PDF

Transcription

PDF

Das Magazin von Carl Zeiss
ISSN 1431-8040
Innovation
16
■ Blick ins Universum
■ Faszination Fotografie
■ Nanostrukturen
Inhalt
Editorial
❚ Dieter Brocksch
3
Im Fokus
Rätselhafte astrophysikalische Phänomene ❚ Martin Matthias Roth
Dunkle Materie in Spiralgalaxien ❚ Martin Matthias Roth
Schwarzes Loch – Holmberg II Galaxie ❚ Martin Matthias Roth
Schwarze Löcher ❚ Martin Matthias Roth
Calar-Alto-Observatorium
Himmelsbeobachtung
Geschichtliche Eckpunkte der Potsdamer Astrophysik
SIR sucht nach Eis und Mineralien auf dem Mond ❚ Urs Mall, Chris Weikert
Die Sonne
Extrasolarer Planet
Sonnenspäher, Wetterfrosch, Kometenjäger
Kleine Geschichte des Spiegelteleskops
Der Weg zu den Sternen
Planetarium: Der Weltraum im Raum
Sternwarteninstrumente
4
8
10
12
13
14
20
22
24
25
26
27
28
32
36
Augenblicke
Faszination Fotografie
37
Vom Anwender
Differenzierung heißt das Zauberwort
Nanostrukturierung mit der 3D-Depositionslithographie ❚ Hans W.P. Koops
44
46
Jubiläum
Spurensuche in der Nanowelt: 40 Jahre Rasterelektronenmikroskopie
50
Auszeichnungen
Vierter R&D 100 Award in Folge für die Mikroskopie von Carl Zeiss
Designpreis für ZEISS Victory 32 FL
1540XB CrossBeam® zweifach ausgezeichnet
54
55
55
Aus dem Unternehmen
2
Carl Zeiss SMT AG übernimmt NaWoTec GmbH ❚ Hans W.P. Koops
Beam me up
P.A.L.M. kommt zum Unternehmensbereich Mikroskopie
56
58
59
Impressum
59
Innovation 16, Carl Zeiss AG, 2005
Editorial
Liebe Leserinnen und Leser,
Informationsquelle Bild
tauchen Sie ein in die Welt der Bilder. Bilder aus dem
Weltall. Bilder aus den Städten und dem Leben in unserer
Welt. Bilder aus der Nanowelt. Lassen Sie sich faszinieren
von Bildern, die uns nüchtern informieren aber auch
Geschichten von der Vielfalt des Lebens erzählen. Schon
Marcel Proust schrieb: „Ein Buch ist eine Art optisches Instrument, das der Autor dem Leser reicht, damit er in sich
entdecke, was er ohne Hilfe des Buches nicht entdeckt
hätte.“
Wichtige optische Entwicklungen und Erfindungen führten unter anderem auch zur Entwicklung der Fotografie.
Seit Beginn der Fotografie nutzen die Fotografen das
Bild, um dem Betrachter Geschichten zu erzählen, ihn zu
informieren und mit ihm zu kommunizieren. Bilder von
Szenen in Städten unserer Welt bieten Einblicke in Momente unseres Lebens, zeigen Organisationsstrukturen
und vermitteln Lebensgefühl.
Die Rasterelektronenmikroskopie, eine noch junge Erfindung, erschließt mit faszinierenden Bildern Details und
Strukturen aus Natur und Umwelt. Diese Mikroskoptechnik macht Strukturen in Dimensionen sichtbar, die dem
menschlichen Auge ohne optische Instrumente verborgen bleiben.
Aus den Weiten des
Universums.
Bilder aus dem Weltall, so kompliziert sie auch entstehen
mögen, vermitteln uns ein Gefühl von der unermesslichen Weite des Universums. Seit Jahrhunderten, ja Jahrtausenden ist die Menschheit fasziniert und beeindruckt
von Schauspielen am Himmel. Seit Tausenden von Jahren
versuchen die Menschen das „himmlische“ Geschehen
zu deuten und zu verstehen. Seit Hunderten von Jahren
nimmt das Wissen um das Wie und Warum zu. Zuerst
beobachtete man lediglich das Licht der Sterne, maß ihm
Gesetzmäßigkeiten zu. Dann erlaubten erste optische Instrumente sich den Gestirnen zu nähern. Man entdeckte
Monde und Ringe. Viele Erkenntnisse aus dieser Zeit
führten zum heliozentrischen Weltbild. Heute verlassen
wir unseren Planeten für die Erforschung des Universums,
für die Erforschung unserer Herkunft, und beginnen das
Universum fast „hautnah“ zu betrachten. Mit modernsten Instrumenten analysieren wir das Licht aus dem Universum und machen uns daraus ein Bild. Und je mehr wir
davon erkennen umso mehr bestaunen wir die Unfassbarkeit des Ganzen.
Raffinierte optische Techniken auf dem Gebiet der Nanostrukturierung helfen elektronische Schaltkreise für
modernste Kommunikationsmittel aufzubauen. Damit
werden beispielsweise moderne Kommunikationsmittel
schneller und verlässlicher in der Funktion und umfassender im Einsatz.
Sichtbar machen
Getreu dem Unternehmensslogan „We make it visible“
verhelfen optische Systeme von Carl Zeiss zu vielen neuen, manchmal ungeahnten Ein- und Ausblicken. Optische
Schlüsseltechnologien nutzen das Licht, um Neues zu erkennen und zu schaffen.
Viel Spaß beim Lesen wünscht Ihnen Ihr
November 2005
3
Im Fokus
Rätselhafte astrophysikalische Phänomene
Die Astrophysik gehört zu den
wenigen Disziplinen der naturwissenschaftlichen Grundlagenforschung, aus deren Forschungsergebnissen wir in einem für uns
überschaubaren Zeitraum noch
einmal fundamentale Umwälzungen unseres physikalischen Weltbilds erwarten können, die man
etwa mit den Paradigmenwechseln bei der Einführung der Quantentheorie oder der Einführung
der Einstein’schen Relativitätstheorie vor rund 100 Jahren vergleichen könnte. Exotische Objekte
wie Neutronensterne, schwarze
Löcher, Supernovaüberreste und
andere Gasnebel, aber auch ganze Sternsysteme wie Galaxien
und Galaxienhaufen stellen ein
4
einmaliges Laboratorium dar, in
dem Materie bei so extremer
Temperatur, Druck, Dichte, Magnetfeldstärke und anderen physikalischen Größen untersucht werden kann, wie dies in keinem
irdischen Labor möglich wäre.
Die Messung dieser Größen geschieht in der modernen Astrophysik mit bodengebundenen Teleskopen und Weltraumobservatorien, die zusammen das ganze
elektromagnetische Spektrum vom
Radio- bis hin zum Röntgen- und
Gammastrahlenbereich abdecken.
Ebenso wichtig wie die Lichtsammelleistung und das Auflösungsvermögen der verwendeten Teleskope sind die Fokalinstrumente,
mit denen das schwache, vom Te-
leskop gesammelte Lichtsignal in
eine direkt interpretierbare Messgröße überführt werden kann.
Direkt abbildende Kameras, Spektrographen mit geringem, mittlerem oder hohem spektralen Auflösungsvermögen, Polarimeter, Interferometer und andere Fokalinstrumente erlauben heute einen
tiefen Blick in die Entstehungsgeschichte, in die Entwicklung, und
in den physikalischen Aufbau von
teilweise noch völlig unverstandenen physikalischen Phänomenen. Der Einsatz von Hochtechnologie für die Instrumentierung
moderner Teleskope ist daher zu
einem unverzichtbaren Baustein
für die moderne astrophysikalische Forschung geworden.
3D-Spektroskopie –
ein neues Messverfahren der Astrophysik
Das Astrophysikalische Institut Potsdam (AIP), eine der ältesten Sternwarten Deutschlands, hat seit seiner
Neugründung im Jahre 1992 neben
seinen klassischen Kompetenzfeldern
wie Sternphysik, Extragalaktik und
Kosmologie den planmäßigen Aufbau von Infrastruktur für die Entwicklung moderner astronomischer Teleskope und von Fokalinstrumenten vorangetrieben. Das erste konkrete Projekt in diesem Bereich begann 1996
mit der Entwicklung von PMAS (Potsdamer Multi-Apertur Spektrophotometer), einem innovativen bildgebenden Spektrographen (Bild 1). Die neue
Technik wird häufig auch als Integralfeld-Spektroskopie oder kurz 3DSpektroskopie bezeichnet. Bild 2 vermittelt das Messprinzip: das in der
Fokalebene des Teleskops entstehende reelle Bild eines Objekts, z.B. einer
Galaxie, wird durch ein Linsenraster
abgetastet und mit seiner endlichen
Anzahl von m x n Linsenelementen in
eine diskrete Anzahl von m x n Bildelementen überführt. Das in jedes
Bildelement einfallende Licht wird
durch eine individuell zugeordnete
Faser eines Lichtleiterbündels aus der
Fokalebene ausgekoppelt und einem
mehr oder weniger weit entfernten
Faserspektrographen zugeführt.
Durch Umordnen der rechteckig
angeordneten Bildelemente zu einem
linearen Faserarray in der Eintrittsebene des Spektrographen kann auf sehr
einfache Weise eine Anpassung der
Geometrie des flächenhaften Objekts
an die lineare Struktur des Spektrographenspalts erreicht werden. Jede
Faser wird nun durch die Optik des
Spektrographen individuell als kleine
Kreisfigur auf den CCD-Detektor abgebildet, wobei infolge der Dispersion des Beugungsgitters das Faserbild bei Beleuchtung mit einem Kontinuum zu einem Lichtband auseinandergezogen wird, bzw. bei der Beleuchtung mit einem Emissionslinienspektrum in einer Anzahl diskreter
Lichtpunkte längs diese Lichtbandes
sichtbar wird (Bild 3). Auf dem Detektor entsteht nun eine Familie von
1
(m x n) Spektren, die nach Auslesen
des Bilds in den Computer mit geeigneten Softwareprogrammen zunächst extrahiert, kalibriert, und
schließlich zur Bildrekonstruktion zusammengefasst werden können. Das
Ergebnis dieser Bildrekonstruktion
wird als Datenkubus bezeichnet – daher auch der Begriff 3D-Spektroskopie (Bild 4). Je nach Sichtweise lässt
sich der Datenkubus als Stapel monochromatischer Bildaufnahmen, oder
als Bündel von in einem rechteckigen
Raster angeordneten Einzelspektren
interpretieren. Der Vorteil des Verfahrens liegt auf der Hand: 3D-Spektroskopie ist ein vollsimultanes Messverfahren, bei dem der gesamte Datensatz in einer einzigen Belichtung aufgenommen wird. Da die meisten astrophysikalisch interessanten Objekte
extrem lichtschwach sind und den
Einsatz von kostspieligen Großteleskopen erforderlich machen, gewinnt
dieser Aspekt, besonders für die interessantesten aktuellen Problemstellungen, zunehmend an Bedeutung.
2
Bild 1:
PMAS, das Potsdamer
Multiapertur Spektrophotometer am Cassegrainfokus des Carl Zeiss 3,5m
Spiegelteleskops am
Calar Alto Observatorium
in Südspanien.
Bild 2:
Prinzipieller Aufbau eines
Integralfeld-Spektrographen mit Linsenarray und
Faserkopplung.
Bild 3:
Bildausschnitt aus einer
PMAS-Kalibrationsaufnahme mit Kontinuumslicht
(durchgehende Streifen)
und Emissionslinienspektrum (aufgeprägte Punkte).
Im Ausschnitt sind zwei
Gruppen von je 16 Spektren
zu sehen, die Dispersionsrichtung verläuft von links
nach rechts.
3
5
Bild 4:
Schematische Darstellung
eines Datenkubus,
der durch Umordnen der
aus dem CCD-Bild extrahierten Spektren generiert
werden kann: als Resultat
erhält man einen Würfel
mit zwei Ortskoordinaten
und einer Wellenlängenachse. Den Kubus kann man
als Stapel von Bildaufnahmen über das im Linsenarray abgetastete Gesichtsfeld betrachten, die alle bei
unterschiedlicher Wellenlänge belichtet wurden.
Bild 5:
Schnittbild der PMAS
Spektrographenoptik
(unten: das Gesamtsystem
in der von Kollimator- und
Kameraachse aufgespannten
Dispersionsebene; oben:
Kollimatorobjektiv in einem
Schnitt senkrecht dazu).
Das Potsdamer
Multi-Apertur
Spektrophotometer
Mit der Konzeption für das erste AIPInstrumentierungsprojekt startete ein
ambitioniertes Projekt, das nichts weniger anstrebte, als den Bau des weltweit leistungsfähigsten 3D-Spektrographen im Spektralbereich vom nahen UV (350 nm) bis zum nahen IR
(1000 nm), d.h. im dem spektralen
Fenster, innerhalb dessen die Atmosphäre für bodengebundene Beobachtungen durchsichtig ist. Gleichzeitig wurde eine optimale Sensitivität
angestrebt, um das Instrument für
die Beobachtung schwächster Quellen
konkurrenzfähig zu machen. Für das
optische System konnte nur Hochleistungsoptik in Frage kommen (Anforderungen siehe Kasten). Partner für
die Entwicklung der Optik des PMAS
Faserspektrographen, der als die zentrale und wichtigste optische Baugruppe das Gesamtverhalten des Instruments dominiert, war Carl Zeiss.
Das Optikdesign des Faserspektrographen (Bild 5) entwarf Uwe Laux, Weimar. Das Startdesign beruhte auf der
Annahme von Katalogangaben wie
Brechzahl und Linsenradius. Eine dreistufige Optimierung erfolgte im Zuge
der Materialbeschaffung sowie Fertigung und Integration des Systems:
Nach der Beschaffung der von
SCHOTT gelieferten optischen Gläser
wurde mit den individuell für jeden Rohling gemessenen Schmelzenbrechzahlen eine Schmelzenrechnung
durchgeführt. Schließlich wurde nach
Herstellung und Prüfung der Einzellinsen mit den gemessenen Ist-Radien
und Dicken eine dritte Optimierung
durchgeführt, in der durch Anpassung der Schnittweiten, also eine mechanische Nachoptimierung, die kritischen Systemparameter auf optimale
Werte eingestellt wurden.
Der geplante Einsatz am Teleskop
erhöhte die Anforderungen an PMAS
nochmals. Wichtig war hierbei der
Erhalt der spezifizierten Bildstabilität
unter beliebigen geometrischen Lagen (Schwenken des Teleskops) sowie
in dem extrem weiten Temperaturbereich von - 20 ° bis + 20 ° C. Das
schließlich von Carl Zeiss hergestellte
und komplett integrierte System besteht aus einem refraktiven Kollimator- und einem refraktiven Kameraobjektiv. Profitiert hat das Projekt im
1
besonderen Maße von der Erfahrung
im Bau von Apochromaten für astronomische Refraktorobjektive, vom
Know-how in der Herstellung von
Asphären und von lithographischen
CaF2-Objektiven. Im Ergebnis wurde
1999 nach einer umfangreichen Prüfserie (Bild 6, 7) ein System ausgeliefert, das als weltweit einmalig gilt
und mit der Entwicklung von PMAS
eine kritische Komponente mit exzellenten Leistungsdaten zur Verfügung
stellt.
Einsatz am Calar Alto
Observatorium
Im Mai 2001 wurde PMAS am 3,5 m
Teleskop am Calar Alto Observatorium erstmals zum Einsatz gebracht
(Bild 8). Dieses vor 30 Jahren von Carl
Zeiss entwickelte Teleskop verkörpert
noch heute einen bedeutsamen technologischen Entwicklungsschritt insofern, als hier zum ersten Mal die von
Schott eigens für die Astronomie entwickelte Glaskeramik ZERODUR zum
Einsatz gekommen ist – ein Paradebeispiel für einen erfolgreichen Technologietransfer aus der Grundlagenforschung.
3456789
2
17
18
4
6
16
15
14
13
12
11
10
5
special
Seit Herbst 2002 wird PMAS im Rahmen eines Nutzungsvertrags zwischen
dem Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg und dem Astrophysikalischen Institut Potsdam den
deutschen und spanischen Astronomen als allgemein zugängliches Nutzerinstrument angeboten. Nach einer
dreijährigen Laufzeit hat sich PMAS
als das am zweitstärksten nachgefragte Fokalinstrument am 3,5 m Teleskop etabliert und hat in mehr als
150 Nächten im Rahmen von insgesamt 45 Beobachtungskampagnen
seine Zuverlässigkeit nachgewiesen.
Das Instrument wird für eine Vielzahl
von wissenschaftlichen Fragestellungen eingesetzt, z.B. die Beobachtung
von Jets bei jungen Sternen, die Umgebung heißer, leuchtkräftiger Sterne, galaktische planetarische Nebel,
stellare Populationen in nahegelegenen Galaxien, Kinematik in hochrotverschobenen Galaxien, aktive Galaxienkerne, Gravitationslinsen…
Anforderungen
der PMAS
Spektrographenoptik
Martin Matthias Roth,
Astrophysikalisches Institut Potsdam
http://www.aip.de
Nominaltemperatur 20 °C
Betriebstemperaturbereich
-10 … +20 °C
Lagerung -25 … +50 °C
Luftfeuchte bis 95 % relative
Luftfeuchte
Stoßfestigkeit: bis 10 g,
dynamisch: bis 2 g
(0.5-100 Hz)
Orientierung: Nominalbetrieb
bei jeder Orientierung
Nominalwellenlängenbereich:
350-900 nm
Bildgüte: Bilddurchmesser
typ. 15µ für 80% Energiekonzentration
Antireflexschichten: Breitbandentspiegelt 350-900 nm,
im Mittel max. 1% Restreflex
Thermisch kompensierte
mechanische Fassungen
Fügetechnologie: spannungsfrei
durch Ölimmersion
7
Bild 6:
Kollimatorobjektiv beim
Abnahmetest im Werk in
Jena.
Bild 7:
Gesamtsystem beim
Abnahmetest zur Verifikation der Bildortstabilität
unter wechselnder
Orientierung.
Bild 8:
Gesamtansicht des Carl
Zeiss 3,5 m Spiegelteleskops
mit PMAS im Cassegrainfokus.
6
8
7
Dunkle Materie in Spiralgalaxien
Eine der interessantesten und aktuellsten Fragestellungen in der
Astrophysik ist das Rätsel der
Dunklen Materie. Beobachtungsbefunde zeigen, dass etwa 90%
der Materie im Kosmos als sogenannte Dunkle Materie vorliegen.
Diese Hauptkomponente des Universums leuchtet zwar nicht und
ist daher einer direkten Beobachtung nicht zugänglich. Sie kann
aber indirekt erschlossen werden,
z.B. durch die Beobachtung von
Rotationskurven ferner Galaxien.
Theoretische Astrophysiker am AIP
entwickeln mit Hilfe modernster
Supercomputer numerische Simulationsrechnungen zur Strukturbildung im Universum, die ganz
wesentlich auf dem Vorhanden-
sein von Dunkler Materie aufbauen. Auf der Beobachtungsseite
hat das PMAS-Team in Zusammenarbeit mit M. Verheijen, Groningen, und M. Bershady, Wisconsin, Messungen in Angriff genommen, aus denen die Verteilung
der Dunklen Materie in und um
einzelne Galaxien ermittelt werden soll. Im Fokus der Untersuchungen stehen die nahegelegenen, sogenannten „face-on“ Spiralgalaxien, deren Scheibe in senkrechter Draufsicht vollständig
sichtbar ist. Bei diesen gut sichtbaren Objekten soll untersucht
werden, wie genau die Dunkle
Materie innerhalb der Scheibe bis
hinaus in den die Galaxie umgebenden Halo verteilt ist.
Bild 1:
Die PPAK Faserbündel-IFU.
Bild 2:
Das PPAK-Faserbündel mit
sechs kleinen Hilfsbündeln
zur Messung der Helligkeit
des Himmelshintergrunds.
Bild 3:
Aus einer PPAK-Aufnahme
rekonstruiertes Bild der
Spiralgalaxie UGC463
(rechts) im Vergleich zu
einer direkt gewonnenen
Bildaufnahme mit dem
Palomar Schmidt Teleskop
(links). PMAS besitzt mit
der PPAK-IFU gegenwärtig
das weltweit größte
Gesichtsfeld unter allen
3D-Spektrographen.
1
2
8
Die Anwesenheit Dunkler Materie
macht sich durch ihre Gravitationswirkung auf das dynamische Verhalten der etwa hundert Milliarden Sterne, die auf ihren Umlaufbahnen um
das Zentrum der Galaxie kreisen, bemerkbar. Mit Hilfe der Spektroskopie
des Sternenlichtes und der Verwendung des Dopplereffekts kann die
Kinematik einer Galaxie vermessen
werden. Die meisten Galaxien außerhalb der Milchstraße sind allerdings
so weit von uns entfernt, dass die
Sterne nicht mehr einzeln aufgelöst
werden können, sondern zu einer diffus leuchtenden Lichtverteilung verschwimmen.
Spektroskopie
ausgedehnter
Flächenquellen
Zur Spektroskopie ausgedehnter Flächenquellen scheint die 3D-Spektroskopie in idealer Weise geeignet. Sie
bietet gegenüber herkömmlichen Methoden zwei erhebliche Vorteile: Erstens können mehrere hundert Spektren in einem zweidimensionalen Gesichtsfeld gleichzeitig aufgenommen
werden. Es entfällt somit bei ausgedehnten Objekten, wie den zu untersuchenden „face-on“ Galaxien, die
Notwendigkeit einer zeitraubenden
und kostspieligen sequentiellen Abtastung (scannen). Jeder Bildpunkt
des beobachteten zweidimensionalen Gesichtsfeldes liefert ein eigenes
Spektrum, d.h. das Licht jedes einzelnen Punkts der Galaxie wird nach
Wellenlängen zerlegt. Auf diesem
Weg wird die spektrale Information
unmittelbar in Abhängigkeit von ihrer
räumlichen Verteilung aufgezeichnet,
was für die Vermessung der Dunklen
Materie von zentraler Bedeutung ist.
Zweitens ist es möglich, mit Methoden der digitalen Bildverarbeitung
auch geringste Flächenhelligkeiten
am Rand der Galaxien noch auszuwerten. Bisher waren selbst die weltweit größten Teleskope mit den empfindlichsten Instrumenten nicht imstande, dieses Beobachtungsproblem
special
Instrumente für astronomische
Beobachtung und Berechnungen
UGC 463
PPak reconstruction
Dec. (2000)
Dec. (2000)
POSS-II
21’
40’’
14°, 20’, 20’’
Astrolabium
21’
Das Astrolabium ist ein Messgerät zur Winkelmessung
am Himmel.
40’’
Armillarsphäre
14°, 20’, 20’’
20’
20’
34 9 0 h,43 m,32 9
30 9
R.A. (2000)
34 9
0 h,43 m,32 9
30 9
R.A. (2000)
3
Eine Armillarsphäre (lateinisch armillaris – Reifen/Ring
und sphaera – Kugel) ist ein astronomisches Gerät.
Es dient entweder der Messung von Koordinaten am
Himmel oder der Darstellung der Bewegung von
Himmelskörpern.
Mauerquadrant
zu lösen. Die hohe Empfindlichkeit
von PMAS und der Einsatz von 3DSpektroskopie versprachen einen beobachtungstechnischen Durchbruch
bei diesem Problem.
Innovatives Upgrade
von PMAS
Allerdings war das Gesichtsfeld des
Instruments ursprünglich für die
Untersuchung kleinskaliger Phänomene optimiert worden und daher zu
klein, um Galaxien zur Gänze in einer
einzigen Belichtung zu erfassen. Aus
diesem Grund wurde PMAS um eine
technische Innovation erweitert, die
in der Lage ist, das für die ausgedehnten Scheibengalaxien erforderliche Gesichtsfeld abzudecken. In der
Rekordzeit von nur knapp einem halben Jahr wurde am AIP eine neue Integral-Field-Unit (IFU) entwickelt, die
aus einem neuen, vergrößerten Glasfaserbündel und einer vorgeschalteten Linsenoptik besteht: PPAK (Pmas
fiber PacK, Bild 1). Diese Einheit ist in
2004 in Betrieb gegangen. PPAK besteht aus 331 dicht gepackten optischen Glasfasern, von denen jede
Einzelne einen Bildpunkt mit einem
Durchmesser von 2,7 Bogensekunden
am Himmel beobachtet. Zusätzlich
wird mit sechs seperaten Glasfaserbündeln die Hintergrundstrahlung des
Nachthimmels gemessen. 15 weitere
Fasern dienen zur Wellenlängenkalibrierung der wissenschaftlichen Daten. Insbesondere die mikroskopische
Anordnung von 400 Fasern auf engstem Raum, einem Sechseck der Ausmaße 5 x 5 mm, stellte für die Entwickler am AIP eine substantielle technische Herausforderung dar (Bild 2).
Mit einem Blickfeld von 74 x 65 Bogensekunden – das entspricht in etwa zwei Promille der Vollmondfläche – ist PPAK der weltweit größte
3D-Spektrograph, der zusammenhängend ausgedehnte Objekte im Universum abtasten kann.
Die erste mit der neuen PPAK-IFU
gewonnene wissenschaftliche Aufnahme (Bild 3) zeigt die Galaxie mit
der Katalogbezeichnung UGC463
(rechts) in hervorragender Übereinstimmung mit einer direkten Bildaufnahme, die zu Vergleichszwecken
dem Palomar Bildatlas (POSS) entnommen wurde.
http://www.aip.de
Das historisch astronomische Instrument (Mauer)
quadrant ermöglicht die Ermittlung von Höhen und
Positionen der Gestirne. Er besteht aus einem Viertelkreis mit Gradeinteilung, einer Ablesevorrichtung,
einem Visier und einem Senklot. Das zu bestimmende
Gestirn wurde über Kimme und Korn anvisiert.
Die Stellung des herabhängenden Lotes am Viertelkreis gab den Höhenwinkel an.
Jakobsstab
Der Jakobsstab (lateinisch baculus jacob) oder Gradstock
ist ein früheres astronomisches Instrument zur Winkelmessung: Er wurde vor allem in der Seefahrt verwendet
und gilt als der funktionelle Vorläufer des Sextanten.
Wasseruhr
Wasseruhren waren über Jahrtausende hinweg
Apparate zur Zeitmessung mit dem Vorteil der Unabhängigkeit von Tageszeit und Witterung gegenüber
den Sonnenuhren.
Sonnenuhr
Die Sonnenuhr nutzt als astronomisches Gerät den
Stand der Sonne am Himmel zu einer genäherten
Zeitangabe.
Ringsonnenuhr
Die Ringsonnenuhr ist eine tragbare Sonnenuhr mit
einer Genauigkeit von fünf Minuten.
9
Schwarzes Loch – Holmberg II Galaxie
Bild 1 (großes Bild):
Die Zwerggalaxie Holmberg
II (Palomar Bildaufnahme).
Bild 2:
Positionskarten der
Röntgendetektionen von
Ho II-X1 als Overlay über
einer Bildaufnahme im
optischen Spektralbereich
(Falschfarbendarstellung).
Der mit PMAS gelungene
Nachweis des hochangeregten Nebels um das Schwarze
Loch ist als schwarzer Kreis
markiert.
Galaxien sind Ansammlungen von
Sternensystemen außerhalb der
Milchstraße. Galaxien treten vor
allem in zwei Arten auf. Elliptische
Galaxien weisen eine homogene,
triaxiale Struktur auf und haben
eine einheitliche Sternpopulation.
Spiralgalaxien zeigen eine Spiralstruktur sowie eine differentielle
Rotation. Dabei sind die Spiralarme die Zentren der Sternentstehung. Die uns nächstgelegene
Galaxie ist der Andromeda-Nebel
(M 31, NGC 224), eine Spiralgalaxie
vom Typ Sb im Sternbild Andromeda. Galaxien sind durch große,
weitgehend leere Zwischenräume
voneinander getrennt. Grob geschätzt, kann man mit heutiger
Technik von der Erde aus über 50
Milliarden Galaxien theoretisch beobachten. Die Anzahl der Sterne
in einer durchschnittlichen Galaxie wird mit etwa 100 Milliarden
angenommen.
2
10
naten so ausgerichtet werden, dass
die hochangeregte Helium II Emissionslinie bei 468,6 nm als Indikator
am Rand des Gesichtsfelds zum Vorschein kam. Eine Auswertung der
Ausdehnung des Objekts sowie seiner kinematischen Eigenschaften zusammen mit den Daten aus der Röntgenbeobachtung haben in der Tat
gezeigt, dass es sich bei Ho II–X1
höchstwahrscheinlich um ein Schwarzes Loch im intermediären Massebereich handelt. Die Ergebnisse der
internationalen Forschergruppe um
Lehmann (Max-Planck-Institut für
Extraterrestrische Physik, Garching) in
Zusammenarbeit mit dem PMASTeam (AIP) wurden im März 2005 als
Titelstory der renommierten Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.
Bild 3a: Oben: Monochromatische
Bilder bei verschiedenen wichtigen
Wellenlängen, die aus dem Datenkubus einer PMAS-Aufnahme extrahiert
wurden. Unten: Geschwindigkeitsfeld
(Falschfarbenkarte) und Halbwertsbreite der Emissionslinien von Wasserstoff bei 486,1 nm (H-beta), bzw.
Sauerstoff bei 500,7 nm ( [O III] ). Am
linken unteren Bildrand markiert ein
roter Kreis die Stelle, bei der die
HE II
4
f (1E-15)
H-beta
5
hochangeregte Heliumemissionslinie
nachgewiesen werden konnte.
Bild 3b: Das Spektrum, das durch
Aufaddieren aus dem roten Kreis
(Bild 3a) erzeugt wurde. Die schwache Emissionslinie bei He II (einfach
ionisiertes Helium) zeigt an, dass sich
in diesem Bereich eine kompakte, extrem heiße Quelle befindet. In anderen Regionen ist diese Linie nicht
nachweisbar.
Bild 3c: Eine tatsächlich beobachtete Gravitationslinse, bei der kein
Schwarzes Loch, sondern eine lichtschwache Vordergrundgalaxie (schwacher roter Fleck im Zentrum) das Licht
eines weit entfernten, hellen Quasars hinter der Vordergrundgalaxie in
4 Komponenten aufspaltet (PMASBeobachtung). Quasare sind enorm
lichtstarke, aktive Galaxienkerne, bei
denen Akkretion auf ein supermassereiches Schwarzes Loch eine Leuchtkraft entfaltet, die die Gesamthelligkeit der Galaxie bei weitem überstrahlt.
http://www.aip.de
[0 III]
[0 III]
Das hellste Objekt in der Klasse ultraleuchtkräftiger Röntgenquellen (ULX)
in der lokalen Gruppe, d.h. in der Ansammlung von Galaxien in nächster
Nachbarschaft zu unserer Milchstraße, befindet sich in der Zwerggalaxie
Holmberg II in einer Entfernung von
rund 10 Millionen Lichtjahren (Bild 1).
Neben der Untersuchung im Röntgenbereich ist das Auffinden von Emission im optischen Spektralbereich von
höchstem Interesse, da man hofft,
aus der Spektralanalyse Rückschlüsse
auf die Natur der Akkretion und die
Masse des Objekts ziehen zu können.
Im Rahmen des PMAS Science Verification Runs am Calar Alto 3,5 m Teleskop wurde Ho II-X1 beobachtet
und in der Tat die extrem schwache
Signatur eines hochangeregten Gasnebels am Ort der Röntgenquelle
nachgewiesen (Bild 2). Frühere Beobachtungen mit einem Langspaltspektrographen waren erfolglos geblieben, weil die unsichere Positionsangabe aus den Röntgendaten die
Wahrscheinlichkeit eines zufälligen
„Treffers“ beim Ausrichten des Teleskops minimal gemacht hatte. Das
8 x 8 Bogensekunden2 große PMASGesichtsfeld hingegen konnte ohne
Vorurteil über die vermuteten Koordi-
3
2
1
0
4600
3a
4800
(Å)
5000
3b
3c
11
Schwarze Löcher
Schwarze Löcher wurden als mathematische Singularität im Rahmen der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein vorausgesagt. Einstein selbst soll
aber an die reale Existenz solcher
Objekte nie geglaubt haben. Es
war der damalige Direktor des
Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, Karl Schwarzschild,
der während des Ersten Weltkriegs im Jahre 1916 eine Lösung
der Einstein’schen Feldgleichungen für den Fall einer in einem
Punkt ohne Ausdehnung vereinigten Masse angeben konnte: ein
so genanntes Schwarzes Loch.
12
Durch populärwissenschaftliches Interesse und die Science Fiction Literatur ist die von Schwarzschild vorhergesagte Eigenschaft eines Ereignishorizonts, jenseits dessen keinerlei Materie oder Strahlung aus dem Gravitationspotential eines Schwarzen Lochs
entfliehen kann, einem größeren Publikum bekannt geworden. Die Existenz von Schwarzen Löchern gilt
heute durch zahlreiche astrophysikalische Messungen als gesichert. Obwohl per definitionem ein solches
Objekt nicht „zu sehen“ ist, kann aus
der Wirkung eines Schwarzen Lochs
auf seine Umgebung auf seine
Existenz geschlossen werden, so etwas aus der beobachteten Orbitalbewegung von Sternen in der unmittelbaren Nachbarschaft der Singularität.
Schwarze Löcher machen in spektakulärer Weise durch den Einfall von
Masse (Akkretion) auf sich aufmerksam, der zur Ausbildung einer Akkretionsscheibe führt, innerhalb derer die
Materie in einer Spirale unaufhaltsam
in Richtung des Ereignishorizontes fällt
und sich dabei zu extremen Temperaturen aufheizt. Die damit verbundene
Energieabstrahlung des Millionen Kelvin heißen Plasmas wird besonders
intensiv im Röntgenbereich sichtbar.
Besonders aus der Beobachtung mit
dem ROSAT Weltraumteleskop wissen Astronomen, dass der Kosmos
voll von supermassereichen Schwarzen Löchern ist, die im Zentrum von
Galaxien sitzen. Man glaubt heute,
dass praktisch jede Galaxie von der
Größe unserer Milchstraße in ihrem
Zentrum ein Schwarzes Loch beherbergt, typischerweise mit einer Masse
von etlichen Millionen Sonnenmassen. Aufgrund von ROSAT Beobachtungen kennen wir auch sog. ultraleuchtkräftige Röntgenquellen (ULX),
die eine millionenfach größere Röntgenleuchtkraft als die Gesamtleuchtkraft der Sonne besitzen. Diese finden sich allerdings nicht im dynamischen Zentrum von Galaxien, sondern überwiegend in Regionen mit
andauernder Sternentstehung oder
relativ jungen Sternen. Man glaubt,
dass es sich im Unterschied zu supermassereichen Schwarzen Löchern,
die ihre enorme Masse durch Akkretion angesammelt haben, um
Schwarze Löcher in einem mittleren
Massenbereich von bis zu ≈100 Sonnenmassen handelt. Bisher sind erst
wenige Kandidaten bekannt.
http://www.aip.de
N
Spanish
1.5 m-Telescope
2100
20
10
214
0
215
0
SchmidtTelescope
21
2120
213
0
60
1.23 mTelescope
2.2 m-Telescope
Institute
Powerplant
ServiceBuilding
eria
to Alm
2160
2140
3.5 m-Telescope
21
50
0
2
21
Hotel
0
0
21
0
212
100
200
300 m
0
211
0
Calar-Alto-Observatorium
Bild 1:
Kuppelgebäude des
3,5 Meter Teleskops.
Bild 2:
3,5 Meter Teleskop.
Das Deutsch-Spanisch Astronomische Zentrum/Centro Astronómico
Hispano-Alemán (DSAZ/CAHA) ist
eine Sternwarte auf dem 2168 m
hohen Calar Alto in der Sierra de
los Filabres im südlichen Teil Spaniens.
König Juan Carlos I. von Spanien eröffnete 1979 im September das Calar-Alto-Observatorium. Die Teleskope
(1,23 m, 2,2 m und 3,5 m) standen
in den vergangenen 25 Jahren überwiegend deutschen und spanischen
Astronomen zur Verfügung. Seit dem
1. Januar 2005 wird das Calar-AltoObservatorium gemeinsam von der
Max-Planck-Gesellschaft und dem spanischen Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) mit je 50%
Anteil betrieben.
Am 3,5 m Teleskop ist PMAS (Potsdam MultiAperture Spektrophotometer) des Astrophysikalischen Instituts
Potsdam installiert.
www.mpia.de/Public/
13
20
90
Appartments
21
00
10
21
21
20
21
40
Dormitories
Berühmte As
Anaximander (etwa 611-546 v. Chr.)
entwarf als erster unter allen Menschen
eine rein physikalische Kosmogonie:
eine Entstehungsgeschichte, die sich ausschließlich auf Beobachtung und rein
rationales Denken begründet. Er ist auch
der erste, der unsere Welt als Kosmos,
als planvoll geordnetes Ganzes, sieht.
Anaximander entwirft als erster eine Erdkarte. Die Konstruktion einer ersten
Sphäre, eines Himmelsglobus, wird ihm
zugeschrieben.
Himmelsbeobachtung
Schon lange richtete sich die Aufmerksamkeit der Menschen auf
den Himmel. Begonnen hat es
mit visuellen Beobachtungen des
Nachthimmels und der Beschreibung des Laufs der Sonne und
der Sterne. Systematisch beobachten Menschen den Himmel
seit dem dritten Jahrtausend vor
Christus. Die Astronomie gilt deshalb als die älteste Naturwissenschaft. Viele der astronomischen
Beobachtungen sind aus astrologischen Interessen entstanden. In
fast allen Kulturen wird mit dem
Himmel und seinen Zeichen etwas
Höheres oder gar Göttliches verbunden. Die Gleichsetzung von
Astronomie und Astrologie in der
14
Antike lässt sich aus den Sternbildbezeichnungen der nördlichen
Hemisphäre und aus dem Begriff
Milchstraße schließen: sie sind
vielfach aus der griechischen Mythologie oder Geschichte abgeleitet. Und schon früh waren die
Sterne wichtige Orientierungspunkte für die Seefahrt und die
Einteilung des Jahres mittels Kalender. Wann die Geschichte der
Astronomie wirklich begonnen
hat, ist heute nicht mehr eindeutig zu bestimmen. Viele der in der
Antike existierenden Dokumente
sind durch die mehrmalige Zerstörung der Bibliothek von Alexandria unwiederbringlich verloren
gegangen.
tronomen
Aristarchos von Samos (ca. 310-230 v. Chr)
zählt zu den ersten Vertretern des heliozentrischen Weltbilds. Bei der Untersuchung der wechselseitigen Beziehung von
Sonne und Erde halfen ihm die Vorstellungen Epikurs und Demokrits über die
Unendlichkeit der Welt. Ihm drängte sich
die Überzeugung auf, die Erde bewege
sich um die Sonne. Und er brach deshalb
mit der Ansicht, die Erde befinde sich im
Mittelpunkt der Welt. Jahrhunderte später
wurden seine Ideen wieder aufgegriffen.
Die stetigen Verbesserungen der Beobachtungsgeräte ermöglichten den
Astronomen immer weitreichendere
Erkenntnisse zu gewinnen. Den Entdeckern erschloss sich immer neues
Wissen in den Forschungsschwerpunkten wie Planeten unseres Sonnensystems, entfernte Galaxien, andere Himmelskörper, die das Universum bestimmenden physikalischen
Gesetze, die Entwicklung einzelner
Sterne sowie des gesamten Universums. Seit etwa 400 Jahren gibt es
das Fernrohr. Für astronomische Beobachtungen wurde es unter anderem von Galileo Galilei verwendet.
Großen Fortschritt für die astronomische Forschung brachte das 19. Jahrhundert durch die Einbindung von
Fotografie und Spektroskopie. Ab Mitte des 20. Jahrhunderts kommt die
unbemannte und bemannte Raumfahrt als Mittel zur Beobachtung und
Forschung hinzu. Heute wird mit den
verschiedensten physikalischen Messtechniken jede Form von elektromagnetischer und Teilchenstrahlung, die
aus dem Weltall kommt, beobachtet:
Die Astrophysik liefert die physikalischen Grundlagen für die Erforschung
von Himmelserscheinungen.
Ptolemäus, griech. Klaudios Ptolemaios,
lateinisch Claudius Ptolomaeus (87-150)
Abu ‘r-Raihan Muhammad ibn Ahmad
al-Biruni (973-1048)
wirkte vermutlich in Alexandria. Er schrieb
die Mathematike Syntaxis sowie später die
Megiste Syntaxis, die heute Almagest genannte Abhandlung zur Mathematik und
Astronomie: Im Mittelalter das Standardwerk der Astronomie. Es enthielt neben
einem Sternenkatalog auch das von Hipparchos von Nicäa vorgeschlagene geozentrische Weltbild, auch als Ptolemäisches
Weltbild bezeichnet.
stellte als erster einen Erdglobus her.
Er arbeitete auch als Übersetzer und
übersetzte zahlreiche arabische und
griechische Werke ins Sanskrit, darunter
die Elemente des Euklid. 1023 ermittelte
er mit einem von ihm erfundenen
Messverfahren den Radius der Erdkugel:
6.339,6 km (Der Äquator-Radius
beträgt tatsächlich 6378,1 Kilometer).
Frühzeitliche
Beobachtungen
Quellen gibt es Berichte über Mondund Sonnenfinsternisse. Auch die
Mayavölker Mittelamerikas scheinen
schon im vierten Jahrtausend vor
Christus regelmäßige Himmelsbeobachtungen durchgeführt zu haben:
Die Auslegung einer alten Mayahandschrift – der sogenannte Dresdener Kodex – weist auf die Beobachtung einer totalen Mondfinsternis am 15. Februar des Jahres 3379
vor Christus hin.
Die regelmäßigen Bewegungen
der Sterne wurde schon von den
Ägyptern beobachtet. Die Umwelt –
der Nil, der Kreislauf von Leben und
Wiedergeburt, die Luft und das Wasser – sowie das Weltbild gingen auf
den Glauben an die Götter zurück.
Anhand der aufgezeichneten astronomischen und geographischen Naturereignisse wie zum Beispiel die
wiederkehrenden Überschwemmungen durch den Nil, wurde bereits früh
in der ägyptischen Geschichte ein
Jahreskalender entwickelt.
Aus verschiedenen Darstellungen
in ägyptischen Gräbern geht hervor,
dass die alten Ägypter bereits fünf
der Planeten unseres Sonnensystems
kannten.
Schon zur Bronzezeit hat es vorzeitliche astronomische Beobachtungen,
auf jeden Fall einfache Himmelsbeobachtungen gegeben. Das kann unter
anderem durch die Himmelsscheibe
von Nebra, aber auch durch die
bronzezeitlichen Megalithbauten wie
zum Beispiel die mehrere konzentrische Steinkreise umfassende Anlage
von Stonehenge belegt werden. Die
ältesten Spuren in Stonehenge reichten bis 3100 vor Christus zurück. Die
Steine sind nach den Positionen der
Sonnenwende und Tagundnachtgleiche angeordnet. Aus diesem Grunde
wird häufig angenommen, dass Stonehenge ein vorzeitliches Observatorium
darstellt.
Die ältesten astronomischen Beobachtungen findet man in Schriften
und Dokumentationen der Kulturvölker des Nahen und des Fernen Ostens. Aus dem dritten Jahrtausend
vor Christus existieren Aufzeichnungen aus China über Sonnenfinsternisse. Ähnlich weit reichen Berichte
aus dem indischen und babylonischen Kulturkreis. Aus babylonischen
15
Berühmte Astronomen
Mohammed ben Geber ben Senan Abu
Abdallah al Batani, latinisiert Albategnius oder Albatanius (etwa 850-929)
gilt als einer der größten arabischen Astronomen. Seine astronomischen Tafeln
wurden 1537 unter dem Titel Scientia
Stallarum in Nürnberg gedruckt. Er berechnete die Länge des Sonnenjahrs auf
365 Tage 5 Stunden 46 Minuten 24 Sekunden und unterwarf die Exzentrizität
der Sonnenbahn.
Das geozentrische
Weltbild der Antike
Die größte Anzahl antiker astronomischer Kenntnisse stammen von griechischen Gelehrten. Die Pythagoreer
beschreiben schon im sechsten Jahrhundert vor Christus die Kugelgestalt
der Erde. Neben den großen Philosophen wie Sokrates, Aristoteles oder
Platon interessierten sich auch andere, uns weniger bekannte Personen
wie Aristarch von Samos und Eratosthenes für den Verlauf und den Aufbau der Gestirne. Aufbauend auf
Vorarbeiten von Hipparch von Nikaia
(196-125 v. Chr.) wird das lange gültige geozentrische Weltbild dem griechischen Mathematiker, Geograf und
16
Nikolaus Kopernikus (1473-1543)
Galileo Galilei (1564-1642)
begründete mit seinen Entdeckungen ein
neues, nachmittelalterliches Weltbild.
Seine Theorien von der Bewegung der
Planeten auf Kreisbahnen um die Sonne
machten ihn zu einem der bedeutendsten
europäischen Astronomen. Meilenstein
der Astronomie ist seine 1543 in Nürnberg
gedruckte De Revolutionibus Orbium
Coelestium (Von den Umdrehungen der
Himmelskörper).
1604 beobachtete er eine Nova im Sternbild des Schützen. Im Jahre 1609 führte
Galilei einigen Kirchenvertretern aus
Venedig einen Nachbau eines ursprünglich
vom Holländer Lippershey erfundenen
Fernrohres vor. Wegen seiner Überlegungen bezüglich des Verhältnisses zwischen
den Worten der Bibel und der Lehre
des Kopernikus wurde Galilei 1616 erstmals vor das Heilige Offizium, der obersten Inquisitionsbehörde in Rom zitiert.
Astronom Klaudios Ptolemaios zugeschrieben. Es sieht die Erde als Mittelpunkt des Universums an. Sieben Gestirne – Merkur, Venus, Mars, Jupiter
und Saturn sowie Sonne und Mond –
umkreisen sie. Die Anzahl und Position aller anderen Sterne am Himmel
wurde fest geschrieben, woraus sich
der Begriff Fixstern herleitet.
über Jahrhunderte hinweg nicht durchsetzen. Vor allem philosophisch-religiöse Gründe wie das von Sokrates,
Platon und Aristoteles gezeichnete
Bild der Einzigartigkeit der Erde sowie
der Menschen im Zentrum der Welt
unterstützten den geozentrischen Aspekt.
Arabische Gelehrte komplettierten
vom achten bis zum dreizehnten
Jahrhundert astronomische Berechnungsformeln. Peurbach (1423-1461)
und sein Schreiber Johannes Müller,
genannt Regiomontanus, (1436-1476)
sammelten neue Planetenbeobachtungen und verbesserten das System
des Ptolemäus. Nikolaus Kopernikus
versuchte wie andere Gelehrte vor
ihm die Mängel des ptolemäischen
Weltbilds zu beheben. Er rechnete
die Erde zu den Planeten und stellte
die Sonne in die Mitte des Systems.
Die Planeten bewegen sich dabei auf
Kreisbahnen um die Sonne. Die Entdeckung eines „neuen“, stark leuchtenden Gestirns (Supernova) im Sternbild Cassiopeia erschütterte 1572 die
Welt: Die These von den unveränderlichen Fixsternen im geozentrischen
Weltbild wurde erstmals widerlegt.
Der dänische Astronom Tycho Brahe
Auf dem Weg zum
Sonnensystem
Früh schon griffen Astronomen die
Hinweise und Ideen zu einem heliozentrischen Universum auf. Aber sie
konnten sich gegen das geozentrische Weltbild, das mit der Aristotelischen Philosophie im Einklang stand,
special
Johannes Kepler (1571-1630)
Ägyptischer Kalender
gilt als wissenschaftliches Multitalent.
Er wirkte als Naturphilosoph, Mathematiker, Astronom, Astrologe und Optiker.
Er entdeckte die Gesetze der Planetenbewegung, die Keplersche Gesetze genannt
werden. In der Mathematik wurde die approximative Berechnung von numerischen
Integralen nach ihm Keplersche Fassregel
benannt. Mit dem 1611 erschienenen Werk
Dioptrice legte Kepler die Grundlagen für
die gesamte Optik als Wissenschaft.
(1546-1601) versuchte aufgrund seiner Beobachtung einen Kompromiss
zwischen geo- und heliozentrischem
Weltbild herzustellen. Brahes Schüler
und Assistent Johannes Kepler vollendete nach dessen Tod das Werk.
Noch heute gilt die Keplersche Bahnmechanik bei der die Planeten auf elliptischen Bahnen um die Sonne kreisen. Der Dominikanermönch Giordano
Bruno (1548-1600) erklärte das Weltall für unendlich und die Sonne sei
der Mittelpunkt unserer Welt: Er behauptete sogar, es gäbe unendlich
viele Welten, die jede ihre eigene Sonne hätten. Galileo Galilei baute das
Fernrohr von Lippershey nach und
nutzte dieses wahrscheinlich als erster
für Himmelsbeobachtungen. Er entdeckte die Mondgebirge, die vier Jupitermonde, gleichzeitig mit anderen
Forschern die Sonnenflecken, den Ring
des Saturns sowie den Phasenwechsel der Venus. Galilei setzte sich leidenschaftlich für die kopernikanische
Lehre ein. 1616 wurde er deshalb vor
die Inquisition geladen und ermahnt,
die „falsche“ Lehre des Kopernikus
nicht weiter zu verbreiten. 1633 muss
er endgültig der kopernikanischen
Lehre abschwören.
Wahrscheinlich im 29. Jahrhundert v. Chr. wurde der
ägyptische Kalender erfunden: Er besteht aus drei
Jahreszeiten, die jeweils vier Monate zu je 30 Tagen
aufweisen. Hinzu kommen noch 5 zusätzliche Tage,
die Epagomenen, die für die Geburtstage der Götter
Osiris, Horus, Seth, Isis und Nephthys stehen.
Insgesamt hat der Kalender damit 365 Tage.
Früheste astronomische Darstellung: nördlicher und
südlicher Sternenhimmel im Grab des Senen-mut.
Die südliche – obere – Hälfte zeigt eine Liste der
Dekangestirne sowie dazu gehörende Sternbilder
des Südhimmels, des Orion und der Sothis (Sopdet).
Ferner finden sich die Planeten Jupiter, Saturn,
Merkur und Venus, zum Teil als Götter, die in Barken
über den Himmel fahren.
Die nördliche – untere – Hälfte zeigt Sternbilder des
Nordhimmels mit dem Großen Bären in der Mitte.
Die übrigen Sternbilder ließen sich nicht identifizieren.
Rechts und links davon stehen 8 bzw. 4 Kreise, unter
denen jeweils eine Reihe von Göttern, die Sonnenscheiben tragen, zur Bildmitte hin schreiten.
Die Inschriften der Kreise bezeichnen die ursprünglichen Monatsfeste im Mondkalender, die der Götter
die ursprünglichen Tage des Mondmonats.
17
Jüngere Geschichte
der Astronomie
Der schottische Mathematiker James
Gregory (1638-1675) entwickelte 1661
das nach ihm benannte Spiegelteleskop. 1671 bestimmt Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) aus Pendelmessungen die Abplattung der Erde.
Mit einem 11-14 Meter langen Luftfernrohr entdeckt er vier Saturnmonde und die nach ihm benannte Teilung des Saturnrings. 1675 wird das
berühmte Observatorium zu Greenwich gegründet. Christiaan Huygens
(1629-1695) baut ein Luftfernrohr mit
einer Brennweite von 3,3 Metern und
erkennt 1684 damit die wahre Gestalt von Saturn und seinem Ring.
Und er entdeckt damit den Saturnmond Titan. 1687 erscheint Sir Isaac
Newtons (1643 bis 1727) Hauptwerk
„Philosophiae naturalis principia mathematica“, das unter anderem das
Gravitationsgesetz enthält. Gottfried
Wilhelm Leibniz (1646-1716) erreichte mit Hilfe der Kurfürstin Sophie
Charlotte im Jahre 1700 die Gründung der Berliner Sternwarte. Gut
ein halbes Jahrhundert später baute
William Herschel (1738-1822) die größten Teleskope seiner Zeit und wurde
vor allem durch die Entdeckung des
Uranus, 1781, bekannt. Als einer der
ersten Astronomen versuchte er, die
Struktur der Milchstraße zu ergründen. Karl Friedrich Gauß (1777-1855)
veröffentlicht 1809 in seinem Werk
„Theoria motus corporum coelestium“
18
seine klassische Methode zur Berechnung von Planetenbahnen. 1857 gelingen die ersten fotografischen Aufnahmen von Sternen. Der Heidelberger Astronom Maximilian Franz
Joseph Cornelius Wolf (1863-1932)
erzielte die ersten fotografischen
Himmelsaufnahmen für Sternkarten.
Mit einem Interferometer misst 1890
der amerikanische Physiker Albert
Abraham Michelson (1852-1931) auf
dem Mount Wilson den Abstand sehr
enger Doppelsterne und die Durchmesser heller Sterne. 1903 erfindet
Carl Pulfrich (1858-1927) bei Carl
Zeiss in Jena den auf der Stereoskopie beruhenden Stereokomparator
oder Blinkkomparator, um auf fotografischen Himmelsaufnahmen die
sich bewegenden Sterne erkennen zu
können. Der amerikanische Astronom Edwin Hubble (1889-1953) bestimmte 1923 die Entfernung zweier
naher Spiralnebel. Die Erkenntnisse
trugen zur Entscheidung bei, dass
Spiralnebel selbstständige Sternsysteme sind. Aufgrund der räumlichen
Verteilung anderer Galaxien, sowie
ihrer im Spektrum nachweisbaren
Rotverschiebung, ergab sich Hubbles
bekanntester Beitrag zur Astronomie:
die Entdeckung der Expansion des
Weltalls. Nach ihm wurde das Hubble-Weltraumteleskop benannt.
Durch von der Erdatmosphäre ungestörte Beobachtungsmöglichkeiten
können seit 1990 feinste Details der
Planeten und Sternsysteme aufgenommen werden.
special
Der Einstieg in die
Astronomie
Sonne, Mond und
Sterne
Ferngläser wie das Victory 32 T* FL
und das Victory 42 T* FL, aber auch
Spektivsysteme wie das Diascope 65
T* FL und das Diascope 85 T* FL, eignen sich für die unkomplizierte Himmelsbeobachtung und bringen dem
Betrachter den Himmel ein gutes
Stück näher. Ferngläser und Spektive
haben gegenüber einem astronomischen Teleskop den Vorteil der Vielseitigkeit: Beobachtungen im Gelände und im Urlaub sowie des Himmels
lassen sich problemlos kombinieren.
Für eine ruhige, erschütterungsfreie
Himmelsbeobachtung bei hohen Vergrößerungen wird ein geeignetes Stativ empfohlen.
Um Himmelsobjekte zu sehen,
benötigt man neben der Optik auch
eine gute Sternkarte, denn man muss
sehr genau wissen, wo man am Himmel zu suchen hat.
Größere Sonnenflecken und auch
Gruppen von Sonnenflecken lassen
sich mit entsprechenden Vorsichtsmaßnahmen beobachten. Die Sonne
darf niemals direkt mit einem Fernglas oder Spektiv beobachtet werden. Schwere, bleibende Augenschäden bis hin zur Erblindung können
die Folge sein! Für eine direkte Sonnenbeobachtung müssen unbedingt
Schutzeinrichtungen wie Objektiv-Sonnenfilter oder Sonnenfolie vor dem
Objektiv angebracht sein. Statt der direkten Beobachtung ist immer die
Sonnenprojektion vorzuziehen.
Beim Mond kann man die größten
Krater betrachten. In den Tagen kurz
vor oder nach Neumond, wenn der
Mond nur als schmale Sichel am Himmel steht, sieht man besonders schön
das sekundäre Mondlicht: von der Erde reflektiertes Sonnenlicht, das die
Nachtseite des Mondes aufhellt.
Für die Venusbeobachtung genügt
schon ein stärker vergrößerndes Fernglas, um die Phasen sehen zu können. Und beim Jupiter erkennt man
die vier größten Jupitermonde.
www.zeiss.de
Die Astrologie
(griechisch
– die Sternenkunde) ist nicht
zu verwechseln mit der Astronomie. In der geozentrischen Betrachtungsweise der Astrologie wird eine
systematische anthropologisch-mythologische Deutung der Stellung bestimmter Himmelskörper vorgenommen: Die Elemente des Horoskops beispielsweise
beziehen sich auf den irdischen Ort und Zeitpunkt.
Astronomie
Die Astronomie (griechisch
– die Gesetzmäßigkeit der Sterne, aus
, ástro – der Stern
und
, nómos – das Gesetz) ist die Wissenschaft
von der Gesetzmäßigkeit der Bewegung der Gestirne.
Dazu zählen neben den Planeten und Fixsternen auch
die Sonne, Sternhaufen, Galaxien, Galaxienhaufen,
die interstellare Materie und die im Weltall auftretende Strahlung.
Geozentrisches (Ptolemäisches)
Weltbild
Aufbauend auf Vorarbeiten von Hipparch (196-125
v. Chr.) wird das lange gültige geozentrische Weltbild
dem griechischen Mathematiker, Geograf und Astronom Klaudios Ptolemaios (87-150 n. Chr.) zugeschrieben. Es sieht die Erde als Mittelpunkt des Universums
an. Sieben Gestirne – Merkur, Venus, Mars, Jupiter und
Saturn sowie Sonne und Mond – umkreisen sie. Die
Position aller anderen Sterne am Himmel wurde festgeschrieben, woraus sich der Begriff Fixstern herleitet.
Heliozentrisches Weltbild
Das heliozentrische Weltbild (griechisch helios:
die Sonne, kentron: Mittelpunkt) bezeichnet die Auffassung, nach der sich die Erde wie andere Planeten
um die Sonne bewegt. Heliozentrische Weltbilder gab
es mindestens schon im 4. Jahrhundert vor Christus:
Aristoteles schreibt in De Caelo (2. Buch, Kapitel 13):
„Im Zentrum, sagen sie – die Pythagoräer – , ist Feuer,
und die Erde ist einer der Sterne, Nacht und Tag durch
kreisförmige Bewegung um das Zentrum erzeugend.“
Dem amerikanischen Pionier der Astrophotographie
John William Draper (1811-1882) gelang 1842 die
erste photographische Aufnahme (Daguerreotypie)
des Sonnenspektrums.
19
Geschichtliche Eckpunkte der
Bild 1:
Kuppel des Großen
Refraktors.
Bild 2:
Großer Refraktor.
Bild 3:
Ehemaliges Hauptgebäude
des Astrophysikalischen
Observatoriums Potsdam
auf dem Telegrafenberg.
Bild 4:
Einsteinturm.
20
Mit der Einführung des sogenannten
„Verbesserten Kalenders“ in den protestantischen Staaten Deutschlands
um 1700 beginnt die Geschichte
der Astrophysik in Potsdam. Der Erlass
des Kalenderpatents für die zu gründende Berliner Sternwarte erfolgt im
Mai 1700. Im gleichen Monat wird
Gottfried Kirch zum Direktor der
Sternwarte berufen. Zwei Monate später wird auf Anregung von Gottfried
Wilhelm Leibniz die Brandenburgische Societät durch Kurfürst Friedrich
III. gegründet, aus der später die
Preußische Akademie der Wissenschaften hervorging. Das erste Sternwartengebäude wird 1711 errichtet.
In den Jahren 1832 bis 1835 wird
die neue Berliner Sternwarte durch
Karl Friedrich Schinkel gebaut. 1874
entsteht das Astronomische Recheninstitut und das Astrophysikalische
Observatorium Potsdam.
Von 1876 bis 1879 wird das Hauptgebäude des Astrophysikalischen Observatoriums auf dem Potsdamer Telegrafenberg gebaut. Der Potsdamer
Große Refraktor wird 1899 fertigge-
stellt. Von 1911-1913 wird die Sternwarte in Babelsberg gebaut, in das
dann die Berliner Sternwarte umzieht.
1915 wird der Babelsberger Große
Refraktor fertiggestellt. Der Bau des
Einstein-Turmes auf dem Telegrafenberg wird 1921 bis 1924 getätigt.
1947 wird das Astrophysikalische Observatorium Potsdam und die Sternwarte Babelsberg durch die Deutsche
Akademie der Wissenschaften übernommen.
1969 erfolgt die Gründung des
Zentralinstituts für Astrophysik. 1992
erfolgt die Neugründung des Astrophysikalischen Instituts Potsdam (AIP)
als Stiftung privaten Rechts und Mitglied der Leibniz Gemeinschaft.
1881 startet der erste MichelsonVersuch in Potsdam. Eugen Goldstein
entdeckt 1886 die Kanalstrahlen. Karl
Friedrich Küstner weist 1888 die Polhöhenschwankung nach. Im gleichen
Jahr macht Hermann Carl Vogel die
erste fotografische Radialgeschwindigkeitsmessung. Johannes Wilsing und
Julius Scheiner beginnen 1896 mit den
Versuchen zum Nachweis der Radio-
Potsdamer Astrophysik
strahlung der Sonne. 1913 führt Paul
Guthnick die lichtelektrische Fotometrie in Babelsberg ein.
Das Turmteleskop der
Einstein-Stiftung
Der Einsteinturm auf dem Telegrafenberg ist im Park Sanssouci einer der
stärksten Magnete für den PotsdamBesucher. Das berühmte Bauwerk
Erich Mendelsohns gilt als bedeutendste architektonische Leistung des
deutschen Expressionismus. Der Einsteinturm beherbergt eine damals
einzigartige Forschungsanlage für die
Sonnenphysik: Einsteins Mitarbeiter
Erwin Finlay-Freundlich hatte das Instrumentarium konzipiert und damit
das erste Turmteleskop Europas mit
einem der größten Spektrographen
seiner Zeit geschaffen. In den 20er
Jahren des letzten Jahrhunderts war
der Einsteinturm das erste europäische Turmteleskop. Teleskop und Spektrograph gehörten lange zu den größten derartigen Instrumenten auf der
Welt. Das Turmteleskop besteht aus
einer Kuppel von 4,2 Metern Innendurchmesser in einer Holzkonstruktion
auf dem Turm und dient dem Schutz
des 850 mm Coelostaten mit Hilfsspiegel. Der Coelostat besteht aus
zwei Planspiegeln von 850 Millimetern Durchmessern, einem Stundenantrieb mit Elektromotor und ein
elektrischer Regulator.
Der Große Refraktor
von Babelsberg
Der 1899 eingeweihte Potsdamer Große Refraktor ist das viertgrößte Linsenteleskop der Welt und ein bedeutender Zeuge der feinmechanisch-optischen Fertigung und der frühen astrophysikalischen Forschung an der
Wende vom 19. zum 20. Jahrhundert.
1953 hat Carl Zeiss Jena das Instrument wiederhergestellt und dabei modernisiert. Der 1997 gegründete Förderverein verfolgt das Ziel, das unter
Denkmalschutz stehende, seit über
drei Jahrzehnten stillgelegte Teleskop
wiederzubeleben und einer breiten
Öffentlichkeit zugänglich zu machen.
Karl Friedrich Schinkel war ein
preußischer Architekt und
Maler, der den Klassizismus in
Preußen entscheidend prägte.
Seine berühmtesten Gebäude
findet man in und um Berlin:
das Schauspielhaus auf dem
Gendarmenmarkt und das Alte
Museum auf der Museumsinsel.
Karl Friedrich Schinkel, 1781-1841
Erich Mendelsohn war einer
der bedeutendsten Architekten des 20. Jahrhunderts.
Am bekanntesten sind seine
expressionistischen Werke
aus den 1920er Jahren.
Erich Mendelsohn, 1887-1953
21
SIR sucht nach Eis und Mineralien auf dem
Bild 1:
Die Sonde SMART-1
(Small Missions for
Advanced Research in
Technology) umkreist
den Mond. Das solarelektrische Triebwerk kommt
ohne Wasserstoff aus.
Bild 2:
An Bord von SMART-1
arbeiten zwei Spektrometer:
das Röntgenspektrometer
CIXS und das InfrarotSpektrometer SIR.
Bild 3:
Das Spektrometer SIR an
Bord der Raumsonde
SMART-1 wird die Mondoberfläche im infraroten
Spektralbereich kartieren.
22
Im September 2003 startete die
Sonde SMART-1 der Europäischen
Raumfahrtagentur ESA in Richtung Mond. Die Raumsonde hat
inzwischen mit Hilfe eines neuartigen, aus Sonnenenergie gespeisten Ionenantriebs ihr Ziel erreicht
und umrundet seit einigen Monaten den Erdtrabanten. An Bord
befindet sich das Spektrometer SIR
des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau. SIR beruht auf einem
MMS NIR Spektrometer von Carl
Zeiss, welches modifiziert wurde,
um es für seinen Einsatz am Mond
weltraumtauglich zu machen. SIR
soll zwei Hauptaufgaben erfüllen.
Kartierung im Nahen
Infraroten Licht
Die Bestimmung der chemischen Zusammensetzung der Mondoberfläche
zählt immer noch zu den wichtigsten
Aufgaben in der Mondforschung.
Wie bei der Erde ist es auch beim
Mond möglich, mit Hilfe von Spektrometern den Silikatanteil an der
Mondoberfläche abzuschätzen und
daraus auf die innere Zusammensetzung des Himmelskörpers zu schließen. Die Infrarot-Beobachtungen des
Mondes von der Erde aus sind zwar
nicht neu, haben aber zwei Nachteile. Erstens beschränken sich diese
Messungen auf die der Erde zuge-
wandten Mondseite und zweitens
werden diese Messungen durch die
Atmosphäre der Erde gestört.
Das 2,1 kg leichte Spektrometer
SIR misst somit als erstes NIR Spektrometer das von der Sonne an einzelnen Mineralien der Mondoberfläche
reflektierte Licht. Dies erfolgt durchgängig in einem Wellenlängenbereich von 0,9 bis 2,4 µm auch auf der
erdabgewandten Seite des Mondes
frei von allen Störungen. Aus diesem
Grund, und wegen seiner guten spektralen Auflösung von 18 nm, hat SIR
grundsätzlich auch die Möglichkeit
nachzuweisen, ob das viel diskutierte
Eis auf dem Mond wirklich vorhanden ist.
Spannende Suche
nach Wasser-Eis
Dass Wasser für die Entstehung von
Leben, wie wir es kennen, eine unabdingbare Voraussetzung ist, bedarf
keiner besonderen Erläuterung. Sollte
es auf dem Mond tatsächlich Wasser
gegeben haben, müsste es wegen
der extrem niedrigen Temperaturen
als Eis vorliegen. Die Wissenschaftler
vermuten es in den polaren und solchen Regionen des Mondes, in die
nie direktes Sonnenlicht gelangt.
Dort herrschen Temperaturen von
rund - 200 Grad Celsius. Das Wasser
würde allerdings nicht vom Mond
selbst stammen, sondern von Kometen, die vor langer Zeit auf dem
Mond eingeschlagen sind. Eis lässt
sich aufgrund seiner stark ausgeprägten Absorptionsspektren im Infraroten besonders leicht identifizieren.
Deshalb würden erfolgreiche SMART1- Beobachtungen sehr direkt und
ohne weitere Annahmen beweisen,
dass die von der Sonde überflogenen
Gebiete wirklich mit Eis überzogen
sind. Aber bis zu einer sicheren Aussage darüber muss eine Fülle von Daten ausgewertet werden, die SIR momentan aufnimmt und zur Erde sendet. Die ursprünglich vorgesehene
Messzeit von täglich zehn Minuten
konnte auf 7 bis 8 Stunden erweitert
werden. Planmäßig soll die Sonde bis
August 2006 im Einsatz sein.
Mit der von der NASA beschlossenen Initiative, eine permanente bemannte Mondbasis zu errichten,
erhält die Suche nach Wasser eine
ganz neue Dimension.
Urs Mall, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, Katlenburg-Lindau,
[email protected], http://sci.esa.int/smart-1
Chris Weikert, Carl Zeiss, Spektralsensorik,
[email protected], http://zeiss.de/spektral
special
Bildquellenhinweis.
One voter impeaches
eight audits.
Margaret Thatcher
contradicts one very ivyleague audit, so overtly
slippery ayatollahs partly
uncoery ivy-league audit,
so
overtly slippery® ayato
llahs partly uncomfortably
restructures three kin.
Gemeinsam mit dem Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau wurde ein NIRSpektrometermodul aus der Carl Zeiss Spektrometerfamilie modifiziert. Dieses Serien MMS NIR wird u.a.
in der Lebensmittel- und Pharmaindustrie zur Qualitätskontrolle genutzt. Viele Materialien mussten gegen
weltraumtaugliche ausgetauscht werden. Das betraf
z.B. den Spektrometerkörper selbst, für den ein spezielles, gegen die Weltraumstrahlung unempfindliches
Quarzglas eingesetzt wurde. Außerdem galt es, weltraumtaugliche Kleber zu finden und alle Möglichkeiten
zur Gewichtseinsparung zu nutzen. SIR arbeitet auf
256 verschiedenen Infrarot-Wellenlängen. Seine Leistungsfähigkeit ist so hoch, dass auch wesentlich kleinere Objekte an der Mondoberfläche als bisher untersucht
werden können. Der Baustein SIR – Smart-1 Near Infrared Spectrometer – ist der einzige deutsche Beitrag
der ersten Mondmission der Europäischen Raumfahrtagentur ESA.
Mond
1
2
3
23
Die Sonne
Von der Sonne als dem zentralen
Gestirn an unserem Himmel hängt
alles Leben auf der Erde ab. Diese
Bedeutung war den Menschen seit
Alters her bewusst und viele Kulturen verehrten sie als Gottheit.
Das regelmäßige Wiederkehren
der Sonne wurde oft mit Angst
erwartet und sogar mittels kultischer oder magischer Rituale beschworen. Sonnenfinsternisse lösten große Furcht aus. Aus der Antike übernommen, ist die Sonne
das Symbol der Vitalität in der Astrologie.
Die Sonne ist die natürliche Uhr der
Menschen und die Abfolge der Jahreszeiten führte durch Himmelsbeobachtungen und Bestimmung von Bahnpunkten der Gestirne (Tag- und Nachtgleiche, Sommer- und Wintersonnenwende) unabhängig voneinander in
verschiedenen Kulturen zur Entwicklung von Kalendern. Wichtige jahreszeitliche Ereignisse konnten so vorherbestimmt werden, wie beispielsweise
das Nilhochwasser und damit der günstigste Zeitpunkt der Saat. Vorchristliche Kultstätten, wie Stonehenge, waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden.
24
Einfache, gefahrlose
Sonnenbeobachtung
Die Okularprojektion ist ein Verfahren
zur gefahrlosen Sonnenbeobachtung
mit dem Fernrohr oder Fernglas, bei
dem das Sonnenbild auf einen hinter
dem Fernrohr angebrachten Schirm
projiziert wird. Dieses Verfahren, das
schon Galileo bekannt war, ist nicht
nur absolut gefahrlos, sondern ermöglicht auch ein einfaches Abzeichnen des Sonnenbildes und die gleichzeitige Beobachtung durch mehrere
Personen. Dabei ist unbedingt zu beachten, dass keine verkitteten Okulare eingesetzt werden. Spiegelteleskope sind für die Okularprojektion ungeeignet.
special
Daten zur Sonne
Zeit bis zum Ende des Wasserstoffbrennens im Zentrum
etwa 4,5-5 Milliarden Jahre.
mittlerer Durchmesser:
1.392.500 km
Masse:
1,9884·1030 kg
Temperatur (Zentrum):
14,8·106°C
Temperatur (Photosphäre):
ca. 6.100°C
Temperatur (Korona):
ca. 1-2 Millionen K
Rotationsdauer am Äquator:
25 Tage, 9 Stunden, 7 Minuten
Entfernung zum
Zentrum der Galaxis:
ca. 210.000.000 Jahre
Extrasolarer Planet
Im letzten Jahrzehnt wurden weltweit rund 150 Planeten um andere Sterne entdeckt. Die meisten
Sternwarten konzentrieren sich
bei der Suche nach extrasolaren
Planeten auf Sterne, die unserer
Sonne ähnlich sind und außerhalb
unseres Sonnensystems liegen.
Die Sternwarte Tautenburg sucht
bewusst bei den Klassen von Sternen nach Begleitern, die von anderen Such- und Beobachtungsprogrammen nicht abgedeckt werden. Das sind beispielsweise sehr
junge aktive Sterne, Braune Zwerge und Riesensterne, deren Masse
größer als die Sonne ist.
definition
Exoplanet/
Extrasolarer Planet
Planet außerhalb unseres
Sonnensystems.
Planet
Ein Planet (griechisch plánetes –
Umherschweifender, Wanderer)
ist ein nicht selbst leuchtender
Himmelskörper. Er bewegt sich
in einer keplerschen Umlaufbahn
um einen Stern. Früher wurden
Planeten auch als Wandelsterne
bezeichnet. Die meisten Planeten
des Sonnensystems werden von
Monden umkreist.
Stern
Ein Stern ist ein selbstleuchtender, aus Plasma bestehender
Himmelskörper, dessen Strahlungsenergie durch Kernfusion
im Sterninneren entsteht. Der uns
nächstgelegene Stern ist die
Sonne, das Zentrum unseres Sonnensystems. Leben auf der Erde
ist ohne die Wärmestrahlung der
Sonne nicht möglich. Für die
Astronomen des Mittelalters war
nicht bekannt, dass die Sonne
ein Stern ist.
Der Stern „HD 13189“ ist der erste
extrasolare Planet, der mit einem Teleskop in Deutschland nachgewiesen
wurde. Mit dem 2-Meter-Teleskop der
Thüringer Landessternwarte Tautenburg hat einer der Pioniere der Planetensuche, Artie Hatzes, zeigen können, dass der Stern „HD 13189“ einen
planetaren Begleiter besitzt. Seine
Masse ist etwa 2- bis 7-mal größer
als die unserer Sonne. „HD 13189“ ist
etwa 6.000 Lichtjahre von der Erde
entfernt. Er könnte der größte Stern
sein, von dem bisher bekannt ist,
dass er einen Planeten hat. Sein planetarer Begleiter benötigt für die Umrundung des Sterns 472 Tage. Wie die
meisten bisher entdeckten Begleiter
ist er ein riesiger Gasplanet – nicht
vergleichbar mit der Erde. Bestätigt
wurde die Entdeckung durch Beobachtungen am texanischen McDonald Observatory.
Die Sternwarte Tautenburg betreibt ein ZEISS 2-Meter-Teleskop, das
sogenannte Alfred-Jensch-Teleskop,
das in den drei optischen Konfigurationen Schmidt-Teleskop, Quasi-Cassegrain-Teleskop, Coudé-Teleskop benutzt werden kann. Der Hauptspiegel
des Fernrohrs hat eine Brennweite
von 4 Metern. Gefertigt wurden alle
Spiegel aus dem glaskeramischen Material SITALL, das praktisch keine Verformung bei Temperaturänderungen
aufweist.
Bild:
Thüringer Landessternwarte Tautenburg:
2-Meter-Teleskop bei
Nacht.
Alfred Jensch, langjähriger
Chefkonstrukteur der Astroabteilung von Carl Zeiss in
Jena: Schöpfer des 2-MeterUniversalteleskops.
Alfred Jensch, 1912-2001
25
Sonnenspäher, Wetterfrosch, Kometenjäger
Bild 1:
LASCO 2 CoronographAufnahme einer Sonneneruption 1998 (Detail).
Bild 2:
Komet Kudo-Fujikawa (Pfeil).
Bild 3:
ESA Ingenieure beim
Zusammenbau in den
Matra Marconi Werken
vor dem Start auf dem
Kennedy Space Center
mit einer Atlas-Centaur
AC-121.
definition
LASCO
Large Angle Spectrometric Coronograph:
LASCO beobachtet – ähnlich wie bei einer Sonnenfinsternis – die Korona der Sonne über dem Sonnenrand,
rund 21 Millionen Kilometer. In der Sonnenkorona
befindliche Dinge können so sichtbar gemacht werden.
CDS
Coronal Diagnostic Spectrometer CDS nimmt die
Emissionslinien von Ionen und Atomen der Sonnenkorona auf. Die Ergebnisse geben Auskunft über
das Sonnenplasma im Temperaturbereich von 10.000
bis über 1.000.000°C.
Lagrange-Punkt L1
Punkt an dem sich die Anziehungskräfte von Erde,
Sonne und Mond gegenseitig aufheben.
26
Das europäisch-amerikanische Sonnenobservatorium SOHO (Solar and
Heliospheric Observatory) startete im
Dezember 1995. Es ist 1,5 Millionen
Kilometer von der Erde entfernt an
dem so genannten Lagrange-Punkt
L1 positioniert. Von dort beobachtet
SOHO mit zwölf Spezialinstrumenten
die Sonne in verschiedenen Spektralbereichen. Die Beobachtungen tragen zum Verständnis über den Aufbau des Sonneninneren, die Mechanismen der Koronabildung und die
Entstehung und Beschleunigung des
Sonnenwindes bei. „An Bord“ sind
unter anderem Untersuchungsinstrumente LASCO und CDS. Daten über
die Intensität des Sonnenwindes werden auch genutzt, um das Weltraumwetter – beispielsweise Sonnenstürme – vorherzusagen. Hinzu kommt die
Entdeckung – quasi nebenbei – von
bisher annähernd 500 unbekannte
Kometen.
Der im Dezember 2002 entdeckte
Komet Kudo-Fujikawa fliegt um die
Sonne. SOHO verfolgt den Kometen
mit den Kameras seines WeitwinkelKoronographen LASCO. Mit einer
kleinen Abdeckscheibe wird in den
Kameras eine Art künstliche Sonnenfinsternis erzeugt. So kann man die
Sonnenkorona beobachten, die sonst
von der Sonne selbst überstrahlt
wird. Und nur durch diese künstliche
Sonnenfinsternis ist auch der Schweif
von Kudo-Fujikawa zu erkennen, der
sich als weißer Punkt um unser Zentralgestirn bewegt.
Kleine Geschichte des Spiegelteleskops
Newton-Teleskop
Cassegrain-Teleskop
Gregory-Teleskop
Schmidt-Cassegrain-Teleskop
Maksutov-Teleskop
Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop
Schwarzschild-Teleskop
Bereits 1616 stellte der Jesuitenpater Nicolaus Zucchius das erste
Spiegelteleskop vor. Dieses bestand aus einem Hohlspiegel und
einer Zerstreuungslinse. In den folgenden Jahren beschäftigten sich
unter anderem Cesare Caravaggi,
der Mathematiker Bonaventura
Cavalieri, Marin Mersenne und
James Gregory mit der Konstruktion verschiedener Bauformen des
Spiegelteleskops, von denen allerdings nur das Gregory-Teleskop
eine gewisse Bedeutung erlangte.
Gregory stellte sein Teleskop 1663
fertig. Wenig später im Jahr 1668
führten Isaac Newton und der Franzose Cassegrain ihre Teleskope der
Öffentlichkeit vor. Unter den Gelehrten fand nun eine europaweite Diskussion über die Vor- und Nachteile
dieser Systeme statt.
Das Gregory-Teleskop wurde noch
bis in die erste Hälfte des 19. Jahrhunderts gebaut. Das Newton-System
wird wegen seines einfachen Aufbaus bis heute von Amateur-Astronomen beim Selbstbau ihrer Instrumente bevorzugt. Für große Teleskope
haben sich Varianten und Weiterentwicklungen des Cassegrain-Teleskops
durchgesetzt.
27
Der Weg zu den Sternen
Bild 1:
In den frühen 30iger
Jahren transportierte
Dr. Robert H. Goddard
seine Rakete mit einem
Anhänger an seinem Ford
Model A zur 15 Meilen
nordwestlich von Roswell,
New Mexico, gelegenen
Startrampe.
Bild 2:
Ariane 5
Bild 3:
Konstantin Eduardowitsch
Ziolkowski
Bild 4:
Robert Hutchings
Goddard
Eigentlich ist die Raumfahrt eine
Entwicklung der Neuzeit. Aber es
gab schon um 7 nach Christus Berichte über erste Raketen aus
Byzanz. Und um 1200 wurden Raketen bereits im Militär eingesetzt. Erste verlässliche Berichte
stammen aus dem Jahr 1232 und
kommen aus China. Nachweislich
wurden in Europa 1241 bei der
Schlacht bei Lieglitz erstmals Raketen eingesetzt. Und das Multitalent Leonardo da Vinci zeichnete eine Rakete. Um 1819 wurde die
Signalrakete erfunden. Der richtige Aufbruch in den Weltraum er-
folgte dann zu Beginn des 20. Jahrhunderts. Eine Handvoll Männer
gelten heute als die Pioniere der
Raumfahrt. Sie sind sowohl Entdecker und Enthusiasten als auch
Erfinder. Und sie arbeiten ein
Leben lang für ihre Idee. Der Russe Konstantin E. Ziolkowski, der
Amerikaner Robert H. Goddard
und der Siebenbürgendeutsche
Hermann Oberth machten die ersten Schritte auf dem langen Weg
ins Universum. Eugen Sänger und
Wernher von Braun haben viele
der postulierten Ideen verwirklicht.
1
28
Die ESA (European Space Agency) ist die Raumfahrtorganisation der Europäer. 1975 gegründet zur
besseren Koordination der europäischen Raumfahrtaktivitäten, hat sie ihren Sitz in Paris. Die ESA finanziert
sich aus den Staatshaushalten der Mitgliedsstaaten.
www.esa.int
Konstantin Eduardowitsch Ziolkowski
Robert Hutchings
Goddard
(1857-1935), durch eine Erkrankung
nahezu taub, musste im Alter von
zehn Jahren die Schule verlassen. Er
bildete sich aber autodidaktisch weiter und studierte später in Moskau
drei Jahre Physik, Astronomie, Mechanik und Geometrie. Anfangs unterrichtete er in seinem Heimatort Mathematik und Physik.
Erzählungen von Jules Verne regten Ziolkowski an, selbst Geschichten
über interplanetare Raumfahrt zu
schreiben. Dabei entwickelte er sich
zum Verfasser theoretischer Abhandlungen. Und ab etwa 1885 stellte er eine Vielzahl von Überlegungen zur Realisierung von Raumflügen an. 1886
veröffentlichte Ziolkowski die Studie
„Theoria Aerostatika“, es folgt 1892
die Theorie eines Ganzmetall-Luftschiffes (Aerostat Metallitscheski).
Bis 1935 veröffentlichte er insgesamt
35 Bücher, Artikel und Schriften zur
Luftschiffthematik. Gipfelpunkt seiner
Arbeit war 1903 die Raketengrundgleichung, veröffentlicht 1903 in der
russischen Zeitschrift „Wissenschaftliche Rundschau“ unter dem Titel „Erforschung des Weltraums mittels Reaktionsapparaten“.
(1882-1945) machte sich früh Gedanken über Raumflüge zum Mond
und zum Mars, galt aber lange Zeit
als Phantast. In der Raketenentwicklung war er wesentlich erfolgreicher.
Bereits um 1918 entwickelte er militärische Feststoffraketen. Ab 1920 beschäftigte er sich mit der Entwicklung
von Flüssigkeitsraketen. Zum Zwecke
der Flugstabilisierung entwickelte Goddard ein Strahlruder, das mit Hilfe
eines Kreisels gesteuert wurde. 1935
startete er eine Rakete, die erstmals
mit Überschallgeschwindigkeit flog.
3
4
29
5
Bild 5:
Hermann Oberth
Bild 6:
Bildmontage der Planeten
in unserem Sonnensystem:
Merkur, Venus, Erde mit
Mond, Mars, Jupiter,
Saturn, Uranus und Neptun
(von oben nach unten);
Jet Propulsion Laboratory
in Pasadena.
Bild 7:
Eugen Sänger
Bild 8:
Wernher von Braun
Raketengleichung:
v (t) die Raketengeschwindigkeit zur Zeit t;
v (g) die Ausströmgeschwindigkeit des Antriebsstrahles (typisch: 4,5 km/s
bei chemischen Raketentriebwerken;
m(0) die Startmasse der
Rakete;
m(t) die Masse der Rakete
zur Zeit t (also um den
verbrauchten Treibstoff
verkleinerte Startmasse).
Hermann Oberth
(1894-1989) begann wie Ziolkowski,
angeregt durch die Lektüre von Jules
Verne, schon als Gymnasialschüler an
seinen ersten Raketenplänen zu arbeiten. 1917 entwarf er eine Rakete, die
mit Ethanol und Sauerstoff betrieben
wurde. Sechs Jahre später beschrieb
er wesentliche Elemente, die zum
Bau von Großraketen mit Flüssigtreibstoff angetrieben werden. In seinen
Werken „Die Rakete zu den Planetenräumen“ (1923) und „Die Wege
zur Raumschifffahrt“ (1929) schuf er
die wissenschaftlichen Grundlagen der
Technologie, die den Flug zu den
Sternen ermöglichte, und beschrieb
darin bereits fast jedes Raumfahrtkonzept, das bis heute Wirklichkeit
wurde. Bei Fritz Langs visionärem Film
„Die Frau im Mond“ wirkte er zusammen mit Rudolf Nebel als wissenschaftlicher Berater mit.
6
30
7
Eugen Sänger
Wernher von Braun
(1905-1964) ließ sich mit 13 Jahren von
Kurd Laßwitz’ Roman „Auf zwei Planeten“ von für die (damals noch utopische) Raumfahrt begeistern. Sänger
studierte in der 1920er Jahren Bauingenieurwesen. Sein erster Dissertationsentwurf mit dem Titel Raketenflugtechnik wurde an der Technischen
Hochschule Wien abgelehnt. Ein Teil
davon wurde später als Buch veröffentlicht. Sein stets verfolgtes Forschungsziel war die Entwicklung einer Raumfähre, die er „Raumboot“
nannte, zum Transport von Personen
und Fracht zwischen Erdboden und
Orbit bzw. Raumstationen. Von 1961
bis 1964 konzipierte er den als RT-8
bezeichneten zweistufigen Raumtransporters, dessen Erststufe von einem Raumjet angetrieben wird. Über
zehn Jahre später finden sich Teile der
Arbeit im Space Shuttle wieder. Sängers Traum war die Entwicklung des
Photonenantriebs für den interplanetaren und interstellaren Raumflug.
(1912-1977) experimentierte schon als
Jugendlicher mit Raketen. Und er hat
früh eine Abhandlung über Raumfahrt verfasst. Ab 1929 arbeitete er
gemeinsam mit Hermann Oberth,
durch dessen Buch „Die Rakete zu den
Planetenräumen“ er maßgeblich beeinflusst worden war. Die während
des Zweiten Weltkriegs unter Wernher
von Braun entwickelte und erprobte
Rakete A4 – oder besser bekannt als
V2 – und ihre Technologie gehörte
wohl zur bedeutendsten Kriegsbeute
der Alliierten. Von Brauns Ziele waren
aber eher auf die Raumfahrt gerichtet. Nach dem 2. Weltkrieg wurde er
technischer Berater des US-amerikanischen Raketenprogramms. Er war
maßgeblich an den Mercury-, Gemini- und Apollo-Projekten beteiligt. Er
war eingebunden in die Entwicklung
der Saturn-V-Trägerrakete und wird
daher als geistiger Vater der Mondrakete angesehen.
Die NASA (National Aeronautics and Space Administration) wurde im Jahr 1958 gegründet und ist die zivile
Bundesbehörde für Luft- und Raumfahrt in den USA.
Sie besteht aus verschiedenen Einrichtungen wie beispielsweise dem Jet Propulsion Laboratory (JPL), das sich
mit den Themen Raumsonden und Deep Space Network
beschäftigt. Zur NASA gehören auch die Raumfahrtzentren Kennedy Space Center in Florida, Goddard
Space Flight Center in Maryland, Johnson Space Center
in Texas und Marshall Space Flight Center in Alabama.
Viele Forschungseinrichtungen – unter anderem das
NASA Institute for Advanced Concepts (NIAC) mit den
Schwerpunkten Nanotechnologie und Weltraumlift –
sind in der NASA verankert.
www.nasa.gov
Raketengrundgleichung
Die Raketengrundgleichung beschreibt die grundlegenden Gesetzmäßigkeiten des Raketenantriebs.
v (t) = v(g) . ln
m(0)
m(t)
( )
8
31
Berühmte Ast
Giovanni Domenico Cassini (1625-1712)
wurde vom Sonnenkönig Ludwig XIV.
zum Mitglied der erst 1667 gegründeten
„Academie des sciences“ in Paris berufen.
Ende 1669 wurde Cassini Direktor der
noch nicht vollendeten Pariser Sternwarte.
Dort entdeckte er in den Jahren 1671 und
1672 die Saturnmonde Japetus und Rhea,
bemerkte 1675 die nach ihm benannte
Teilung des Saturnringes und fand 1684
zwei weitere Trabanten – Thetys und
Dione – des Ringplaneten.
1
Planetarium: Der Weltraum im Raum
Bild 1:
Das Planetarium in Jena
um 1927.
Bild 2:
Mechanisches Modell
des Sonnensystems von
Glikerson und Co.,
Tower Hill, London
(um1810).
Bild 3:
Planetariumsprojektor
SKYMASTER ZKP 3/B.
32
Die Idee, den Himmel mit all seinen Phänomenen darzustellen,
war schon früh geboren. Allein
die Realisierung war das Problem.
In Anlehnung an frühe, kleine Globen dachte man an eine Blechkugel mit sieben bis zehn Metern
Durchmesser, an deren Innenseite
die Sterne durch Lampen dargestellt werden sollten oder mit Hilfe
von kleinen Löchern durch Licht
von außen zum Leuchten gebracht
werden sollten. Auch Sternenaufund -untergänge sollten dargestellt werden. Erste Entwürfe zur
Realisierung dieses Vorhabens bedingten die Verwendung eines Kugellagers mit einem Durchmesser
von fünf Metern.
tronomen
Christiaan Huygens (1629-1695)
Sir Isaac Newton (1643-1727)
Edmond Halley (1656-1742)
entdeckte mit seinem selbstgebauten
Teleskop 1655 erstmals den Saturnmond
Titan. Durch die bessere Auflösung seines
Teleskops entdeckte er die Saturnringe,
die Galilei noch als die „Ohren“ des
Saturns bezeichnet hatte sowie die Rotation des Mars. Er löste das Trapez im
Zentrum des Orion-Nebels in vier einzelne Sterne auf und beschrieb weitere
Nebel- und Doppelsternsysteme.
ist der Verfasser der am 5. Juli 1687
veröffentlichten Philosophiae Naturalis
Principia Mathematica. Darin beschreibt
er die universelle Gravitation und die
Bewegungsgesetze: Der Grundstein für
die klassische Mechanik. Er war damit
in der Lage, die Planetenbewegungen
nicht nur wie Johannes Kepler zu beschreiben, sondern erstmals auch zu
begründen.
wandte Newtons Gravitationsgesetz zur
Berechnung der Kometenbahnen an.
Er erkennt, dass es sich bei den Kometen
von 1531, 1607, 1682 um ein und denselben Kometen handeln muss und kündigt
für das Jahr 1758 das Wiedererscheinen
des Kometen an.
Erste Gedanken
schen Museums aufgestellt. Danach
wurde es wieder zur Komplettierung
nach Jena zurück transportiert. Nach
einer Komplettierungsphase wurde
es im Frühjahr 1925 wieder nach
München geschickt und dort im Rahmen der Feierlichkeiten zur Einweihung des Deutschen Museums am
7. Mai 1925 offiziell eröffnet.
Noch während die ersten beiden
Geräte des Modells I gebaut wurden,
begann die Planung für die Modellreihe II. Dieses Projektionsgerät hatte
bereits die lange Zeit für Planetarien
typische Hantelform. Diese ermöglichte die Simulation des Sternenhimmels von jedem Ort der Erde. Das erste Planetarium des Typs Modell II
wurde in Wuppertal installiert. Danach trat das Planetarium seinen Siegeszug durch die Welt an.
Den Anregungen Oskar von Millers,
Gründer der Deutschen Museums in
München, und Max Wolfs, Direktor
des Observatoriums in Heidelberg,
war es zu verdanken, dass Walther
Bauersfeld ein Konzept ausarbeitete,
das die Projektion des Sternenhimmels, der Sonne, des Mondes und
der Planeten möglich machte. Das
Team um Bauersfeld arbeitete sehr
hart an der Konstruktion und dem
Bau des Gerätes. Im August 1923
war es in Jena dann so weit:
Zum ersten Mal erstrahlte ein
künstlicher Sternenhimmel. Im Dezember 1923 wurde das noch nicht
ganz vollständige Projektionsplanetarium Modell I provisorisch in der bereits errichteten Gipskuppel des Deut-
3
33
Bild 4:
STARMASTER.
Bild 5:
UNIVERSARIUM und
Laserbildprojektor ZULIP.
Bild 6:
Planetarium Tycho Brahe
Kopenhagen.
Bild 7:
ADLIP LaserGanzkuppelprojektion.
Sir Friedrich Wilhelm Herschel
(1738-1822)
Pierre-Simon (Marquis de) Laplace
(1749-1827)
gab sich nicht mit der Beobachtung von
Mond, Planeten und Kometen zufrieden.
Er wollte auch den Fixsternhimmel studieren. Da die um 1770 üblichen Linsenund Spiegelteleskope keine ausreichende
Beobachtungsleistung aufwiesen, begann
er selbst Spiegelteleskope zu bauen.
Schlagartig berühmt wurde Herschel,
als er 1781 ein neues Objekt im Sonnensystem entdeckte: den Planeten Uranus.
behandelte in seinem Werk Mécanique
céleste Probleme der Himmelsmechanik:
die Entstehung der Gezeiten, die Bahn
des Erdmondes und die Planetenbahnen.
Darüber hinaus entwickelt er eine Theorie
zur Entstehung des Sonnensystems
(Kant-Laplacesche Theorie).
4
34
Johann Carl Friedrich Gauß (1777-1855)
revolutionierte mit Hilfe seiner Ausgleichsrechnungen auf Basis der Methode
der kleinsten Quadrate die Berechnung
der Bahnen von Himmelskörpern und
legte seine neuartigen Rechenverfahren
in dem Werk Theorie der Bewegung der
Himmelskörper 1809 nieder.
5
6
Angelo Secchi (1818-1878)
zerlegte mithilfe von Prismen das Licht
der Sterne und der Sonne. Durch die
Verteilung der Farbmuster und dunklen
Absorptionslinien ließ sich die chemische
Zusammensetzung der Sonnen- und
Sternatmosphäre bestimmen: vier unterschiedliche Spektralklassen wurden aufgestellt. Secchis bahnbrechende gelten als
Wegbereiter der Spektralanalyse.
7
Moderne Techniken
Mit den Instrumenten eines Planetariums wird ein künstlicher Sternenhimmel erzeugt.
Heute erlaubt die Glasfasertechnik
die Sternenhimmel-Darstellungen in
einer Brillanz, die die des echten Sternenhimmels sogar noch übertrifft.
Die zukunftsträchtigste Weiterentwicklung der Projektionstechnik ist
die Entwicklung des sogenannten digitalen Planetariums: Die Projektion
von Ganzkuppelvideo mit Hilfe von
Videobeamern. Ein besonders großer
Schritt in diese Richtung gelang mit
dem ZULIP (Zeiss Universal Laser Image
Projector) wobei der Videobeamer
beweglich montiert werden kann. Er
arbeitet auf der Basis von Laserlicht
und erzeugt sensationell kontrastreiche Bilder von noch nie zuvor da gewesener Schärfe. Der erste ZULIP
wurde während der IPS-Tagung 2000
im Planetarium Montréal vorgestellt.
Die Weiterentwicklung des ZULIP
zum ADLIP (All Dome Laser Image
Projector) ermöglicht nun die Projektion von kuppelfüllenden Videosequenzen mit Hilfe mehrerer festinstallierter ZULIPs. Aber egal, ob ein
Planetarium klein oder groß ist, der
Zuschauer befindet sich immer mitten im Geschehen.
Die allererste Anregung zum Bau eines Planetariums, das den Sternenhimmel wie bei der Naturbeobachtung zeigt, kam von Max Wolf (18631932), dem Leiter der Heidelberger Sternwarte.
Mit Wolfs Idee wandte sich Oskar von Miller,
der im Deutschen Museum ein heliozentrisches
und ein geozentrisches Planetarium einrichten
wollte, in den Jahren 1912/13 auch an Carl Zeiss.
Walther Bauersfeld (1879-1959) konstruierte das
erste Projektionsplanetarium. Er war 50 Jahre in
der Geschäftsleitung von Carl Zeiss tätig. Er hatte
die Idee, die Bewegung der Sterne, der Sonne,
des Mondes und der Planeten in einen Projektor
zu verlegen, der im Zentrum einer kugelförmigen
Kuppel aufgestellt werden sollte.
35
Sir Arthur Stanley Eddington
(1882-1944)
erkannte als einer der ersten Physiker die
Bedeutung von Einsteins Relativitätstheorie: Bei der Sonnenfinsternis-Expedition auf die Vulkaninsel Principe im Golf
von Guinea, wurde am 29. Mai 1919 nachgewiesen, dass – wie von der allgemeinen
Relativitätstheorie postuliert – Licht von
großen Massen abgelenkt wird.
Edwin Powell Hubble (1889-1953)
wies 1923 am Mount-Wilson-Observatorium nach, dass der Andromedanebel
M31 weit außerhalb unserer Milchstraße
liegt. Aufgrund der räumlichen Verteilung
anderer Galaxien, sowie ihrer im Spektrum
nachweisbaren Rotverschiebung, ergab
sich Hubbles bekanntester Beitrag zur
Astronomie: Die Entdeckung der Expansion des Weltalls. Die Größe, welche diese
Expansion beschreibt, wird ihm zu Ehren
die Hubble-Konstante genannt.
Sternwarteninstrumente
In einer Sternwarte werden mit
Hilfe von Fernrohren und Teleskopen tatsächliche Himmelsobjekte
beobachtet.
Fernrohr oder
Teleskop
Das Wort Teleskop (griechisch tele –
fern und skopein – betrachten) war
früher gleichbedeutend mit Fernrohr.
Allgemein gilt der im westfälischen
Wesel geborene, aber bereits in jungen Jahren nach Holland ausgewanderte Brillenmacher Hans Lippershey
(1570-1619) als Erfinder. Neuere, sorgfältige Recherchen weisen aber auf
Leonardo da Vinci als eigentlichen Erfinder des Teleskops hin: Er baute
und benutzte ein optisches Gerät,
mit geringer Vergrößerung aber von
ähnlichem Prinzip wie das der von
Lippershey und Galilei.
Die Entwicklung des eigentlichen
astronomischen Fernrohrs wird dem
deutschen Astronomen Johannes
36
Kepler (1571-1630) zugeschrieben,
weshalb man bis heute vom Keplerschen Fernrohr spricht. Im Unterschied zum Galileischen Fernrohr benutzt das Keplersche Fernrohr als
Okular eine bikonvexe Linse. Dieses
Teleskop entwirft auf dem Kopf stehende Bilder. Alle heutigen Linsenteleskope – vom Amateurinstrument
bis zum professionellen Sternwartengerät – beruhen auf dem Keplerschen
Fernrohrprinzip. Da die Bilderzeugung
bei dieser Teleskopart auf Brechung
(„Refraktion“) beruht, spricht man
auch von einem „Refraktor“.
Spiegelteleskop
Ein Spiegelteleskop ist ein Fernrohr,
bei dem der wesentliche Teil der Optik aus spiegelnden Elementen – aus
einem Hauptspiegel und einem Fangspiegel – besteht. Der Fangspiegel
lenkt das Licht in Richtung Okular,
Fotoplatte, Film oder digitalen Empfänger ab, wo es vor der Aufnahme
normalerweise durch Farbfilter für
Bilder oder Spektrografen zur Spektralanalyse geschickt wird. Große
Spiegel fangen mehr Licht ein: Die erreichbare scheinbare Helligkeit/ Grenzgröße noch messbarer Himmelsobjekte liegt bei diesen Spiegelteleskopen höher und gewährleisten einen
noch tieferen Blick ins Weltall.
Wegen der Beugung des Lichts ist
das Auflösungsvermögen eines Spiegelteleskops begrenzt. Ein punktförmiges Beobachtungsobjekt (Stern)
wird nicht etwa als Punkt abgebildet,
sondern als Beugungsscheibchen.
Um Bildfehler zu verringern, müssen die Spiegel sehr präzise bearbeitet werden. Das Schleifen und Polieren der Spiegel erfolgt auf 1/4 bis 1/20
der Licht-Wellenlänge, also mit Genauigkeiten von 150 bis 30 Nanometer. Zusätzlich werden Teleskope fernab menschlicher Siedlungen in trockenen Regionen auf hohen Bergen gebaut, da die Bildqualität von Staub,
dem Streulicht von Städten (Lichtverschmutzung) und dem Gehalt der
Luft an Wasserdampf beeinflusst.
Augenblicke
Faszination Fotografie
1839 wurde das Wort Photographie zum ersten Mal verwendet:
von dem deutschen Astronomen
Johann Heinrich Mädler (17941874) und etwa gleichzeitig von
dem britischen Astronomen John
Frederick William Herschel (17921871).
Vorläufer der Photographie ist die
Camera obscura, von deren Namen
sich auch das Wort Kamera ableitet.
Die erste Photographie wurde 1826
durch Joseph Nicéphore Niépce erzeugt. Zum entscheidenden Durchbruch verhalfen ihr zwei Erfinder in
der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts. Der Franzose Louis Jacques
Mandé Daguerre (1787-1851) baute
bei seinem photographischen Verfahren, Daguerreotypie genannt, auf
den Erfahrungen von Joseph Nicéphore Niépce auf. Der englische Physiker und Chemiker William Henry
Fox Talbot (1800-1877) gilt als der
Schöpfer des 1841 patentierten photographischen Negativ-Positiv-Verfahrens
Talbotypie. Das machte die photographische Abbildung praktisch unbegrenzt reproduzierbar. Erste hölzerne
Daguerreotypie-Kameras wurden ab
1839 von dem Pariser Kamerafabrikanten Alphonse Giroux verkauft.
Nicht allein die aktuellen Bilder
aus dem Universum begeistern. Die
Natur- und Kunstphotographie weckte bereits mit Beginn der Photographie ein großes Interesse bei den
Menschen. Je nach verwendeter Technik – Kameratyp, Filmformat, Fotoobjektiv, Filmmaterial, Filmnachbehandlung – ergeben sich vielfältige Gestaltungsmöglichkeiten.
Für die anspruchsvolle Architektur-,
Sach- und Industrieaufnahmen sowie
Städteporträts eignet sich das Objektiv Distagon ® T* 4/40 IF CFE.
Es ist das klassische Weitwinkelobjektiv der Mittelformatphotographie und
weist einen Bildwinkel von 88° über
die Bildfelddiagonale auf. Durch Floating Elements wird die unvermeidliche Bildfeldwölbung im Nahbereich
reduziert. Aufgrund der guten Korrektion aller Bildfehler, speziell der
gut korrigierten Verzeichnung, ist es
gut für Einsatz in der Architektur-,
Sach- und Industriephotographie geeignet. In der Luftbildphotographie
gehört es zu den bevorzugten Objektiven, da es das Arbeiten aus geringen Flughöhen erlaubt und damit
atmosphärische Störungen durch beispielsweise Dunst umgeht. Auch die
NASA gehört zu den überzeugten
Verwendern dieses Objektivs und hat
mehr als 30 Stück im Einsatz.
37
Berlin
Die erste urkundliche Erwähnung
stammt aus dem Jahr 1237. Die
Grundlagen für ihren Aufstieg legte
im 17. Jahrhundert der Große Kurfürst Friedrich Wilhelm. Sein Nachfolger, Kurfürst Friedrich III., erlangte
1701 die preußische Königskrone
und baute als Friedrich I. Berlin zur
königlichen Residenzstadt aus. Im Zuge von Industrialisierung und Technisierung war Berlin, seit 1871 Hauptstadt des Deutschen Reichs, am Ende
des 19. Jahrhunderts mit 2,7 Millionen Einwohnern die größte Industriestadt des Kontinents. Nach dem Ers-
38
ten Weltkrieg entwickelte sich die
Hauptstadt der ersten deutschen Demokratie vor allem zur pulsierenden
internationalen Kulturmetropole. Der
Kalte Krieg zwischen Ost und West
teilte die Stadt mit dem Bau der Berliner Mauer am 13. August 1961. Mit
dem Fall der Mauer am 9. November
1989 und der Wiedervereinigung war
die Teilung der Stadt überwunden.
Am 20. Juni 1991 beschloss der
Deutsche Bundestag, dass Parlament
und Regierung ihren Sitz in Berlin
nehmen werden und Berlin damit die
Hauptstadt Deutschlands ist.
Paris
Die Stadt entwickelte sich ab dem 3.
Jahrhundert vor Christus aus der keltischen Siedlung Lutuhezi des Stammes der Parisier auf der Seine-Insel.
Nach der Eroberung durch die Römer
im Jahr 52 vor Christus brannten die
Parisii ihr Inselfort nieder. Die Römer
bauten die Stadt als Lutetia wieder
auf. Im 5. Jahrhundert wurde die römische Herrschaft durch die Merowinger beendet. Unter Chlodwig I.
wird im Jahre 508 Paris Hauptstadt
des Merowingerreiches. Die Kapetinger machten Paris zur Hauptstadt
Frankreichs. Philipp II. Augustus ließ
die Stadt befestigen. Auf Veranlas-
sung Ludwig XIV. sind Straßenbeleuchtungen angebracht, die Wasserversorgung modernisiert und die
Krankenhäuser Invalides und Salpêtrière erbaut worden. Trotz Verlegung
der Residenz des Königs nach Versailles blieb Paris das politische Zentrum
Frankreichs. Die Französische Revolution führte zur Einführung der ersten
französischen Republik. 1844 ist zu
Verteidigungszwecken an Stelle des
heutigen Boulevard Périphérique eine
neue Stadtbefestigung errichtet worden. Es wurde die größte Befestigungsanlage der Welt.
39
Toronto
Die Huronen, ein großes Indianervolk
Nordamerikas, nannten den Ort Tarantua. Er war für die Indianer ein
Treffpunkt, an dem sie Zusammenkünfte abhielten. Im 17. Jahrhundert
nutzten die Pelzjäger den Ort für ihre
Geschäfte. Der britische Gouverneur
Simcoe ließ aus dem wirtschaftlichen
Umschlagplatz ein Fort bauen. Die damals noch York genannte Siedlung
entwickelte sich langsam und war
auch Regierungssitz von Oberkanada.
Mit den Loyalisten, nordamerikanische Kolonisten aus dem Königreich
Großbritannien, kamen im 18. Jahrhundert Wasser- und Gasversorgung.
In den 1950ern wurde das in Toronto
umbenannte York durch die Eisenbahn mit den Märkten in den USA verbunden.
40
Shanghai
Die ersten Siedlungsspuren in der
Region reichen bis etwa 4000 vor
Christus zurück. Im Jahre 960 wurde
Shanghai erstmals als Dorf erwähnt.
1264 wurde es mit drei anderen Dörfern zusammengelegt. Mit dem wirtschaftlichen Aufschwung des Jangtse-Deltas wuchs auch Shanghai. Die
Stadt besaß zu dieser Zeit einen
wichtigen Handelshafen, von dem
die stattliche Baumwollernte der Region nach Peking, ins Hinterland und
nach Japan verschifft wurde. Seit den
1840er Jahren wird Shanghai zum
wichtigsten Geschäftsplatz Ostasiens.
Durch die günstige Lage nahe der
Haupthandelsroute der großen Seide
und Tee produzierenden Regionen
entwickelte sich Shanghai bis 1900
zu einem wichtigen Hafen und Industriezentrum. Mit Ende des 19. Jahrhunderts bis in die 1920er Jahre wurde Shanghai eine echte Weltstadt.
Die Drachenkopfmetropole ist heute
die größte und bedeutendste Industriestadt der Volksrepublik China.
41
Moskau
Erstmalige Erwähnung fand Moskau
1147. 9 Jahre später entstand unter
Fürst Juri Dolgoruki eine erste, hölzerne Wehranlage des Kreml, in deren Schutz sich der Marktflecken allmählich zu einer beachtlichen Ansiedlung entwickelte. In der ersten
Hälfte des 14. Jahrhunderts zählte die
Stadt rund 30.000 Einwohner. In den
beiden letzten Jahrzehnten des 15.
Jahrhunderts begann der Ausbau des
Kreml. Zahlreiche Handwerker und
Kaufleute ließen sich im Umkreis nieder. Die Einwohnerzahl stieg bald
darauf auf mehr als 100.000, so dass
42
um 1600 eine Ringmauer um Moskau und eine Erdverschanzung gebaut wurden. Im Vaterländischen
Krieg von 1812 verlor die Stadt in einem Flächenbrand zwei Drittel ihrer
Bausubstanz. Der im Frühjahr 1813
beginnende Wieder- und Neuaufbau
sprengte rasch den alten städtischen
Verteidigungsring. Die Bevölkerung
der Stadt war um 1900 auf etwa eine
Million angewachsen. Am 12. März
1918 wurde Moskau zur Hauptstadt
des Landes erklärt und die Regierung
übersiedelte in den Kreml am Roten
Platz.
Bangalore
„Bengalooru“ wurde bereits in einem
Dokument der Stadt Begur aus dem
9. Jahrhundert erwähnt. Erbaut wurde die Stadt wahrscheinlich in der ersten Hälfte des 16. Jahrhunderts von
Kempe Gowda I. Das Sultanat Bijapur
eroberte und die Moguhls verkauften
sie. Chikkadevaraja Wodeyar kaufte sie
für 300.000 Rupees. Und sie war zu
unterschiedlichen Zeiten im persönlichen Besitz von Shahji Bhonsley und
Haider Ali. Nach Abschluss des Vertrags von Srirangapatnam wurde die
Stadt an den Sultan Tippu zurückgegeben. Unter der Leitung von Lord
Cornwallis, dem englischen General-
gouverneur, wurde die Stadt 1791 eingenommen. Nach dem 4. Mysore Krieg
wurde Bangalore 1799 Teil des Staates Mysore unter der Regentschaft
von Krishna Raja Wodeyar III. 1831
übernahmen die Briten die Administration und Banglore wurde von 1831
bis 1881 das Zentrum von Mysore.
1949 hatten die Stadt und die umgebenden Gebiete zusammen eine Fläche von 26,7 Quadratmeilen. 1956
wurde Bangalore zur Metropolis des
vergrößerten Staates Mysore. Heute
ist Bangalore die Hauptstadt des Bundesstaates Karnataka und die viertgrößte Stadt Indiens.
43
Vo m A n w e n d e r
Differenzierung heißt das Zauberwort
Brillenträger treffen ihre Kaufentscheidungen nicht mehr über den
Preis allein, sondern über zusätzliche Leistungen, die der Augenoptiker bietet. Differenzierung heißt
das Zauberwort: Nur wem als Optiker eine Differenzierung gegenüber dem Wettbewerb gelingt,
ist für den Kunden ausreichend
attraktiv. Ein Mehr an Dienstleistung ist der Schlüssel zu einer erfolgreichen Differenzierung. Das
Relaxed Vision Terminal bietet
dem Optiker diese Plattform. Der
Augenoptiker vermittelt seinem
Kunden durch die Einbindung des
Relaxed Vision Terminals in das
Beratungsgespräch modernste optische Technologien und höchste
Qualität. Nicht zuletzt trifft der
Kunde seine Kaufentscheidung
aufgrund der optimalen augenoptischen Betreuungs- und Beratungskompetenz. Im folgenden
Gespräch schildert Frank Hammer
seine Erfahrungen mit dem Relaxed Vision System, dem Konzept und den Reaktionen von
Kunden.
44
Mit den Worten eines Augenoptikers: Was verstehen Sie unter Relaxed Vision?
Relaxed Vision ist die optimierte
und sehr gelungene Kombination
von Produktqualität, also vom Brillenglas selbst, und der Möglichkeit, mit
modernster, zukunftsicherer Messtechnik das optimale Brillenglas für
den Kunden herzustellen. Augen sind
von Kunde zu Kunde unterschiedlich.
Die Brille von der Stange ist nicht optimal. Die Vermessung und Zentrierung mit dem Relaxed Vision System
ermöglicht eine optimale Brillenglasanpassung. Der exakte Zuschnitt auf
die individuellen Bedürfnisse des einzelnen Auges garantieren dem Brillenträger neben einer sehr guten
Sehleistung auch einen maßgeschneiderten Sehkomfort.
Wie erklären Sie einem Kunden
das Relaxed Vision System?
Das Relaxed Vision System ist
selbsterklärend. Bei uns kommt jeder
Kunde mit dem System in Kontakt,
sei es während der Messung oder der
nachfolgenden Glasberatung. Das Relaxed Vision System wird im Gespräch mit dem Kunden ganz einfach
zur selbsterklärenden Dienstleistung.
Was für Vorteile bringt der RV
Terminal für den Optiker?
Die Technologie ist ein Glücksfall
für den professionellen Augenoptiker.
Ich meine damit die Tatsache, dass
man auf einem solch hohen Niveau
in der Beratung arbeiten kann. Jedoch ist die beste Technologie untrennbar verbunden mit der Qualifizierung und Motivation der Mitarbeiter. Das ist die Basis und letztendlich
die zwingende Voraussetzung für ein
optimales Zusammenspiel zwischen
Technologie und Mensch. Das Relaxed Vision System verhilft auch dem
Optiker zu einem Erfolgserlebnis, weil
der Kunde unmittelbar nachvollziehen kann, was ihm an gutem und
stressfreien Sehen beim Augenoptiker angeboten werden kann.
Welche Unterstützung bietet Carl
Zeiss für die Einführung des RV
Terminals an?
Die ZEISS Akademie bietet Schulungen für die Mitarbeiter der Relaxed Vision Center an. Meine Mitarbeiter haben die Schulungen durchweg als sehr professionell und hilfreich bewertet. Zusätzlich unterstützt
Carl Zeiss den Augenoptiker mit einem Relaxed Vision Starter Kit.
facts
Relaxed Vision:
Nie mehr Sehstress.
Die Schulungen in Kombination mit
dem Starter Kit unterstützen den Optiker in seiner Funktion als Relaxed
Vision Berater.
Welche besonderen Vorteile verschafft das System dem Augenoptiker?
Aufgrund der Messgenauigkeit erhalten wir qualitativ hochwertige Endprodukte. Es kann deutlich besser und
genauer gearbeitet werden. Natürlich
ist es ebenso wichtig, dem Kunden
seine augenoptische Beratungskompetenz vermitteln zu können. Dies
wird durch das Relaxed Vision System
ganz klar begünstigt und gesteigert.
Welchen Nutzen zieht der Brillenträger aus dem Relaxed Vision
System?
Der Nutzen für den Brillenträger
ergibt sich von alleine. Er bekommt
für den gleichen Preis ein weitaus
besser angepasstes Brillenglas. Die
Brille passt sich dem Brillenträger an.
Der Kunde muss sich nicht mehr in
dem Maße, wie es bisher der Fall
war, an das Produkt gewöhnen.
Warum empfehlen Sie Ihren Kunden die individuelle Messung des
Auges?
Das ist eine Frage der Zwangsläufigkeit. Bei der heutigen Qualität
der Glasprodukte, und wir arbeiten
bei Gleitsichtgläsern vornehmlich im
Premiumbereich, ist es eine Verpflichtung, dass man die vorangehenden
Aufgaben – in der Beratung bis hin zu
den verfügbaren technischen Möglichkeiten – bestmöglich erfüllt. Aus
diesem Grund habe ich mich dafür
entschieden, alle Filialen mit dem Relaxed Vision System auszustatten.
Mit welchen Aktionen schaffen
Sie es, neue Kunden für das Relaxed Vision System zu gewinnen?
Carl Zeiss bietet auf der einen Seite ein gelungenes Konzept für die
Beratungsarbeit des Augenoptikers.
Auf der anderen Seite lebt das Gerät
davon, dass der zufriedene Kunde
wiederkommt und über seine Erfahrungen mit anderen spricht. Viele
neue Kunden kommen aufgrund von
Empfehlungen von Freunden und
Verwandten in unsere Filialen.
Vielen Dank für das interessante
Gespräch.
Auge und Brille bilden ein optisches System. Das Zusammenspiel von Auge und Brillenglas ist komplex.
Dank der Erkenntnisse aus der Forschung können wir
weit über das Brillenglas hinausblicken: Der optimierte
Dialog zwischen Auge und Brillenglas, zwischen Natur
und hochentwickelten optischen Systemen ermöglicht
heute ein entspannteres, brillanteres Sehen.
Früher musste sich das Auge auf die Brille einstellen.
Heute werden die Brillengläser an die Besonderheiten
Ihrer Augen angepasst. Schon leichte Ungenauigkeiten
halten das Auge, und damit uns, auf Trab: Auge und
Hirn müssen mehr Arbeit leisten, um Unschärfen
auszugleichen. Kleine Fehler bei der Anpassung des
Brillenglases führen zu mehr oder minder starken
Leistungseinbußen: 40 Prozent oder mehr Verlust an
optischer Leistung sind bei konventioneller Brillenanpassung keine Seltenheit. Beim Vermessen des Auges
geht es um 1/10 Millimeter.
Die Vermessung des Auges
Die Basis für besseres Sehen wird gebildet einerseits
durch die exakte Augen-Vermessung und andererseits
durch die lückenlose Messdaten-Auswertung. Anhand
der Messdaten wird das Brillenglas exakt wie ein Maßanzug auf die individuellen Bedürfnisse des einzelnen
Auges angepasst. Die punktgenaue Vermessung aller
wichtigen Augen-Daten ist die Aufgabe der Relaxed
Vision Terminal Geräte. Das System protokolliert millimetergenau die optischen Daten wie Augenabstand
oder Position der Augenpupillen, die für die optimale
Produktion eines individuellen Brillenglases notwendig
sind. Mittels einer kurzen, stressfreien Messung am
Relaxed Vision System, wobei bildgestützte Messverfahren Augenform und augenbedingte Kalibrier- und
Zentrierdaten erfassen und das patentierte „speckle
target“ Verfahren zur Vermeidung von Fixationsfehlern
eingesetzt wird, werden die Brillengläser an die Besonderheiten eines jeden Auges angepasst.
45
Nanostrukturierung mit der 3D-Deposition
Bild 1:
Elektronenstrahl-Maskenreparaturgerät MeRitTM MG.
Bild 2:
Schema der Nanostrukturierungstechnologie EBID.
46
Die Strukturierung von Materialien in Bereichen von bis zu einem
millionstel Millimeter (Nanometer)
wird entscheidend sein bei der
Entwicklung von Technologien des
21. Jahrhunderts. Um die Leistungsfähigkeit elektronischer Bauelemente zu steigern, werden immer niedrigere Strukturgrößen benötigt. Eines der wesentlichsten
Probleme der Nanotechnologie ist
die Massenproduktion. Nanostrukturierung mittels lithographischer
Techniken ist notwendig, um großflächige und kostengünstige Herstellung von Nanostrukturen zu
realisieren. In der Folge entstanden Eichstrukturen für Rasterkraftmikroskope mit Objektabständen
unter 100 nm und EBID-Abtastspitzen mit 500 nm Höhe und 7 nm
Krümmungsradius an der Spitze.
Eine speziell entwickelte Software zur Elektronenstrahl-Führung innerhalb des Bildverarbeitungssystems VIDAS in der Forschungsgruppe um H.W.P. Koops
wies die Besonderheit auf, dass
die Belichtungszeit für jedes Pixel
individuell einstellbar war, wie es
die 3D-EBID Technologie erfordert. Mit der Technik 3D-Depositionslithographie führte man dann
erstmals das „Rapid Prototyping“
von elektrischen und optischen
Elementen mit Sub-MikrometerAbmessungen durch.
slithographie
Die innovative
Nanostrukturierungstechnologie EBID
Bei Arbeiten zur verkleinernden Elektronenprojektion (Tübingen 1971,
Darmstadt 1984) wurde klar, der
Wunsch nach Hochauflösung in der
Elektronenstrahl-Lithographie geht auf
Kosten der Empfindlichkeit des Registrierverfahrens. Die höchste Auflösung
ist erreichbar, wenn kleine Moleküle
zur Registrierung durch direkte Metallisierungsdeposition verwendet werden. Bei der Nanostrukturierungstechnologie EBID (Elektron Beam Induced
Deposition) wird ein Molekülstrahl
aus organometallischen Molekülen
auf das Substrat im Vakuum gerichtet. Die dort adsorbierten Moleküle
werden durch den auf wenige Nanometer Durchmesser fokussierten Elektronenstrahl mit einem Energieeintrag mit bis zu 2 MW/cm 2 Energie-
dichte zerschlagen. Aus den Molekülbruchstücken und Atomen wachsen
dann in wenigen Minuten 3-dimensionale Deponate. Da Moleküle einzeln verwendet werden, ist das Verfahren 1 Million Mal langsamer als die
herkömmliche Lack-ElektronenstrahlLithographie.
Untersucht wurde die Nanostrukturierung durch Direktschreiben mit
der Einzelstrahl-Lithographie am IBM
T.J. Watson Research Center, USA,
sowie mit der Elektronen-Schattenprojektion und der verkleinernden
Elektronen-Projektion an der TU Darmstadt. Die Elektronen-Schattenprojektion ist heute als EPL Electron Projection Lithography bekannt. Weitere
grundlegende Untersuchungen und
erste Anwendungen entstanden mit
dem Einzelstrahl-Depositions- und ÄtzVerfahren am Forschungszentrum der
Deutschen Telekom FTZ.
special
Rapid Prototyping
mit EBID
Rapid-Prototyping-Verfahren sind
Fertigungsverfahren, die das Ziel
haben, vorhandene Konstruktionsdaten möglichst ohne manuelle
Umwege direkt und schnell in Werkstücke umzusetzen. Die unter dem
Begriff des Rapid Prototyping seit
den 1980er Jahren bekannt gewordenen Verfahren sind in der Regel
Urformverfahren, die das Werkstück
schichtweise aus formlosem oder
formneutralem Material unter Nutzung physikalischer und/oder chemischer Effekte aufbauen.
Im Auftrag von Corning Inc.,
USA, baute ein Forschungsteam der
Deutschen Telekom AG ab Herbst
1997 eine Rapid Prototyping Technik
von Spektralfiltern basierend auf
photonischen Kristallstrukturen auf.
Photonische Kristalle sind 3-dimensionale periodische dielektrische
Strukturen in EBID-Technik aufgebaut
aus Stäben mit Durchmessern von
1/5 der Wellenlänge und im Abstand
von 1/3 der Wellenlänge. Das Infrarot-Licht der Telekommunikation mit
1,5 µm Wellenlänge erfordert für ein
PC-Filter rund 80 Stäbe mit 0.5 µm
Stab-Abstand, 0.3 µm Dicke und
2 µm Höhe, die aus einem Material
mit möglichst hoher Brechzahl gefertigt sind (n > 2,8). Das Team entwickelte und patentierte die Herstellung von photonischen Kristallen (PC)
und anderen Bauelementen der miniaturisierten planaren Optik mit Hilfe
der EBID-Technologie. Spektralfilter
(3 µm x 3 µm) wurden mit einer
Bauzeit von nur 40 Minuten gefertigt
und wiesen Nanometer-Präzision in
Wellenleiter-Messstrukturen auf.
2
47
3
Bild 3:
Benutzeroberfläche mit
Musterkopierfunktion.
Die Photomaskenreparatur
Bild 4:
Musterkopierfunktion:
Ermittlung der zu reparierenden Strukturgeometrie,
Vergleichsmuster, Maskendefekt, Reparaturresultat.
Die Entwicklungsvorleistungen im Rahmen der EBID-Technologie zur rechnergesteuerten Gasdosierung für organometallische und anorganische
Gase, sowie sublimierbare Substanzen, welche die Materialzufuhr durch
Kanülen auf die Substratoberfläche
im Rasterelektronenmikroskop erlaubt,
führte aus der Vielzahl der möglichen Anwendung der Elektronenstrahl induzierten Reaktionen zum
tragfähigen und von der Industrie benötigten Technologie der Photomaskenreparatur, einer Anwendung bei
der wenige Strukturen hochgenau
bearbeitet werden müssen.
Bild 5/6:
Photomaske – vorbereitet
für Analyse und Reparatur.
Bild 7:
Bedienkonsole MeRitTM
MG.
7
48
4
5
6
special
Photomaske
Photomasken haben
im ersten Schritt
der Fertigung immer
Defekte
Da die für die Maskenstruktur-Definition benützten Lithographie-Lacke
nicht unendlich sauber gefiltert werden können, und da Trockenätzprozesse auf der Oberfläche liegende
Partikel abbilden, haben alle gefertigten Masken eine Anzahl von Defekten. Deren Lagekoordinaten und Größe wird mit optischen Messsystemen
ermittelt. Ist die Defektzahl zu hoch,
z.B. > 20, so wird die Maske verworfen und neu gefertigt, auch wenn die
Anfertigung bis dahin ca. 80.000 Euro
gekostet hat! Bei einer Defekt-Anzahl
< 20 wird die Maske repariert. Eine
Maske zu reparieren dauert im
Schnitt einen halben Tag. Eine Vorausschau der International Sematech
besagt schon 2001, dass die Herstellung einer fehlerfreien Maske für
feinste Schaltkreisstrukturen bis zu
1 Million US $ kostet. Es zeigte sich,
dass die bisher für die Reparaturen
von Photomasken genutzte MetallIonen-Strahltechnik die Photomasken
auch an den Stellen schwärzt, wo
sie nach der Bearbeitung transparent
sein sollten. Dadurch sanken die
Produktionsergebnisse der Chip- und
Rechnerbausteine Hersteller.
Eine Photomaske ist eine Quarzplatte von 16 x 16 cm
Größe und 6 mm Dicke, belegt mit einer Absorberstruktur in Form einer Chromschicht mit Löchern,
welche die Information für einen Strukturierungs-Prozess bei der Herstellung der Halbleiterbauelemente
und Rechnerchips trägt. Diese Strukturen werden durch
Elektronenstrahlbelichtung und Trockenätzen erzeugt.
Ca. 30 Photomasken bilden einen Satz, wie er zur Herstellung eines Pentium Chips benötigt wird. Dieser Satz
enthält ca. 12 grobe Masken mit Strukturen von >1 µm
Breite, ca. 10 Masken mit feineren Details und weitere
8 sogenannte High-End Masken.Diese haben 260 nm
breite Strukturen, um die feinsten Strukturen auf
dem Wafer mit 65 nm Breite zu erzeugen. Die Maskenstrukturen sind 4 mal größer, als die Strukturen auf
dem Wafer, denn zur Belichtung der Wafer werden
z.B. ASML-Stepper mit 4-fach verkleinernder Carl Zeiss
UV-Optik eingesetzt. Photomasken können bis zu
10 Millionen Strukturelemente enthalten, die alle fehlerfrei erzeugt sein müssen.
Hans W.P. Koops, [email protected]
www.zeiss.de, www.smt.zeiss.com
49
Jubiläum
Das erste kommerzielle Rasterelektronenmikroskop (REM) – Stereoscan Mark I – präsentiert 1965
die britische Firma Cambridge Instruments. Heute gilt das REM als
das ultimative Werkzeug in der
Nanotechnologie.
In den vergangenen 40 Jahren
ist das REM zu einem unentbehrlichen Werkzeug in den unterschiedlichsten Disziplinen geworden. Ursprünglich in den Materialwissenschaften angesiedelt, hat
das REM einen festen Platz in Bereichen wie Elektronik, Forensik,
der Papierindustrie oder der Archäologie eingenommen. Auch in den
Labors der Pharmaforschung, Nahrungsmitteltechnologie und Biologie, für deren ganz spezielle Anforderungen es modifiziert wurde,
wird es eingesetzt. Nicht zuletzt
nutzt auch die Halbleiterindustrie
das REM intensiv in der Prozesskontrolle und Fehleranalyse.
Spurensuche in der Nanowelt: 40 Jahre Ra
2
50
3
4
1
sterelektronenmikroskopie
Kontinuierliche
Weiterentwicklung
Seit der Einführung der ersten Rasterelektronenmikroskope kamen über
einen ständigen Entwicklungsprozess
ganz neue Funktionen hinzu. Zwei
dieser Neuentwicklungen sind außergewöhnlich bedeutend: zum ersten
die Entwicklung der ZEISS GEMINI ®
Säule im Jahr 1992, mit der die Auflösung wesentlich gesteigert werden
konnte, und zum zweiten die Kombination der REM-Säule mit einer fokussierten Ionenstrahl (FIB)-Säule, die
das REM zu einem äußerst vielseitigen, und perfekten Analysesystem
wandelte. Das CrossBeam ® genannte
System ermöglicht dem Forscher einen ganz neuen Einblick unter die
Oberfläche einer Probe. Der Vorteil
der CrossBeam ® Technologie liegt in
der zeitsparenden In-Situ-Betrachtung
des Materialabtrags durch Ionenätzen
bzw. Fräsen und Polieren. Die EVO ®
Generation bietet die umfassendste
REM-Palette für die Analyse. Der neu
entwickelte Rückstreuelektronendetektor stellt dabei eine weitere Verbesserung der analytischen Fähigkeiten dar. Der neu aufkommenden
Kombination aus Raman-Spektroskopie und REM Navigation wird mit einem anwendungsorientierten Mikroskop Rechnung getragen – dem EVO ®
50Raman.
Bild 1:
Narbe, Teil des Stempels,
Dahlie.
Bild 2:
Stereoscan I (1965)
Bild 3:
DSM 950 (1985)
Bild 4:
EVO ® 50 (2005)
51
5
Variabler Druck
Moderne REM Systeme können heute sowohl im traditionellen Hochvakuummodus als auch im VP-Modus
(variabler Druck) betrieben werden.
Im VP-Modus wird eine kleine Menge
Gas, bis ca. 400 Pa, in die Kammer
eingeleitet, das die Ladung ausgleicht, die sich auf der Oberfläche
nichtleitender Proben bei hohem Vakuum bildet. Dadurch können von
Natur aus nicht leitende Materialien
52
wie Papier und Plastik analysiert werden, ohne dass ihre Oberfläche vorher beschichtet werden muss. Dieser
Wegfall der Probenbeschichtung verkürzt die zeitaufwändige Probenpräparation, macht die Bedienung des
Mikroskops insgesamt einfacher, erweitert das Spektrum der Anwendungsgebiete, bei denen das REM eine
Rolle spielen kann, und erhöht den
Probendurchsatz. Diese größere Flexibilität ist einer der wichtigsten Gründe für den Einsatz des REM bei Unter-
suchungen von Keramikteilen, Kunststoffen, forensischen Proben und
Kunstobjekten.
Wasserdampf
Ein direkter Nachkomme jener ersten
fünf in Cambridge hergestellten Mikroskope ist die kürzlich eingeführte
neue Generation der ZEISS EVO ® XVP/
EP REMs. Ihre neue Konstruktion
ermöglicht die Anwendung wesentlich höherer Drücke und lässt selbst
Bild 5:
TEM-Lamelle, aus
Schnittgraben entnommen.
Bild 6:
Tungstenkristalle
Bild 7:
Ciliat
6
7
Bild 8:
Bruch in Schweißnaht von
Betonstahl: Wabenbruch
mit Manganoxid als
Wabenkeim.
die Einführung von Wasserdampf zu.
Im Modus XVP (erweiterter variabler
Druck) und EP (erweiterter Druck)
sind bis zu 750 Pa bzw. 3000 Pa möglich. Dadurch öffnen sich der Forschung in den Bereichen Bio- und
Medizinwissenschaften, Gesundheitswesen, Nahrungsmittel und Pharmazie ganz neue Möglichkeiten, und es
entsteht ein Brückenkopf in die neue
Wissenschaft der Bioelektronik.
www.zeiss.de
8
53
Auszeichnungen
Vierter R&D 100 Award in Folge für die
Mikroskopie von Carl Zeiss
LSM 5 LIVE – das konfokale Live Cell
Imaging System ist im Juli 2005 mit
dem „Oscar der Erfindungen“ ausgezeichnet worden und gehört damit
zu den bedeutendsten 100 Technikprodukten des Jahres. Das im Oktober 2004 auf dem Markt eingeführte
konfokale Live Cell Imaging System
LSM 5 LIVE aus der erfolgreichen LSM
5 Familie bietet den Wissenschaftlern
aus dem Life Science Bereich einzigartige Einblicke mit seiner einzigartigen Kombination von Scangeschwindigkeit, Bildqualität und Sensitivität.
Mit bis zu 120 konfokalen Bildern
54
„filmt“ das LSM 5 LIVE zelluläre Prozesse bei einer gleichzeitig perfekten
Bildqualität von 512 x 512 Bildpunkten und einer außergewöhnlichen
Empfindlichkeit. Das gesamte optische Konzept wurde konsequent für
die biomedizinische Lebendzellanwendung konzipiert. Das LSM 5 LIVE bietet dank präziser Optik, kreativem
Strahlteilerkonzept und innovativer
Strahlführung Fluoreszenzausbeute an
der Grenze des Möglichen.
www.zeiss.de
www.rdmag.com
Designpreis für ZEISS Victory 32 FL
Die Fernglasreihe ZEISS Victory 32 FL
des Bereichs Sports Optics wurde von
der international besetzten Jury des
Design Zentrum Nordrhein Westfalen
mit dem „red dot award“ 2005 für die
herausragende Designqualität ausgezeichnet.
Die kompakten, leichten und ergonomischen Ferngläser sind HighEnd-Ferngläser mit fluoridhaltigen
Gläsern (FL) für höchste Ansprüche.
Sie weisen ein großes Sehfeld sowie
einen sehr guten Nahbereich auf. Mit
guten Reserven in der Dämmerung
bieten sie hohe Auflösung und Detailerkennbarkeit.
Das Victory 8x32 T* FL ist besonders geeignet für Reisen, bei
Wanderungen oder auf der Pirsch.
Das Victory 10x32 T* FL ist für die
anspruchsvollen Einsätze von Ornithologen, Jägern, Naturliebhabern
konzipiert.
www.zeiss.de
http://de.red-dot.org
1540XB CrossBeam®
zweifach ausgezeichnet
Schon 2004, auf der Semicon Europe
in München, wurde das Elektronenmikroskop 1540XB CrossBeam®‚ mit
dem „Editors' Choice Best Product
Award“ des Magazins „Semiconductor
International“ ausgezeichnet. Während der Semicon West in San Francisco 2005 erhielt das Mikroskop
eine weitere Auszeichnung: „Best
Tool Award“ in der Kategorie „Yield
Management“ des Wettbewerbs um
den „Eurosemi IC Industry Award“.
www.smt.zeiss.com
www.eurosemi.eu.com/
www.reed-electronics.com/semiconductor/
55
Aus dem Unternehmen
Carl Zeiss SMT AG übernimmt NaWoTec
special
E-Beam
Repair
Inspection
AIMS TM
Cleaning
Pellicle
Kurz vor dem Markteintritt der elektronenstrahl-basierenden Maskenreparaturgeräte übernahm 2005 die
Carl Zeiss SMT AG das innovative Herstellerunternehmen NaWoTec GmbH.
Diese entwickelte seit 2001 in einem
Kooperationsvertrag mit der Carl Zeiss
SMT AG das MeRiT TMMG Gerät aus
dem GEMINI ® 1560 FE SEM und setzte zur Prüfung und Simulation der
Reparaturergebnisse die von Carl Zeiss
SMT AG hergestellten und vor kurzem
prämierten UV-Mikroskopen AIMS TM
FAB 248 und MSM193 zur MaskenInspektion und zur Stepper-Simulation ein. Nun kommt die vollständige
Lösung für Photomaskenprobleme aus
56
einer Hand. Die Marke und Technologie des elektronenstrahl- basierten
Maskenreparaturgerätes ist durch eine Reihe von Patentanmeldungen geschützt. Weitere, zukunftsträchtige Patente zu Anwendungen der dreidimensionalen Nanostrukturierung mit
Elektronenstrahlen in Medizin- Diagnostik und -Therapie, Elektrotechnik,
Elektronik, Optik, Mechanik und Elektronenoptik liegen vor.
Hans W.P Kopps
[email protected]
www.zeiss.de
www.smt.zeiss.de
MeRiT TM MG
Das MeRiT TM MG Elektronenstrahl-Maskenreparaturgerät löst
mit seinen Prozessen und seiner
Genauigkeit die Anforderungen
der Maskenhersteller für den
65 nm und im Upgrade auch den
45 nm „node“. Es ist reinraumtauglich mit der für die Maskenfertigung erforderlichen Güte
und Zertifizierung. Defekte können mit einer Genauigkeit von
5 nm reproduzierbar repariert
werden: Fehlendes Material beim
offenen Defekt (z.B. im chromAbsorber, Bild 1), wird durch
Deposition von chromhaltigem
Material ersetzt. Überstehendes
Material beim closed defect
(Bild 2) wird durch elektronenstrahl-induziertes Ätzen entfernt.
Dabei darf die Unterlage nicht
in Mitleidenschaft gezogen
werden. Fehlende Maskenbereiche werden nach der StrukturZeichnungsvorlage CAD (Computer Aided Design) deponiert oder
von anderen intakten Stellen
mit gleichen Strukturen kopiert
und am Ort des Defektes eingefügt, bzw. abgeätzt.
details
GmbH
NaWoTec GmbH
Mag=24.00 K X 200 nm
Mag=24.00 K X 200 nm
Mag=24.00 K X 200 nm
Mag=24.00 K X 200 nm
1
2
Der Name NaWoTec ist die Abkürzung für Nano World Technologies
und umfasst die vielfältigen
Anwendungsmöglichkeiten der
elektronenstrahl-basierten Nanostrukturierung durch induziertes
Ätzen und Deponieren von 3-dimensionalen Strukturen für die
Messtechnik, Optik, Lichterzeugung, Detektion, Höchstfrequenzelektronik, Halbleitertechnik,
Energietechnik, Bio-Technologie,
Medizin-Analytik und -Therapie.
Mit dem Photomaskenreparaturgerät MeRiT TM MG steht ein weltweit anerkanntes System zur Verfügung. Während der Technologie-Entwicklung wurden verschiedene Demonstratoren entworfen,
gebaut, und patentiert: Anwendungen wie beispielsweise miniaturisierte, elektrostatische Linsen
mit besonders kleinen Linsenfehlern, Mini-Elektronenquellen,
Mikroröhren für GHz-Schaltverstärker, ein Vielsonden-Tastkopf
für die Messtechnik und Nanoanalytik, und ein Free Electron
Laser als THz Strahlungsquelle für
Sicherheits-, medizinische und
analytische Anwendungen, FeldElektronenquellen für Elektronenmikroskope und Flachbildschirme
wurden untersucht.
2000 Gründung der NaWoTec
GmbH mit Unterstützung der
Deutschen Telekom aus der Gruppe Mikrostrukturtechnik am
Forschungszentrum der T-Nova
der DTAG.
2001 C. Hockemeyer und H.W.P.
Koops starten mit 6 Mitarbeitern
die ersten Entwicklungsaktivitäten.
2001 Im Kooperationsvertrag mit
der Carl Zeiss Tochter LEO GmbH
wird die Lieferung von Grundgeräten sowie der weltweite Vertrieb
und Service vereinbart: NaWoTec
entwickelt und liefert die GeräteAusrüstung zum PhotomaskenReparaturgerät mit Prozessgaszufuhr und Prozess-SteuerungsSoftware, Kunden Demonstration
und spezifische Kundenwunsch
Prozess-Entwicklung, sowie Applikationslabor zum Thema Photomaskenreparatur.
2002 Vergrößerung des Mitarbeiterteams auf 30 zum Jahresende.
2003 Lieferung des ersten Geräts
für den Einsatz im Entwicklungslabor an Intel im Herbst.
2003 NaWoTec erhält den Innovationspreis der Deutschen Wirtschaft (Kategorie Start-Up) im
Dezember.
2004 Das elektronenstrahl-basierte Maskenreparaturgerät MeRiT
MG wird als Multi-GenerationsTool von Carl Zeiss SMT AG auf
der Semicon 2004 in Europa, USA
und Japan vorgestellt.
2005 Carl Zeiss SMT AG übernimmt die NaWoTec
57
Beam me up
„Scotty, beam me up!“ In der Welt
des Science-fiction ist es schon in
den 1970 er Jahren Wirklichkeit geworden. Immer wenn es am Ende
der Galaxy für die Crew der Enterprise brenzlig wurde, genügte
ein kurzer Befehl und Captain Cirk
und seine Crew verschwanden im
glitzernden Nichts, um im selben
Augenblick weit entfernt wieder
aufzutauchen.
Diese fantastische Vorstellung ist für
einen kleinen unscheinbaren Wurm
inzwischen zur Realität geworden.
C. elegans, ein nur 1 mm großer Nematode der sich normalerweise eher
in der Erde verbirgt, ist nun der Enterprise Crew gefolgt. Das als Laser
Microdissection and Pressure Catapulting (LMPC) bezeichnete Verfahren ermöglicht es, einen einzelnen,
mehrzelligen Organismus kontaktfrei
entgegen der Schwerkraft lebend aus
seiner Umgebung heraus zu „beamen“ und eröffnet dadurch völlig
neue Möglichkeiten z.B. im Bereich
der Isolierung von Lebendzellen.
Kontaktfreie
Isolierung
Intakte Organismen können völlig
kontaktfrei isoliert werden, ohne deren Vitalität zu beeinflussen. Dieser
Prozess kennzeichnet den Durchbruch in modernen, auf Laser basierenden, Isolationsmethoden und ermöglicht, eine vollständig kontaminationsfreie Präparation von reinen
und homogenen Proben zu erhalten.
Morphologisch exakt definiertes Ausgangsmaterial z.B. aus Gewebeproben verschiedenster Applikationsfelder
58
der Medizin, Biotechnologie, Krebsforschung oder pharmazeutischen
Forschung ist eines der anspruchsvollsten Aufgaben in der genomischen
und proteomischen Forschung.
Transferprozess
Die verwendeten Laser – ein pulsierender UV-Laser zum Schneiden und
ein kontinuierlich emittierender Infrarot-Laser für optisches Trapping –
können an ein Mikroskop angekoppelt und mit Hilfe eines Objektivs mit
hoher numerischer Apertur zu einer
minimalen Punktgröße fokussiert werden. Spezielle Linsen- und SpiegelHalterungen stellen sicher, dass das
Laserlicht parallel zur optischen Achse des Lichtmikroskops verläuft und
dass der Laser-Fokus während des Arbeitens stabil an seiner vorgegebenen
Position bleibt: präzise Laser-Mikromanipulation mit höchst möglicher
Bearbeitungsgenauigkeit von unter
1µm werden erreicht.
Der Energie-Transfer reicht aus zur
exakten Fragmentierung ohne einen
Kontakt zur Probe. Da dieser Prozess
sehr schnell ohne jeglichen HitzeTransfer abläuft, werden anhängendes biologisches Material oder Biomoleküle, wie DNA, RNA oder Proteine außerhalb des Fokus, nicht beeinflusst. Nach dem Schneideprozess
wird der ausgewählte Bereich durch
einen einzelnen Laser-Puls von der
Objektoberfläche isoliert. Die Probe
kann mehrere Millimeter gegen die
Schwerkraft direkt in ein Auffanggefäß transportiert werden.
www.palm-microlaser.com
P.A.L.M. kommt zum Unternehmensbereich Mikroskopie
Impressum
Innovation, Das Magazin von Carl Zeiss
Nummer 16, Novemver 2005
Herausgeber:
Carl Zeiss AG, Oberkochen
Konzernfunktion Kommunikation
Marc Cyrus Vogel.
Redaktion:
Dr. Dieter Brocksch, Carl Zeiss
73446 Oberkochen
Telefon (07364) 203408
Telefax (07364) 203370
[email protected]
Gudrun Vogel, Carl Zeiss Jena GmbH
07740 Jena
Telefon (03641) 642770
Telefax (03641) 642941
[email protected]
Namentlich gekennzeichnete Artikel
entsprechen nicht unbedingt der
Meinung der Redaktion.
Autoren: Falls nicht anders angegeben,
über die Redaktion zu erreichen.
Autoren von Carl Zeiss:
[email protected]
www.zeiss.de
Anfragen zum Bezug der Zeitschrift
und Adressenänderungen mit Angabe
der Kundennummer (wenn vorhanden)
bitte an die Redaktion richten.
Microlaser Technologies
Die vereinten Kräfte von P.A.L.M. und
Carl Zeiss schaffen neue Möglichkeiten für biomedizinische Applikationen. Bereits seit vielen Jahren hat die
Mikroskopie von Carl Zeiss und die
Firma P.A.L.M. auf dem Gebiet der
Laser basierten Mikromanipulation
zusammengearbeitet. Im Laufe der
Jahre hat sich eine starke vertriebliche Allianz zwischen Carl Zeiss und
P.A.L.M. gebildet und bewährt. Die
Vereinigung ist daher eine logische
Konsequenz einer erfolgreichen Partnerschaft, aber auch Teil einer fortwährenden Investment-Strategie, um
das applikative Know-how von Carl
Zeiss permanent zu steigern. Das Ziel
ist die Integration von technischem
und applikativem Wissen in Gesamtlösungen, die die Bedürfnisse der modernen biomedizinischen und klinischen Forschung und Routine perfekt
abdecken. Zusätzlich wird die Vereinigung eine beachtliche Stärkung des
weltweiten Service und Support Netzwerkes beider Firmen sein.
www.zeiss.de
www.palm-microlaser.com
Bildquellen:
M. Stich, Service-Center Oberkochen,
Carl Zeiss AG
NASA
NASA’s Planetary Photojournal Development Team
NASA/CXC/M.Weiss
ESA
SOHO LASCO
Tautenburg Landessternwarte Thüringen
Sven Kohle & Till Credner, AlltheSky.com
Carl Zeiss AG
Planetarium Jena
Armagh Observatoriums (M. Popescu)
Wenn nicht besonders vermerkt,
wurden die Bilder von den Verfassern
der Beiträge zur Verfügung gestellt
bzw. sind Werkfotos oder Archivbilder
von Carl Zeiss.
Gestaltung: Corporate Design,
Carl Zeiss, 73446 Oberkochen.
Layout und Satz: MSW,
73431 Aalen, www.msw.de.
Druck: C. Maurer, Druck und Verlag,
73312 Geislingen a. d. Steige.
ISSN 1431-8040
© 2005, Carl Zeiss AG, Oberkochen.
Nachdruck einzelner Beiträge und Bilder
nur nach vorheriger Rücksprache mit der
Redaktion und mit Quellenangabe.
59
Das Magazin von Carl Zeiss
Innovation
Sombrero-Galaxie (Galaxie Messier 104)
Spiralgalaxie aus dem Virgo Galaxiehaufen in
einer Distanz von 28 Millionen Lichtjahren.
Für die Aufnahme wurden Daten von den Teleskopen Hubble und Spitzer verwendet. R. Kennicutt
(Steward Obs.) et al., SSC, JPL, Caltech, NASA.
Carl Spitzweg, Der Astrologe (Sternengucker),
1860/64
Der Astrologe sieht selbst aus wie von einem
anderen Stern. Das Studium hat ihn körperlich
aufgezehrt und zur androgynen Gestalt abmagern
lassen. Hager und knöchern hat er selbst eulengleich das Antlitz eines Wesens der Nacht angenommen, dabei das Dunkel des nur über viele
Stufen zu erreichenden Turmzimmers suchend.
Spitzweg karikierte den Gelehrten mit Spitzbart
und Augen weitenden Spezialgläsern. Seine blaue
Kappe, das bodenlange Gewand und die hervorblitzenden Ärmel runden seine weltfremde Erscheinung im Antlitz eines Merlin ab. Doch es
ist nicht der Wissenschaftler, der im Mittelpunkt,
im Licht steht, sondern ein Herr in vornehmer
Amtstracht des 17. Jahrhunderts. Für die zu
erblickende Weisheit ist er vor dem hölzernen
Fernrohr in die Knie gegangen, hat sein Haupt
entblößt und sein Schwert funktionslos nach
hinten gesteckt. Mit weit geöffnetem Mund versucht er, Erkenntnisse auszumachen, während
sich der Fachmann in der Ecke die Hände reibt.
Museum Georg Schäfer, Schweinfurt
www.museumgeorgschaefer.de

PDF

Transcription

Similar documents

Handreichung Astrophysik - ISB

Die 7 Aspekte der Psychodynamik Der Löwe am MC/im Haus 10 Die

triskel – – - celtic

Acta Historica Astronomiae – Bandregister - Archenhold

Frayling, Christopher: Mad, Bad and Dangerous? The

Liste der Stecher anzeigen und durchsuchen

März 2005 - Fachgruppe Sonne

Bachelorarbeit - Erzabtei St. Ottilien

JENOPTIK AG, Jena