gesamten

Wellenlängenbereich vom Radio- bis hin zum hochenergetischen TeV-Bereich abdecken, wird ein

Breitbandspektrum erstellt und an diesem verschiedene Charakteristika diskutiert.

Dieser Versuch vermittelt einen der wichtigsten Strahlungsprozesse im Universum und ist für

Bachelor-, Master- und PhD-Studenten geeignet. Diese Prozesse sind auch für die “Monster” im Unversum,

den supermassiven schwarzen Löchern von fundamentaler Bedeutung. Die Bearbeitung und

Interpretation von Breitbandspektren ist für Astronomen auf diesem Gebiet eines der Tools zur Erforschung

der Eigenschaften von extrem kompakten Objekten.


Einleitung zu dem Versuch 8: Astrometrie mit den Hyaden

Die Astrometrie, sprich die Lehre von den Positionen und Bewegungen von Himmelsobjekten ist

ein wichtiger Aspekt der heutigen beobachtenden Astrophysik. So werden z.B. die astrometrischen

Daten von Quasaren, die mit Hilfe von Radiobeobachtungen eine extreme Genauigkeit haben, für

das sogenannte International Celestial Reference Frame (ICRF) herangezogen. Das ICRF bildet gewissermassen

das Referenzystem für die Positionen aller Himmelsobjekte. Die Astrometrie wird für

die Astrophysik in den kommenden 10 Jahren eine fundamental wichtige Rolle spielen. Voraussichtlich

im Oktober 2013 wird der Satellit GAIA ins All geschossen, der seinen Vorgänger Hipparcos in

seiner Messgenauigkeit um einen Faktor 100 übertreffen wird. Das Hauptziel der GAIA Mission ist

die bisher grösste und genaueste 3-dimensionale Karte unserer Galaxie basierend auf astrometrischen

Daten von einer Milliarde Sternen. Auch Heidelberger Astronomen sind z.T. federführend an GAIA

beteiligt, so dass die gewonnen Daten für die Heidelberger Astronomie eine wichtige Rolle spielen

werden.

In dem Versuch Astrometrie mit den Hyaden werden einige Grundlagen der Astrometrie wie

z.B. Sternstromparallaxen vermittelt. Mit Hilfe des Satelliten Hipparcos gewonnene astrometrische

Daten werden benutzt um exemplarisch über eine spezielle Software einige fundamentale Eigenschaften

der Hyaden zu bestimmen. Dazu gehören die Identifikation von Haufenmitgliedern, die Bestimmung

der Entfernung der Hyaden sowie weitere Eigenschaften des Haufens und seiner Mitglieder.

Dieser Versuch vermittelt fundamentale Grundlagen der Astrometrie und ist für Bachelor-, Masterund

PhD-Studenten geeignet.


Einleitung zu dem Versuch 9: Galaxien und QSO

Unsere Vorstellung davon, wie sich Galaxien als Funktion der Zeit bilden und entwickeln, hat

mit dem Hubble Deep Field eine Revolution erfahren. Das Hubble Deep Field war 1996 die tiefste

Aufnahme eines kleinen Himmelsausschnitts, die jemals gemacht wurde. Sie zeigte, dass Galaxien

vor ca. 10 Milliarden Jahren deutlich andere morphologische Eigenschaften hatten, als heute. Zur

gleichen Zeit hat die Entdeckung von aktiven Galaxien (QSOs) bis zu einer Rückblickzeit von ca. 13

Milliarden Jahren mit Hilfe des Sloan Digital Sky Survey gezeigt, dass auch supermassive schwarze

Löcher für die Entwicklung des Universums eine wichtige Rolle spielen.

Der Versuch Galaxien und QSO ist in 3 Teile gegliedert. Im ersten Teil wird die Morphologie

von ca. 80 Galaxien im Virgohaufen per Auge bestimmt und daraus Kenntnisse über den Aufbau des

Virgohaufens und Transformationsmechanismen der Galaxien im Haufen erarbeitet. Der Vergleich

der morphologischen Eigenschaften der Galaxien im Virgohaufen zu Galaxien im Feld und der lokalen

Gruppe dient dann zur Interpretation von Leuchtkraftfunktionen. Im Vergleich zu dem Hubble

Deep Field werden basierend darauf mögliche Entwicklungswege von Galaxien von den Frühzeiten

des Universums bis heute diskutiert. Im zweiten Teil wird dann das Galaxy Zoo Projekt vorgestellt,

das in Teil eins erlernte angewandt und an dem Projekt aktiv mitgearbeitet. Das Galaxy Zoo Projekt

ist eine internationale Kollaboration an dem ca. 20000 Freiwillige Millionen von Galaxienaufnahmen

per Auge klassifizieren (besser als jede Software dazu in der Lage wäre). Mit dieser enormen

Anzahl an Daten können weitreichende statistische Untersuchungen durchgeführt und Modelle zur

Galaxienentwicklung getestet werden. Im dritten Teil des Versuchs gibt es eine Einführung in die

Welt der QSO. Dazu gehören die Bestimmung der Rotverschiebung mit Hilfe von Emissionslinien,

basierend darauf Abschätzung von Leuchtkräften, Interpretation von Breitbandspektren von QSO,

Leuchtkraftfunktion und potentieller Malmquist-Bias und scheinbarer Überlichtgeschwindigkeit.

In dieserm Versuch werden einige Eigenschaften von Galaxien bzw. QSOs und deren Entwicklung

vermittelt und ist für Master- und PhD-Studenten geeignet. Bachelor-Studenten können diesen

Versuch auch durchführen, allerdings nur, wenn Sie bereits die Vorlesung “Einführung in die Astronomie

und Astrophysik I und II gehört haben.


Einleitung zu dem Versuch 10: Kosmologie

Die Kosmologie beschäftigt sich mit dem Ursprung, der Entwicklung und der grundlegenden

Struktur des Universums. Sie hat nicht zuletzt durch die Entdeckung der beschleunigten Expansion

des Universum (Nobelpreis Physik 2011 für Perlmutter, Schmitt und Riess) durch Supernovabeobachtungen

eine neue Wendung erlangt.

In dem Versuch Kosmologie wird eine Einführung in die Materie gegeben und vor allem die

Bedeutung der drei fundamentalen Parameter der Kosmologie, die Hubble Konstante H 0 , den Dichteparameter

Ω M und den Parameter für die Dunkle Energie Ω Λ , diskutiert. Als das Tool zur Bestimmung

der Parameter werden Messungen von Supernovae Typ I aber auch der Perioden-Leuchtkraft

Relation von Cepheiden vorgestellt und damit direkt Kosmologie betrieben. Abschliessend werden

in der sogenanten Fundamentalen Ebene der Kosmologie verschiedene kosmologische Modelle und

ihre Einschränkungen basierend auf Supernovae, Galaxienhaufen und des kosmischen Hintergrundes

diskutiert.

Dieser Versuch liefert eine fundamentale Einführung in die Kosmologie und ist für Master- und

PhD-Studenten geeignet. Bachelor-Studenten können diesen Versuch auch durchführen, allerdings

nur, wenn Sie bereits die Vorlesung “Einführung in die Astronomie und Astrophysik I und II gehört

haben.

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