CCD-Technik und Datenreduktion (M/V + HL)
Um ein Verständnis für die Beobachtungstechnik und Datenanalyse zu erhalten, ist dieses Thema obligatorisch für jedes Praktikum. Dabei sollen die physikalischen und technichen Hintergründe einer CCD und die Notwendigkeit der Datenreduktion erläutert werden. |
BVRI-Photometrie von Sternhaufen (M/V + HL)
Sterne entstehen üblicherweise in Gruppen (Haufen oder Assoziationen). Mit Hilfe der Photometrie in verschiedenen Spektralfiltern lassen sich fundamentale Größen bestimmen, wie z.B. Entfernung, Exinktion, Alter des Haufens. Bis heute gehört diese Tätigkeit zu den wichtigsten Analysetechniken eines Astrophysikers. |
Spektralklassifikation von Sternen und Emissionslinienobjekten (HL)
Die Spektralklassifikation ermöglicht eine eindeutige Charakterisierung von einzelnen Sternen und sollte als unterstützende Maßnahme im Projekt "BVRI-Photometrie" zusätzlich durchgeführt werden. Mit Hilfe der anzufertigenden Sternspektren können wichtige physikalische Größen wie Temperatur, Leuchtkraft und Masse bestimmt werden. |
Eigenbewegung schneller Sterne (M/V + HL)
Aktuelle Aufnahmen von Sternen mit hoher Eigenbewegung werden mit alten Daten verglichen. Auf diese Weise läßt sich die Geschwindigkeit bestimmen. Dies kann mit CCD-Aufnahmen, aber bevorzugt auch mit Fotoplatten (alte Aufnahmetechnik) geschehen. Zudem soll die Grenzgröße von Sternen auf solchen Fotoplatten bestimmt werden. |
Astrometrie von Kometen und Asteroiden (HL)
Ein Klassiker unter den vielen Projekten: Die Bahn von (entfernten) Asteroiden und Kometen kann nur annähernd genau berechnet werden, da zusätzliche Einflüsse neben der reinen Gravitationswirkung beschleunigende Wirkungen haben können. Die notwendigen Korrekturen können nur mittels exakter Positionsbestimmung (Astrometrie) vorgenommen werden. |
Lichtkurven von Asteroiden (HL)
Asteroiden sind Gesteinsbrocken unterschiedlicher Größe innerhalb des Sonnensystems. Ihre Rotation führt zu einer periodischen Helligkeitsvariation der von ihnen reflektierten Sonnenstrahlung. Mittels zeitaufgelöster Helligkeitsmessung lassen sich sog. Lichtkurven erzeugen, die Rückschlüsse auf die Gestalt zulassen. |
Variabilität von T-Tauri-Sternen (M/V + HL)
T Tauri-Sterne gehören zu der Gruppe der massearmen Vorhauptreihensterne, d.h. sie entwickeln sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm noch auf die Hauptreihe zu. Sie führen noch keine Kernfusion aus und sind deswegen noch relativ kühl. Ihre Leuchtkraft beziehen sie hauptsächlich aus der fortlaufenden Kontraktion und der Akkretion aus einer zirkumstelleren Scheibe. T Tauri-Sterne zeigen aus verschiedenen Gründen Helligkeitsvariationen. |
Klassifikation von T-Tauri-Sternen (M/V + HL)
Optische Spektroskopie ermöglicht die Unterscheidung von Unterklassen von T Tauri-Sternen, den klassischen und den weak-line T Tauris. Hierzu wird die Äquivalentbreite der Ha-Linie und der Spektraltyp des Sterns bestimmt. |
Variabilität von Kataklysmischen Veränderlichen (M/V + HL)
Noch ein Klassiker: Kataklysmische Veränderliche sind besondere Doppelsterne, die so eng positioniert sind, daß das Gravitationspotential des einen Sterns dazu führt, daß er Sternmaterie des anderen Sterns absaugt und sich über eine Akkretionsscheibe einverleibt. CVs können die unterschiedlichsten Charakteristika zeigen und werden danach klassifiziert. Lichtkurven und Spektren dienen der Einteilung in die verschiedenen Klassen. |
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Planetentransit (HL)
Nahezu alle bekannten extrasolaren Planeten wurden indirekt durch die Messung der Radialgeschwindigkeitsänderung des Zentralsterns entdeckt. Ohne weitere Information ist die Masse des Planeten unbestimmt und von der Bahnneigung abhängig. In dem seltenen Fall, daß diese Bahn nahezu vollständig seitlich auf uns ausgerichtet ist ("edge-on"), kann der Transit dieses Planets über den Mutterstern als Helligkeitsänderung wahrgenommen werden. Die Kombination beider Resultate erlaubt somit die Festlegung der Planetenmasse. Wir konzentrieren und hier auf die Beobachtung von Transits bekannter extrasolarer Planeten.
Dieses Thema wird nur ungern vergeben, da eine echte Detektion sehr unwahrscheinlich ist.
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Sonnenbeobachtung (HL)
Sonnenflecken, Fackeln und die differentielle Rotation der Sonne kann mittels CCD oder durch Projektion auf eine Leinwand beobachtet werden. Eine genaue Analyse der CCD-Aufnahmen ermöglicht die quantitative Bestimmung der differentiellen Rotation. |
