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Einige Ergebnisse von Beobachtungen mit dem 70cm-Teleskop:


Durch Klicken auf die Bilder erscheint eine größere, besser aufgelöste Version davon.

click to enlarge MU Cam

Lichtkurven von MU Cam in verschiedenen Energiebereichen (Röntgen (oberstes Feld), Ultraviolett (zweites von oben), sichtbares Licht (drittes von oben) und Teile des vollständigen Röntgenbereichs). Die optischen Daten wurden mit dem 70cm-Teleskop gleichzeitig zu einer Beobachtung mit dem Röntgensatelliten XMM-Newton aufgenommen.

MU Cam ist ein sogenannter intermediate polar (englischsprachiger Link), ein Mitglied einer Gruppe von Röntgendoppelsternen, genauer: kataklysmischen Veränderlichen, die aus einem weißen Zwerg mit einem starken Magnetfeld und einem roten Zwerg bestehen, der sein Roche-Volumen ausfüllt.
Der rote Zwerg verliert Materie über seinen inneren Lagrange-Punkt. Diese formt eine Akkretionsscheibe um den weißen Zwerg. Am inneren Rand dieser Scheibe dominiert das Magnetfeld des weißen Zwergs und zwingt die (ionisierte) Materie, entlang der Magnetfeldlinien in der Nähe der Magnetpole auf dessen Oberfläche zu fallen. Dort wird die Bewegungsenergie der Materie als (Röntgen-)Strahlung freigesetzt.

Die mit dem 70cm-Teleskop aufgenommenen Daten von MU Cam wurden in mehreren Veröffentlichungen verwendet:
Staude et al. 2007 (A&A, submitted),
Staude et al. 2006 (Proc. The X-ray Universe 2005, ESA SP-604, 307)
Staude et al. 2003 (A&A 406, 253).


anklicken zum Vergrößern Ernestina

Der Kleinplanet Ernestina wurde im Februar 2002 mit dem 70cm-Teleskop beobachtet.

Hier findet man einen Film, der zeigt, wie sich Ernestina vor den Hintergrundsternen bewegt, und eine kurze Erläuterung.


Klicken zum Vergrößern! M1 (Krebsnebel)

© B. Thinius (2001)

Dies ist ein Bild von M1, dem Krebsnebel. Die Aufnahme wurde am 17. Januar 2001 gemacht. Für das Farbbild wurden einzelne Bilder, die durch die Filter B, V und R aufgenommen wurden (und die jeweils nur Helligkeitsinformationen enthalten), addiert, nachdem sie mit der entsprechenden Farbe (R-Filter: rot, V-Filter: grün, B-Filter: blau) eingefärbt waren.

Der Krebsnebel ist ein Überbleibsel einer Supernova, die im Jahre 1054 unserer Zeitrechnung beobachtet wurde. Er ist von der Erde etwa 1500 pc (4900 Lichtjahre) entfernt und hat einen Durchmesser von etwa 2 pc. Die äußersten Bereiche entfernen sich mit einer Geschwindigkeit von 1100 km/s (4000 km/h) vom Mittelpunkt, an dem sich - auch als Resultat der Supernova - ein Pulsar befindet.

(mehr Bilder, aufgenommen von B. Thinius mit dem 70cm-Teleskop)


Klicken zum Vergrößern! HU Aqr

Dies sind Lichtkurven (d.h. Messungen der Helligkeit eines Sterns mit zeitlicher Auflösung) des AM Herculis-Sterns (siehe 'beginner's guide to CVs' am MSSL) HU Aqr, aufgenommen im Abstand von etwa zwei Jahren.

Beide Lichtkurven zeigen die Helligkeitsveränderung während eines Bahnumlaufs des Doppelsternsystems. (Die Phase ist so definiert, daß, wenn sie um 1 erhöht ist, die Sterne bezüglich des Beobachters wieder die gleiche Position haben, die Lichtkurve also (nahezu) periodisch fortgesetzt wird.)

Über längere Zeiträume hinweg sieht man jedoch große Unterschiede: Beide Lichtkurven sind auf die selbe Helligkeit normiert, d.h. daß der gleiche Zahlenwert auf der 'Flux'-Achse der selben Helligkeit entspricht. Man sieht deutlich, daß das System im Jahre 1998 durchschnittlich deutlich heller war, und auch die Form der Lichtkurve ist unterschiedlich.

Helligkeit und Form hängen von der Menge der Materie ab, die in einer bestimmten Zeit auf den weißen Zwerg fällt. Die obere Kurve zeigt einen sogenannten 'high-state' - einen Zustand mit hoher Akkretionsrate - , die untere einen 'low-state'.

Diese Daten wurden in der Veröffentlichung Schwope et al. (2001) ausgewertet.

Klicken zum Vergrößern! M82

© B. Thinius (2001)

M82 ist eine Spiralgalaxie, die man "edge on", d.h. von der Seite, sieht. Die leuchtenden Bestandteile (heißes Gas und Sterne) sind stark verdunkelt durch davorliegende kalte Gas- und Staubwolken.

Das Farbbild entstand durch Kombination von Bildern, die im blauen, grünen und roten Spektralbereich separat aufgenommen wurden (am 2. Mai 2001).

(mehr Bilder, aufgenommen von B. Thinius mit dem 70cm-Teleskop)


Klicken zum Vergrößern! Klicken zum Vergrößern! V1309 Ori

Dies sind Lichtkurven des AM Herculis-Sterns V1309 Ori (RX J0515.41+0104.6).

Man sieht in beiden Diagrammen (oberster Teil), daß die Helligkeit des Doppelsternsystems innerhalb von etwa 10 Minuten um etwa zwei Magnituden abnimmt, ca. eine halbe Stunde auf diesem Niveau bleibt und dann plötzlich wieder um mehr als zwei Magnituden ansteigt.

Diese Helligkeitsschwankungen entstehen durch die Bedeckung des Akkretionsstroms durch den Hauptreihenstern. Der weiße Zwerg ist im optischen Wellenlängenbereich nicht hell genug, um in den Lichtkurven aufgelöst zu sein.

Weiterhin ist in den Diagrammen die beobachtete Helligkeit eines nicht veränderlichen Sterns gezeigt, welche benutzt wurde, um die Helligkeit von V1309 Ori von Einflüssen der Beobachtungsbedingungen zu befreien (zweite Kurve). Die dritte Kurve zeigt einen (ebenfalls konstant hellen) Stern, dessen Helligkeit ebenfalls mit dem Vergleichsstern korrigiert wurde. Die vierte Kurve zeigt die Helligkeit des Nachthimmels, die fünfte die beobachtete Größe der Sterne, die ja so weit entfernt sind, daß sie unter idealen Beobachtungsbedingungen Punkte wären. Die scheinbare Größe der Sterne ist also ein Maß für die Genauigkeit der Helligkeitsmessung.

Diese Daten wurden benutzt, um die Dauer eines Umlaufs beider Sterne umeinander und den genauen Zeitpunkt, wenn beide vom Beobachter gesehen hintereinander stehen, zu bestimmen (Staude, Schwope & Schwarz 2001, akzeptiert).


Klicken zum Vergrößern! RX J1015+05

Dies ist eine Sammlung von Lichtkurven des AM Herculis-Sterns RX J1015+05, der sowohl im optischen Spektralbereich als auch im Röntgenlicht beobachtet wurde.

Die Beobachtungen am AIP ermöglichten die Bestimmung der Bahnperiode (79.88 min).
(siehe Burwitz V. et al. 1996)


Klicken zum Vergrößern! RXJ0203+29

Der AM Herculis-Stern RXJ0203+29 wurde etliche Male am AIP beobachtet.

Diese Beobachtungen wurden benutzt, um die Bahnperiode (4 Stunden, 36 Minuten) zu bestimmen und waren ein wesentlicher Teil der Diplomarbeit von Robert Schwarz und einer darauffolgenden Veröffentlichung (Schwarz R. et al., 1998).


Last change 2007/02/15