Astronomisch-Astrophysikalisches Praktikum an der ...
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<strong>Astronomisch</strong>-<strong>Astrophysikalisches</strong> <strong>Praktikum</strong><br />
<strong>an</strong> <strong>der</strong> L<strong>an</strong>dessternwarte Heidelberg<br />
Durchführung & Einleitung zu den Versuchen<br />
Durchführung<br />
Jochen Heidt, Juli 2013<br />
Das astronomisch-astrophysikalische <strong>Praktikum</strong> findet zwei mal im Jahr für jeweils 2 Wochen<br />
Anf<strong>an</strong>g/Mitte Februar bzw. Oktober statt und wird für Bachelor-, Master- und PhD-Studenten <strong>an</strong>geboten.<br />
Die Bachelor- bzw. Master-Studenten besuchen das <strong>Praktikum</strong> für 1 Woche, die Doktor<strong>an</strong>den<br />
für 2 Wochen. Die Arbeitszeiten sind täglich von 9.15h bis 17.15h, Mittagspause ist von 12.30h -<br />
13.30h. Da die Sternwarte keine K<strong>an</strong>tine hat und die des MPIA nicht benutzt werden darf, müssen die<br />
Studenten sich selbst verpflegen. Die Anreise k<strong>an</strong>n per PKW o<strong>der</strong> mit <strong>der</strong> VRN erfolgen. Letzteres<br />
am besten mit <strong>der</strong> Busline 39 um 8.43h ab dem Bismarckplatz und zurück um 17.32h. Alternativ geht<br />
auch <strong>der</strong> Sciencebus (Linie 30).<br />
Nach <strong>der</strong> Begrüssung zu Beginn des <strong>Praktikum</strong>s werden den Studenten, die in 2-er Gruppen arbeiten,<br />
die Versuche zugewiesen. Die Skripten dazu erhalten Sie im <strong>Praktikum</strong>. Diese werden vorher<br />
nicht publik gemacht um zu verhin<strong>der</strong>n, dass die Studenten mit fertigen Lösungen zum <strong>Praktikum</strong><br />
kommen. Für jeden Versuch steht während des <strong>Praktikum</strong>s ein Betreuer zur Verfügung. Dieser gibt<br />
zu Beginn eine Einführung in den Inhalt bzw. die Ziele des Versuchs und diskutiert am Ende des Versuchs<br />
d<strong>an</strong>n die zu bearbeitenden Punkte mit <strong>der</strong> jeweiligen Gruppe. D<strong>an</strong>ach wird <strong>der</strong> nächste Versuch<br />
zugeteilt. Es wird erwartet, dass die Studenten weitgehendst selbsständig arbeiten, wobei <strong>der</strong> Betreuer<br />
je<strong>der</strong>zeit bei Fragen o<strong>der</strong> Problemen zur Verfügung steht. Die Intensität <strong>der</strong> Betreuung hängt auch<br />
etwas vom Wissensst<strong>an</strong>d <strong>der</strong> jeweiligen Gruppe ab. Die typische Dauer zur Bearbeitung eines Versuches<br />
ist ein Tag. Für die Bearbeitung <strong>der</strong> Versuche ist keine Vorbereitung zu Hause o<strong>der</strong> schriftliche<br />
Ausarbeitung <strong>der</strong> Versuche notwendig.<br />
Ziel des <strong>Praktikum</strong>s ist neben dem Erlernen und praktischen Anwenden diverser astronomischastrophysikalischer<br />
Grundlagen das Interesse <strong>der</strong> Studenten <strong>an</strong> <strong>der</strong> Astronomie zu wecken. Dies geht<br />
nur, wenn die Studenten auch “Spass” am <strong>Praktikum</strong> haben. Daher ist das Prakikum nicht benotet.<br />
Ebenfalls gibt es keine Vorgaben, wie viele Versuche eine Gruppe erfolgreich bearbeitet haben muss.<br />
Wichtig ist, dass die Studenten konzentriert <strong>an</strong> ihren Versuchen arbeiten. Typischerweise bearbeiten<br />
die Studenten 3-5 Versuche pro Woche erfolgreich. Alles was die Studenten im Rahmen des <strong>Praktikum</strong>s<br />
machen, machen sie in <strong>der</strong>/den Woche(n) <strong>an</strong> denen sie <strong>an</strong> <strong>der</strong> L<strong>an</strong>dessternwarte sind.<br />
Im Rahmen des Versuches 1 werden Beobachtungen mit dem 70cm Teleskop <strong>an</strong> <strong>der</strong> L<strong>an</strong>dessternwarte<br />
durchgeführt. Diese werden im Oktober während des <strong>Praktikum</strong>s <strong>an</strong>geboten, da in dieser<br />
Jahreszeit das Wetter in <strong>der</strong> Regel sehr gut ist. Dies ist im Februar nicht praktikabel (während <strong>der</strong><br />
letzten 3 Praktika im Februar gab es nur eine klare Nacht), daher werden die Beobachtungen während<br />
<strong>der</strong> Vorlesungszeit unmittelbar davor <strong>an</strong>geboten (typischerweise Ende Oktober bis Weihnachten - bei<br />
Bedarf auch noch im J<strong>an</strong>uar). Das Verfahren dazu wird d<strong>an</strong>n zu Beginn <strong>der</strong> Vorlesung Einführung in<br />
die Astronomie & Astrophysik I im WS vorgestellt.<br />
Im folgenden werden die Lernziele und Inhalte <strong>der</strong> Versuche, die während des astronomischastrophysikalischen<br />
<strong>Praktikum</strong>s <strong>an</strong>geboten werden, beschrieben. Es sind ingesamt 10 Versuche, die<br />
die g<strong>an</strong>ze Breite des Astronomie abdecken, von extrasolaren Pl<strong>an</strong>eten über Pulsare zu den Quasaren,<br />
von eigenen Beobachtungen <strong>der</strong> Sonne o<strong>der</strong> Nachts mit dem Teleskop bis hin zum Design von in <strong>der</strong><br />
Astronomie gebräuchlichen optischen Elementen.
Einleitung zu dem Versuch 1: Photometrische Beobachtungen mit dem 70cm Teleskop<br />
In <strong>der</strong> experimentellen Astronomie gibt es zwei fundamentale Beobachtungstechniken - die Photometrie<br />
und die Spektroskopie. In vielen Fällen lassen sich mit Hilfe <strong>der</strong> Photometrie von Objekten<br />
direkt wissenschaftliche Fragestellungen be<strong>an</strong>tworten. Allerdings ist die Photometrie oft die Voraussetzung<br />
für die Spektroskopie, die z.B. im Falle von photometrischen Durchmusterungen geeignete<br />
K<strong>an</strong>didaten für die Spektroskopie zur Be<strong>an</strong>twortung von wissenschaftlichen Fragestellungen liefert.<br />
In dem Versuch “Photometrische Beobachtungen mit dem 70cm Teleskop” werden die Grundlagen<br />
von photometrischen Beobachtungen erlernt, d.h. ein kompletter Beobachtungszyklus eines<br />
Astronomen durchgeführt. Dazu gehört die Vorbereitung <strong>der</strong> Beobachtungen, die Durchführung dieser<br />
<strong>an</strong> sich und die Auswertung und Analyse <strong>der</strong> gewonnenen Daten. Bei <strong>der</strong> Vorbereitung <strong>der</strong><br />
Beobachtungen werden alle Grundlagen wie z.B. Beobachtbarkeit <strong>der</strong> Objekte, notwendigen Kalibrationsmessungen<br />
und Design einer Beobachtungsnacht kennen gelernt, die für die erfolgreiche<br />
Durchführung eines Beobachtungsprogramms notwendig sind. Bei den Beobachtungen <strong>an</strong> sich wird<br />
die Bedienung eines Teleskopes sowie die Methodik von photometrischen Beobachtungen vermittelt.<br />
Dazu wird als Fallbeispiel ein periodisch variabler Stern beobachtet. Zur Auswertung und Analyse<br />
<strong>der</strong> gewonnen Daten wird die Nutzung eines dafür geeigneten Softwarepaketes selbstständig erarbeitet,<br />
Grundlagen <strong>der</strong> Datenverarbeitung vermittelt und mit Hilfe <strong>der</strong> Analyse <strong>der</strong> gewonnen Daten eine<br />
Charakterisierung des variablen Sternes vorgenommen.<br />
Dieser Versuch vermittelt die fundamentalen Grundlagen <strong>der</strong> beboachtenden Astronomie und ist<br />
daher für Bachelor-, Master- und PhD-Studenten geeignet.
Einleitung zu dem Versuch 2: Das virtuelle Observatorium<br />
Um ein Teleskop/Satellit nutzen zu können muss ein Astronom zunächst Beobachtungszeit erfolgreich<br />
be<strong>an</strong>tragen. Die <strong>an</strong> mo<strong>der</strong>nen Observatorien durch ihn/für ihn gewonnen Daten sind zunächst<br />
geschützt, werden aber in <strong>der</strong> Regel nach einem Jahr für je<strong>der</strong>m<strong>an</strong>n zugänglich (Teleskopzeit ist sehr<br />
teuer). Darüber hinaus gibt es grosse Himmelsdurchmusterungen, wie z.B. den Slo<strong>an</strong> Digital Sky Survey,<br />
in dem Daten von Millionen von galaktischen und extragalaktischen Objekten gewonnen werden.<br />
Diese gig<strong>an</strong>tischen Datenmengen bieten eine hervorragende Möglichkeit damit direkt Wissenschaft<br />
machen zu können, wie z.B. die grossräumige Struktur des Universums zu studieren, o<strong>der</strong> aber sehr<br />
seltene Objektk<strong>an</strong>didaten wie z.B. Galaxien mit extrem hoher Rotverschiebung o<strong>der</strong> sehr kühle Sterne<br />
zu extrahieren.<br />
Um die grossen Datenmengen, die den gesamten Wellenlängbereich vom Radio- bis hin zum<br />
Gammabereich abdecken, für je<strong>der</strong>m<strong>an</strong>n einfach zugänglich machen zu können wurde das “Virtuelle<br />
Observatorium” kurz VO ins Leben gerufen. Der deutsche Knoten dieser internationalen Initiative<br />
heisst GAVO (Germ<strong>an</strong> astrophysical VIRTUAL observatory) und ist am astronomischen Recheninstitut<br />
in Heidelberg <strong>an</strong>gesiedelt. Das VO ist bereits ein wichtiges Tool in <strong>der</strong> beobachtenden Astronomie<br />
und wird in naher Zukunft eines <strong>der</strong> St<strong>an</strong>dbeine für beobachtende Astronomen.<br />
In dem Versuch “Das virtuelle Observatorium werden die (vom VO) verfügbaren Tools und ihre<br />
grundlegende Funktionsweise vorgestellt. Anh<strong>an</strong>d eines Fallbeispiels wird die systematische Extraktion<br />
eines “exotischen” Objektes erarbeitet. Im Folgenden soll d<strong>an</strong>n <strong>an</strong>h<strong>an</strong>d einer astrophysikalischen<br />
Fragestellung mit Hilfe des VO eigenständig eine Stichprobe von Objekten mit bestimmten Charakteristika<br />
selektiert werden. Der Versuch ist dynamisch aufgebaut. Bei Interesse (und es gab in <strong>der</strong><br />
Tat schon mehrere Gruppen im <strong>Praktikum</strong>) können auch eigene Interessen/Fragestellungen aktiv und<br />
selbstständig bearbeitet werden.<br />
Dieser Versuch vermittelt die fundamentalen Grundlagen des VO und ist daher für Bachelor-,<br />
Master- und PhD-Studenten geeignet.
Einleitung zu dem Versuch 3: Sternspektren<br />
Durch Untersuchung <strong>der</strong> Spektren von Sternen k<strong>an</strong>n m<strong>an</strong> sehr viel über ihre Eigenschaften wie<br />
z.B. Effektivtemperatur, Metallizität o<strong>der</strong> Spektraltyp lernen; ihre Position im Hertzsprung-Russel<br />
Diagramm gibt auch ihren Entwicklungsweg und/o<strong>der</strong> Alter wie<strong>der</strong>. Wenn m<strong>an</strong> die Spektren von<br />
Galaxien untersucht, die Integriert die Summe von einigen (hun<strong>der</strong>ten) Millionen ihrer Einzelsterne<br />
wie<strong>der</strong>geben, k<strong>an</strong>n m<strong>an</strong> damit z.B. das Alter <strong>der</strong> Galaxie eingrenzen<br />
In dem Versuch Sternspektren wird eine umf<strong>an</strong>greiche Einführung in die Klassifikation von Sternen<br />
nach Typen und Leuchtkraftklasse gegeben. Nach selbstständiger Erarbeitung <strong>der</strong> Klassifikation<br />
wird ein Satz von Sternen unbek<strong>an</strong>nten Typs klassifiziert, die Bedeutung <strong>der</strong> Farbe für die Effektivtemperatur<br />
eines Sternes vermittelt und was m<strong>an</strong> über den Farbindex lernen k<strong>an</strong>n. Abschliessend wird<br />
das Hertzsprung-Russel Diagramm als das fundamentale Tool vorgestellt, mit dem Entwicklungswege<br />
von Sternen und Ihre Eigenschaften festgelegt sind.<br />
Dieser Versuch vermittelt die fundamentalen Grundlagen <strong>der</strong> Stellarastonomie und ist daher für<br />
Bachelor-, Master- und PhD-Studenten geeignet.
Einleitung zu dem Versuch 4: Optisches Design<br />
Um ein abbildendes optisches System mit Hilfe von optischen Linsen und/o<strong>der</strong> Spiegeln zu bauen,<br />
müssen eine g<strong>an</strong>ze Reihe von Dingen wie z.B. erwartete Abbildungsfehler und <strong>der</strong>en Korrektur<br />
berücksichtigt werden. So war die Bildqualität des Hubble-Weltraumteleskops in den ersten Betriebsjahren<br />
durch einen Herstellungsfehler des Hauptspiegels begrenzt, konnte aber durch ein Korrektursystem<br />
zur Neutralisierung des Hauptspiegelfehlers namens COSTAR neutralisiert werden. Vom<br />
Prinzip her ähnelt das System einer herkömmlichen Brille, allerdings wurden hier Spiegel statt Linsen<br />
eingesetzt.<br />
In dem Versuch Optisches Design wird eine Einführung in das Design von optischen Systemen<br />
vermittelt. Dabei ist das sogen<strong>an</strong>nte ray-tracing wichtig, welches den Weg des Lichtes durch ein<br />
optisches System berechnet. Dazu wird eine Software namens OSLO, die optisches Design erlaubt,<br />
erlernt und damit eigene optische Systeme konstruiert. Basierend darauf wird auch erarbeitet, warum<br />
das Hubble-Weltraumteleskops zunächst unscharfe Bil<strong>der</strong> geliefert hat und wie m<strong>an</strong> dieses Problem<br />
korrigieren konnte.<br />
Dieser Versuch erfor<strong>der</strong>t Grundlagen, die z.B. in <strong>der</strong> Vorlesung “Beobachtungsmethoden” vermittel<br />
werden und ist daher nur für Master- und PhD-Studenten geeignet.
Einleitung zu dem Versuch 5: Geographische Breite von Heidelberg<br />
Vor einigen hun<strong>der</strong>t Jahren mussten die Seefahrer mit einem Sext<strong>an</strong>ten mit Hilfe <strong>der</strong> Sonne o<strong>der</strong><br />
von Sternen die Position ihres Schiffes über das nautische Dreieck bestimmen (daher <strong>der</strong> Name),<br />
welches eine spezielle Anwendung <strong>der</strong> sphärischen Geometrie ist. In dem Versuch “Geographische<br />
Breite von Heidelberg werden zunächst die Grundlagen des nautischen Dreiecks erarbeitet und diese<br />
d<strong>an</strong>n mit Hilfe eine “Universalinstrumentes” <strong>an</strong>gew<strong>an</strong>dt. Dazu wird zunächst die Bedienung des “Universalinstrumentes”<br />
kennen gelernt und dessen systematischer Fehler bestimmt. D<strong>an</strong>n wird mehrmals<br />
die Position des Sonnenr<strong>an</strong>des bestimmt und mit Hilfe von Korrekturen wie z.B. Refraktion, Luftmasse,<br />
Luftdruck, Temperatur und Parallaxe die geographische Breite ermittelt. In diesem Versuch<br />
kommt es vor allem auf sehr sorgfältiges Messen <strong>an</strong>. Je genauer gemessen wird und je sorgfältiger die<br />
<strong>an</strong>zubringenden Korrekturen erfolgen, desto exakter k<strong>an</strong>n die geographische Breite ermittelt werden.<br />
Die bisher “ beste” Gruppe hat die geographische Breite ihres St<strong>an</strong>dorts (Königstuhl) bis auf 2.1km<br />
genau bestimmt!<br />
Dieser Versuch vermittelt einige fundamentalen Grundlagen <strong>der</strong> sphärischen Geometrie und ist<br />
daher für Bachelor-, Master- und PhD-Studenten geeignet.
Einleitung zu dem Versuch 6: Extrasolare Pl<strong>an</strong>eten<br />
Die Suche nach und Untersuchung von extrasolaren Pl<strong>an</strong>eten ist <strong>der</strong>zeit eines <strong>der</strong> heissesten Forschungsgebiete<br />
in <strong>der</strong> Astrophysik. Derzeit (St<strong>an</strong>d Juli 2013) sind fast 900 Pl<strong>an</strong>eten um <strong>an</strong><strong>der</strong>e Sterne<br />
bek<strong>an</strong>nt, davon mindestens 130 Systeme mit mehreren Pl<strong>an</strong>eten. Es ist nur noch eine Frage <strong>der</strong> Zeit,<br />
bis <strong>der</strong> erste extrasolare Pl<strong>an</strong>et in einer sogen<strong>an</strong>nten habitablen Zone (in einer Bahn um den Mutterstern<br />
<strong>der</strong> aufgrund <strong>der</strong> äusseren Bedingungen potentiell Leben ermöglicht) aufgefunden und dessen<br />
Atmosphäre spektroskopisch untersucht werden k<strong>an</strong>n.<br />
In dem Versuch Extrasolare Pl<strong>an</strong>eten werden zunächst die verschiedenen Möglichkeiten erarbeitet<br />
extrasolare Pl<strong>an</strong>eten direkt und indirekt zu entdecken. D<strong>an</strong>n werden <strong>an</strong>h<strong>an</strong>d des Sonnensystems<br />
projiziert in 20pc Entfernung die Stärken und Schwächen <strong>der</strong> zwei erfolgreichsten Methoden zur Entdeckung<br />
von extrasolaren Pl<strong>an</strong>eten - die Radialgeschwindigkeits- und Tr<strong>an</strong>sitmethode - untersucht.<br />
Dies zeigt, wie leicht m<strong>an</strong> im Prinzip extrasolare Pl<strong>an</strong>eten indirekt nachweisen k<strong>an</strong>n (dafür genügt<br />
ein 70cm Teleskop) aber wie schwierig (und technisch <strong>an</strong>spruchsvoll) es ist, erdähnliche Pl<strong>an</strong>eten zu<br />
finden.<br />
Dieser <strong>an</strong>spruchsvolle Versuch erfor<strong>der</strong>t Grundlagen, die z.B. in <strong>der</strong> Vorlesung “Beobachtungsmethoden”<br />
vermittelt werden und ist daher nur für Master- und PhD-Studenten geeignet.
Einleitung zu dem Versuch 7: Krebsnebel<br />
Pulsare sind recht exotische Objekte. Sie sind rotierende Neutronensterne, die einen Strahl <strong>an</strong> elektromagnetischer<br />
Strahlung vom Radio- bis hin zum Gammabereich emittieren. Im Falle des Binärpulsars<br />
PSR B1913+16 konnten Hulse & Tayler (Nobelpreis Physik 1993) sogar indirekt das Vorh<strong>an</strong>densein<br />
von Gravitationswellen nachweisen, welches eine fundamentale For<strong>der</strong>ung <strong>der</strong> allgemeinen<br />
Relativitätstheorie ist.<br />
In dem Versuch Krebsnebel werden einige fundamentale Eigenschaften von Pulsaren <strong>an</strong> dem<br />
prominenten Krebsnebel - die Überreste einer Supernova aus dem Jahre 1054 - erarbeitet. Im ersten<br />
Teil des Versuches werden einige Eigenschaften wie kinematisches Alter und Entfernung des Krebsnebels<br />
sowie Perioden und Dispersion von Pulsaren bestimmt. Im zweiten Teil werden im Detail<br />
einige Eigenschaften <strong>der</strong> von dem Pulsar emittierten Strahlung - Synchrotronstrahlung und inverse<br />
Comptonstrahlung erarbeitet. Mit Hilfe von Daten von verschiedenen Observatorien, die den gesamten<br />
Wellenlängenbereich vom Radio- bis hin zum hochenergetischen TeV-Bereich abdecken, wird ein<br />
Breitb<strong>an</strong>dspektrum erstellt und <strong>an</strong> diesem verschiedene Charakteristika diskutiert.<br />
Dieser Versuch vermittelt einen <strong>der</strong> wichtigsten Strahlungsprozesse im Universum und ist für<br />
Bachelor-, Master- und PhD-Studenten geeignet. Diese Prozesse sind auch für die “Monster” im Unversum,<br />
den supermassiven schwarzen Löchern von fundamentaler Bedeutung. Die Bearbeitung und<br />
Interpretation von Breitb<strong>an</strong>dspektren ist für Astronomen auf diesem Gebiet eines <strong>der</strong> Tools zur Erforschung<br />
<strong>der</strong> Eigenschaften von extrem kompakten Objekten.
Einleitung zu dem Versuch 8: Astrometrie mit den Hyaden<br />
Die Astrometrie, sprich die Lehre von den Positionen und Bewegungen von Himmelsobjekten ist<br />
ein wichtiger Aspekt <strong>der</strong> heutigen beobachtenden Astrophysik. So werden z.B. die astrometrischen<br />
Daten von Quasaren, die mit Hilfe von Radiobeobachtungen eine extreme Genauigkeit haben, für<br />
das sogen<strong>an</strong>nte International Celestial Reference Frame (ICRF) her<strong>an</strong>gezogen. Das ICRF bildet gewissermassen<br />
das Referenzystem für die Positionen aller Himmelsobjekte. Die Astrometrie wird für<br />
die Astrophysik in den kommenden 10 Jahren eine fundamental wichtige Rolle spielen. Voraussichtlich<br />
im Oktober 2013 wird <strong>der</strong> Satellit GAIA ins All geschossen, <strong>der</strong> seinen Vorgänger Hipparcos in<br />
seiner Messgenauigkeit um einen Faktor 100 übertreffen wird. Das Hauptziel <strong>der</strong> GAIA Mission ist<br />
die bisher grösste und genaueste 3-dimensionale Karte unserer Galaxie basierend auf astrometrischen<br />
Daten von einer Milliarde Sternen. Auch Heidelberger Astronomen sind z.T. fe<strong>der</strong>führend <strong>an</strong> GAIA<br />
beteiligt, so dass die gewonnen Daten für die Heidelberger Astronomie eine wichtige Rolle spielen<br />
werden.<br />
In dem Versuch Astrometrie mit den Hyaden werden einige Grundlagen <strong>der</strong> Astrometrie wie<br />
z.B. Sternstromparallaxen vermittelt. Mit Hilfe des Satelliten Hipparcos gewonnene astrometrische<br />
Daten werden benutzt um exemplarisch über eine spezielle Software einige fundamentale Eigenschaften<br />
<strong>der</strong> Hyaden zu bestimmen. Dazu gehören die Identifikation von Haufenmitglie<strong>der</strong>n, die Bestimmung<br />
<strong>der</strong> Entfernung <strong>der</strong> Hyaden sowie weitere Eigenschaften des Haufens und seiner Mitglie<strong>der</strong>.<br />
Dieser Versuch vermittelt fundamentale Grundlagen <strong>der</strong> Astrometrie und ist für Bachelor-, Masterund<br />
PhD-Studenten geeignet.
Einleitung zu dem Versuch 9: Galaxien und QSO<br />
Unsere Vorstellung davon, wie sich Galaxien als Funktion <strong>der</strong> Zeit bilden und entwickeln, hat<br />
mit dem Hubble Deep Field eine Revolution erfahren. Das Hubble Deep Field war 1996 die tiefste<br />
Aufnahme eines kleinen Himmelsausschnitts, die jemals gemacht wurde. Sie zeigte, dass Galaxien<br />
vor ca. 10 Milliarden Jahren deutlich <strong>an</strong><strong>der</strong>e morphologische Eigenschaften hatten, als heute. Zur<br />
gleichen Zeit hat die Entdeckung von aktiven Galaxien (QSOs) bis zu einer Rückblickzeit von ca. 13<br />
Milliarden Jahren mit Hilfe des Slo<strong>an</strong> Digital Sky Survey gezeigt, dass auch supermassive schwarze<br />
Löcher für die Entwicklung des Universums eine wichtige Rolle spielen.<br />
Der Versuch Galaxien und QSO ist in 3 Teile geglie<strong>der</strong>t. Im ersten Teil wird die Morphologie<br />
von ca. 80 Galaxien im Virgohaufen per Auge bestimmt und daraus Kenntnisse über den Aufbau des<br />
Virgohaufens und Tr<strong>an</strong>sformationsmech<strong>an</strong>ismen <strong>der</strong> Galaxien im Haufen erarbeitet. Der Vergleich<br />
<strong>der</strong> morphologischen Eigenschaften <strong>der</strong> Galaxien im Virgohaufen zu Galaxien im Feld und <strong>der</strong> lokalen<br />
Gruppe dient d<strong>an</strong>n zur Interpretation von Leuchtkraftfunktionen. Im Vergleich zu dem Hubble<br />
Deep Field werden basierend darauf mögliche Entwicklungswege von Galaxien von den Frühzeiten<br />
des Universums bis heute diskutiert. Im zweiten Teil wird d<strong>an</strong>n das Galaxy Zoo Projekt vorgestellt,<br />
das in Teil eins erlernte <strong>an</strong>gew<strong>an</strong>dt und <strong>an</strong> dem Projekt aktiv mitgearbeitet. Das Galaxy Zoo Projekt<br />
ist eine internationale Kollaboration <strong>an</strong> dem ca. 20000 Freiwillige Millionen von Galaxienaufnahmen<br />
per Auge klassifizieren (besser als jede Software dazu in <strong>der</strong> Lage wäre). Mit dieser enormen<br />
Anzahl <strong>an</strong> Daten können weitreichende statistische Untersuchungen durchgeführt und Modelle zur<br />
Galaxienentwicklung getestet werden. Im dritten Teil des Versuchs gibt es eine Einführung in die<br />
Welt <strong>der</strong> QSO. Dazu gehören die Bestimmung <strong>der</strong> Rotverschiebung mit Hilfe von Emissionslinien,<br />
basierend darauf Abschätzung von Leuchtkräften, Interpretation von Breitb<strong>an</strong>dspektren von QSO,<br />
Leuchtkraftfunktion und potentieller Malmquist-Bias und scheinbarer Überlichtgeschwindigkeit.<br />
In dieserm Versuch werden einige Eigenschaften von Galaxien bzw. QSOs und <strong>der</strong>en Entwicklung<br />
vermittelt und ist für Master- und PhD-Studenten geeignet. Bachelor-Studenten können diesen<br />
Versuch auch durchführen, allerdings nur, wenn Sie bereits die Vorlesung “Einführung in die Astronomie<br />
und Astrophysik I und II gehört haben.
Einleitung zu dem Versuch 10: Kosmologie<br />
Die Kosmologie beschäftigt sich mit dem Ursprung, <strong>der</strong> Entwicklung und <strong>der</strong> grundlegenden<br />
Struktur des Universums. Sie hat nicht zuletzt durch die Entdeckung <strong>der</strong> beschleunigten Exp<strong>an</strong>sion<br />
des Universum (Nobelpreis Physik 2011 für Perlmutter, Schmitt und Riess) durch Supernovabeobachtungen<br />
eine neue Wendung erl<strong>an</strong>gt.<br />
In dem Versuch Kosmologie wird eine Einführung in die Materie gegeben und vor allem die<br />
Bedeutung <strong>der</strong> drei fundamentalen Parameter <strong>der</strong> Kosmologie, die Hubble Konst<strong>an</strong>te H 0 , den Dichteparameter<br />
Ω M und den Parameter für die Dunkle Energie Ω Λ , diskutiert. Als das Tool zur Bestimmung<br />
<strong>der</strong> Parameter werden Messungen von Supernovae Typ I aber auch <strong>der</strong> Perioden-Leuchtkraft<br />
Relation von Cepheiden vorgestellt und damit direkt Kosmologie betrieben. Abschliessend werden<br />
in <strong>der</strong> sogen<strong>an</strong>ten Fundamentalen Ebene <strong>der</strong> Kosmologie verschiedene kosmologische Modelle und<br />
ihre Einschränkungen basierend auf Supernovae, Galaxienhaufen und des kosmischen Hintergrundes<br />
diskutiert.<br />
Dieser Versuch liefert eine fundamentale Einführung in die Kosmologie und ist für Master- und<br />
PhD-Studenten geeignet. Bachelor-Studenten können diesen Versuch auch durchführen, allerdings<br />
nur, wenn Sie bereits die Vorlesung “Einführung in die Astronomie und Astrophysik I und II gehört<br />
haben.