Astronomisches Praktikum

Allgemeines

Das astronomische Praktikum wendet sich an Studenten/innen (aller Fakultäten), die Interesse an der Astronomie und ihren Beobachtungsmethoden haben.

Neben dem obligatorischen "Himmelsspaziergang" mit unseren computergesteuerten 8"- und 12"-Teleskopen, werden aus ausgewählten Bereichen der astronomischen Forschung Aufgaben durchgeführt, die einen Einblick in die Methodik und Arbeitsweise der modernen Astronomie liefern. Es wird vermittelt, wie schrittweise aus vorgegebenen Beobachtungs- und Meßdaten wesentliche Aussagen über wichtige physikalische Parameter von Objekten des Universums (Planeten, Sterne, interstellares Medium, etc.) abgeleitet werden können.

Vor jedem Versuch wird eine Einführung gegeben, die einen Bezug der jeweiligen Aufgabe zum aktuellen Stand der Forschung vermittelt.

Praktikumsort und -zeit

Im Gegensatz zu vielen anderen Vorlesungen und Praktika findet das Astronomische Praktikum nicht auf der Morgenstelle, sondern im Hauptgebäude des Instituts für Astronomie und Astrophysik, Astronomie, Sand 1 statt. Die nächste Bushaltestelle ist Sand / Drosselweg der Linie 2. Nähere Details findet man unter "Standort" und "Karten".

 

Das Praktikum findet im Sommer- und Wintersemester Mittwochs von 18 Uhr ct bis 20 Uhr im Raum A104 im Gebäude Sand 1 statt.

 

Die Vorbesprechung und Anmeldung für das aktuelle Semester findet am ersten Mittwoch im Semester um 18 Uhr ct ebenfalls bereits im Raum A104 statt. Sie erreichen den Raum am einfachsten, indem Sie das Gebäude durch den überdachten zentralen Haupteingang betreten, dann rechts abbiegen und immer geradeaus durch die Glastüren gehen.

 

Das Passwort für den Beitritt zur Veranstaltung auf Ilias erhalten Sie bei der Anmeldung vor Ort. 


Inhalt

 



Kurze Versuchsbeschreibungen

 

Es folgen kurze Beschreibungen der Versuche die im Praktikum durchgeführt werden. Sie sollen dazu dienen an der Astronomie interessierten Hörern grundlegende Fragestellungen und Arbeitsweisen der experimentellen Astronomie nahezubringen. Die Versuche sind allgemeinverständlich gehalten und die Anforderungen an physikalische und mathematische Kenntnisse sind minimal. Eine vollständige Praktikumsanleitung kann als PDF-Datei heruntergeladen werden.

Als Handwerkszeug wird ein Taschenrechner, ein Geodreieck oder ein Lineal und ein Winkelmesser und natürlich ein Bleistift und ein Radiergummi benötigt.

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Einführungsvorträge

Am ersten Praktikumsabend nach der Einführung werden von den Teilnehmern Vorträge zu folgenden Themen gehalten:

  • Koordinatensysteme in der Astronomie: Horizontsystem, Äquatorsystem, Galaktische Koordinaten, ...
  • Korrekturen: Präzession, Nutation, Refraktion, Aberration, ...
  • Zeit: Sternzeit, Sonnenzeit, Zeitgleichung, Kalender, ...

 

Die Vorträge dauern ca. 20-30 Minuten und geben den Teilnehmern in Kreis des Praktikums die Möglichkeit über leicht verständliche Themen kurze Einführungen vor Publikum zu geben und diese Situation zu üben.

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Himmelsspaziergang

 

An einem klaren Praktikumsabend wird mit unseren modernen 8"- und 12"-Teleskopen ein Himmelsspaziergang durchgeführt. Die beobachteten Objekte variieren je nach Jahreszeit und aktuellem Anlaß. Es wird auch eine Einführung in einfache Himmelskarten gegeben.

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Beobachtung ausgewählter Obkjekte mit den Teleskopen des Instituts

 

Unsere beiden computergesteuerten 8"- und 12"-Spiegelteleskope können mit CCD-Detektoren und einem Spektrographen bestückt werden. Voraussichtlich zum Wintersemester 2003/2004 wird auf dem Sand auch unser neues 80 cm-Teleskop für das Praktikum zur Verfügung stehen. Mit diesen Teleskopen führen wir Messungen an ausgewählten Objekten durch.

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Physikalische Eigenschaften von Sternen

 

Die Analyse von Sternspektren im Bereich des optischen Fensters der Erdatmosphähre bildet trotz der heute auf das ganze Band der elektromagnetischen Strahlung ausgedehnten spektroskopischen Untersuchungen immer noch eine wesentliche Grundlage für die Erforschung der Physik der Sterne. Anhand von optischen Aufnahmen werden die Sterne in ihre Klassen eingeteilt und Größen wie Helligkeit, Leuchtkraft und Sternradien berechnet.

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Die Cepheiden und die kosmische Entfernungsskala

 

Das genaueste Verfahren zur Bestimmung von Enfernungen zu anderen Sternen ist die Methode der trigonometrischen Parallaxen. Diese Methode wird aber mit wachsendem Abstand immer ungenauer, so daß man damit gerade die Abstände zu den nächsten Sternen bestimmen kann. Cepheiden sind Sterne die regelmäß ihre Helligkeit ändern, mit Perioden zwischen 1 und 100 Tagen. Sie können aufgrund ihrer hohen Leuchtkraft noch in großen Entfernungen beobachtet werden und ihr Helligkeitsänderungen geben Aufschluß über ihre Entfernung.

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Das Hubble-Gesetz

 

Die Kosmologie ist derjenige Zweig der Astronomie, der sich mit der Struktur und der Evolution des Universums als Ganzem befaßt. Es ist eine bemerkenswerte Tatsache, daß der Schlüssel zum Verständnis des Universums durch eine sehr einfache, allgemein bekannte Beobachtung entdeckt wurde: Es wird dunkel, wenn die Sonne untergeht! 
Die Rotverschiebung von Spektrallinien kann zur Bestimmung der Hubble-Konstante verwendet werden. Daraus lassen sich der Weltradius und das Weltalter bestimmen.

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Die Masse des Jupiters

 

Über die Häfte aller Planeten in unserem Sonnensystem hat einen oder mehrere natürliche Trabanten. Das Studium der Bewegung dieser Monde liefert eine Vielzahl interessanter und nützlicher Informationen über die gravitativen Eigenschaften des Planeten. Aus einer Serie von Fotographien der Galileischen Monde des Jupiters bestimmen wird deren Perioden und Abstände und damit die Masse des Jupiters selbst.

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Pulsare

 

Zu Beginn des 20. Jahrhunderts glaubten die meisten Astronomen, die Milchstraße bestünde einzig und allein aus Sternen und Nebeln. Im Jahre 1930 konnte Robert Trumpler zeigen, daß ein gleichmäß verteiltes interstellares Medium existiert, welches zum großen Teil aus Gas und Staub besteht. Dieses Medium beeinflußt das Licht der Sterne und aus der Art und Weise wie dies geschieht, können wir etwas über diese Gas-Staub-Gemisch erfahren. Zuvor müssen wir jedoch etwas über die Quellen des Lichts erfahren. Die in diesem Sinn nützlichsten Quellen sind Pulsare, da sie mit Perioden im Sekundenbereich Radiostrahlung emittieren. Die Pulsabstände sind nicht konstant aber noch immer genauer als der Gang der genausten Quarzuhren. Wir berechnen die Perioden und die Entfernungen zu den Pulsaren und die Elektronendichte zwischen dem Stern und der Erde.

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Galaktische Rotation und Spiralstruktur der Galaxis

 

Aus optischen Beobachtungen ist bekannt, welche Arten von Galaxien es gibt. Die Frage, welche Form unsere eigene Galaxie hat, konnte erst beantwortet werden, als es möglich wurde, in der galaktischen Ebene den vollen Durchmesser der Milchstraße zu durchschauen. Die großen Gas- und Staubwolken der Milchstraße konzentrieren sich entlang einer Ebene, in der die Sonne sich auch befindet. Im optischen Bereich wird das Licht stark absorbiert, so daß wird mit normalen optischen Telekopen das Zentrum unserer Galaxie nicht beobachten können. Anders ist dies im Radiowellenbereich. Durch Beobachtung und Auswertung der berühmten 21 cm-Wasserstofflinie können wir die Verteilung von Wasserstoffwolken in unserer Galaxie und damit die Form der Milchstraße bestimmen.

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Rotation des Merkur

 

Die Bestimmung von Größen, Bewegungen und der Rotation von Planeten ist eine bedeutende Aufgabe für die beobachtende Astronomie. Derartige Information ist ein erster Schritt zu einem tieferen Verständnis des Sonnensystems. Manchmal reichen direkte optische Beobachtungen aus, in einem anderen Fall liefern sie falsche Ergebnisse, oder auch gar keine. Die Rotation des Merkur ist ein solcher Fall, in dem visuelle Beobachtungen ein völlig falsches Ergebnis bringen.
In Arecibo, Puerto Rico, steht das größte Radioteleskop der Welt. Von dort wurden Radarsignale zum Merkur gesandt und die Reflexionen wieder aufgefangen. Aus diesen Daten läßt sich die korrekte Rotationsperiode des Merkur bestimmen.

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Das Farben-Helligkeitsdiagramm der Hyaden

 

Sternhaufen eröffnen dem Astrophysiker unvergleichliche Möglichkeiten bei seinen Untersuchungen. Einerseits stehen die Sterne eines Sternhaufens rämlich relativ eng beieinander (gemessen an der Entfernung von uns), und daher sind die Helligkeitsunterschiede ein gutes Maß für die wahren Leuchtkraftunterschiede. Andererseits sind die Sterne eines Sternhaufens etwa gleichzeitig aus einer gemeinsamen Gasmasse entstanden. Sie repräsentieren daher heute für den Beobachter eine Gruppe gleichaltriger Sterne mit gleicher ursprünglicher chemischer Zusammensetzung. Diese Eigenschaften machen Sternhaufen zu idealen Vergleichsobjekten, an denen Astronomen ihre Vorstellungen von zeitlicher Entwicklung der Sterne prüfen können.
Wir untersuchen den Hyadensternhaufen im Sternbild Taurus (Stier) und bestimmen Alter und Entfernung der Sterne aus den Modellvorstellungen der Sternentwicklung.

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Bahnbewegung eines Doppelsternsystems

 

Viele Sterne - die meisten vielleicht - sind Mitglieder eines Doppelsternsystems. Ein Doppelsternsystem setzt sich zusammen aus zwei Sternen, die um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen und durch ihre gegenseitige Massenanziehung auf ihrer Bahn gehalten werden. Von visuellen Doppelsternen spricht man, wenn beide Komponenten des Systems im Teleskop getrennt werden können. Die Beobachtung von Doppelsternsystemen erlaubt eine direkte Bestimmung der Sternmassen, wenn wir die Entfernung des Systems kennen. Diese Grundgröße ist deshalb so wichtig, da die Masse über die weitere Entwicklung des Sterns entscheidende Angaben macht.
Wir verwenden das besonders photogene Doppelsternsystem Krüger 60. Diese Paar von roten Zwergsternen ist ein bevorzugtes Beispiel, seit E. Bernard seine berühmten Aufnahmen der Orbitalbewegung veröffentlichte. Wir bestimmen die Umlaufperioden der Sterne und die Gesamtmasse des Systems.

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