Welche Vorkenntnisse sollten Sie zu Beginn des Praktikums haben:

Sie sollten wissen:

• wie man sich den inneren Aufbau eines Neutronensterns vorstellt,
• daß verschiedene Neutronensternmodelle sich in unterschiedlichen Zustandsgleichungen manifestierten und unterschiedliche Voraussagen über das Abkühlverhalten von Neutronensternen liefern,
• welche Rolle der URCA und der modifizierten URCA-Prozeß für die Abkühlung von Neutronensterne spielt. Sofern Sie bereits Kenntnisse über Elementarteilchenphysik besitzen, wäre es nützlich wenn Sie den Unterschied zwischen dem URCA und modifizierten URCA-Prozeß kennen würden.
• welche Temperatur man für die Oberfläche eines 10³, 10⁴, 10⁵ und 10⁶ Jahre alten Neutronensterns in etwa erwartet,
• daß die von Neutronensterne ausgehende Röntgenstrahlung sowohl thermisch als auch nicht-thermischen Ursprungs sein kann,
• wieso man gewisse Pulsare als rotationsgetrieben bezeichnet und inwiefern das Modell der magnetischen Abbremsung erst das Studium der Evolution dieser Objekte ermöglicht,
• wie man aus der gemessene Rotationsperiode eines Pulsars und der zeitlichen Änderung dieser Rotationsperiode das Bremsalter $\tau$ und eine Abschätzung für die Dipolkomponente $B_\perp$ berechnet,
• welche Werte die Rotationsperiode P, das Alter $\tau$ sowie die Entfernung d des Crab-Pulsars besitzen,
• warum man vom Crab-Pulsar keine thermische Röntgenstrahlung sehen kann,
• welche Detektoren sich an Bord des Röntgensatelliten ROSAT befinden und nach welcher Methode man Röntgenstrahlen fokussiert,
• warum sich die Coordinated Universal Time Scale (UTC) nicht sehr gut zur Analyse der Photonenankunftszeit eignet, sowie welche Korrekturschritte (keine Formeln) zur Transformation der Photonenankunftszeiten von der UTC-Zeitskala auf die Barycentric Dynamical Time Scale (TDB) notwendig sind,
• wie man aus der gemessenen Ankunftszeit der Röntgenphotonen ein Pulsprofil (auch als Lichtkurve bezeichnet) konstruiert,
• wie man ausgehend vom Signal-Rausch-Verhältnis eine obere Schranke für die Photonenzählrate einer nicht detektierten Quelle ableitet,
• wie man aus einer Photonenzählrate (d.h. aus der während einer gewissen Zeit detektierten Anzahl von Photonen) unter der Annahme eines Schwarzkörperspektrums sowie der Neutronensternparameter Masse (M), Radius (R), Distanz (d) und interstellarer Absorption (N_H) die Temperatur (T) des Neutronensterns berechnen kann.