Innovation - zeiss.com · Kreisfigur auf den CCD-Detektor ab-gebildet, wobei infolge der Disper-sion des Beugungsgitters das Faser-bild bei Beleuchtung mit einem Kon-tinuum zu einem

InnovationD a s M a g a z i n v o n C a r l Z e i s s

■ Blick ins Universum

■ Faszination Fotografie

■ Nanostrukturen

ISSN 1431-8040

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Innovation 16, Carl Zeiss AG, 20052

Inha l t

Editorial

❚ Dieter Brocksch 3

Im Fokus

Rätselhafte astrophysikalische Phänomene ❚ Martin Matthias Roth 4Dunkle Materie in Spiralgalaxien ❚ Martin Matthias Roth 8Schwarzes Loch – Holmberg II Galaxie ❚ Martin Matthias Roth 10Schwarze Löcher ❚ Martin Matthias Roth 12Calar-Alto-Observatorium 13Himmelsbeobachtung 14Geschichtliche Eckpunkte der Potsdamer Astrophysik 20SIR sucht nach Eis und Mineralien auf dem Mond ❚ Urs Mall, Chris Weikert 22Die Sonne 24Extrasolarer Planet 25Sonnenspäher, Wetterfrosch, Kometenjäger 26Kleine Geschichte des Spiegelteleskops 27Der Weg zu den Sternen 28Planetarium: Der Weltraum im Raum 32Sternwarteninstrumente 36

Augenblicke

Faszination Fotografie 37

Vom Anwender

Differenzierung heißt das Zauberwort 44Nanostrukturierung mit der 3D-Depositionslithographie ❚ Hans W.P. Koops 46

Jubiläum

Spurensuche in der Nanowelt: 40 Jahre Rasterelektronenmikroskopie 50

Auszeichnungen

Vierter R&D 100 Award in Folge für die Mikroskopie von Carl Zeiss 54Designpreis für ZEISS Victory 32 FL 551540XB CrossBeam® zweifach ausgezeichnet 55

Aus dem Unternehmen

Carl Zeiss SMT AG übernimmt NaWoTec GmbH ❚ Hans W.P. Koops 56Beam me up 58P.A.L.M. kommt zum Unternehmensbereich Mikroskopie 59

Impressum 59

Informationsquelle Bild

Wichtige optische Entwicklungen und Erfindungen führ-ten unter anderem auch zur Entwicklung der Fotografie.Seit Beginn der Fotografie nutzen die Fotografen dasBild, um dem Betrachter Geschichten zu erzählen, ihn zuinformieren und mit ihm zu kommunizieren. Bilder vonSzenen in Städten unserer Welt bieten Einblicke in Mo-mente unseres Lebens, zeigen Organisationsstrukturenund vermitteln Lebensgefühl.

Die Rasterelektronenmikroskopie, eine noch junge Er-findung, erschließt mit faszinierenden Bildern Details undStrukturen aus Natur und Umwelt. Diese Mikroskoptech-nik macht Strukturen in Dimensionen sichtbar, die demmenschlichen Auge ohne optische Instrumente verbor-gen bleiben.

Raffinierte optische Techniken auf dem Gebiet der Na-nostrukturierung helfen elektronische Schaltkreise fürmodernste Kommunikationsmittel aufzubauen. Damitwerden beispielsweise moderne Kommunikationsmittelschneller und verlässlicher in der Funktion und umfassen-der im Einsatz.

Sichtbar machen

Getreu dem Unternehmensslogan „We make it visible“verhelfen optische Systeme von Carl Zeiss zu vielen neu-en, manchmal ungeahnten Ein- und Ausblicken. OptischeSchlüsseltechnologien nutzen das Licht, um Neues zu er-kennen und zu schaffen.

Viel Spaß beim Lesen wünscht Ihnen Ihr

November 2005

Liebe Leserinnen und Leser,

tauchen Sie ein in die Welt der Bilder. Bilder aus demWeltall. Bilder aus den Städten und dem Leben in unsererWelt. Bilder aus der Nanowelt. Lassen Sie sich faszinierenvon Bildern, die uns nüchtern informieren aber auch Geschichten von der Vielfalt des Lebens erzählen. SchonMarcel Proust schrieb: „Ein Buch ist eine Art optisches In-strument, das der Autor dem Leser reicht, damit er in sichentdecke, was er ohne Hilfe des Buches nicht entdeckthätte.“

Aus den Weiten des

Universums.

Bilder aus dem Weltall, so kompliziert sie auch entstehenmögen, vermitteln uns ein Gefühl von der unermess-lichen Weite des Universums. Seit Jahrhunderten, ja Jahr-tausenden ist die Menschheit fasziniert und beeindrucktvon Schauspielen am Himmel. Seit Tausenden von Jahrenversuchen die Menschen das „himmlische“ Geschehenzu deuten und zu verstehen. Seit Hunderten von Jahrennimmt das Wissen um das Wie und Warum zu. Zuerstbeobachtete man lediglich das Licht der Sterne, maß ihmGesetzmäßigkeiten zu. Dann erlaubten erste optische In-strumente sich den Gestirnen zu nähern. Man entdeckteMonde und Ringe. Viele Erkenntnisse aus dieser Zeitführten zum heliozentrischen Weltbild. Heute verlassenwir unseren Planeten für die Erforschung des Universums,für die Erforschung unserer Herkunft, und beginnen dasUniversum fast „hautnah“ zu betrachten. Mit modern-sten Instrumenten analysieren wir das Licht aus dem Uni-versum und machen uns daraus ein Bild. Und je mehr wirdavon erkennen umso mehr bestaunen wir die Unfass-barkeit des Ganzen.

3

Ed i tor ia l



Die Astrophysik gehört zu denwenigen Disziplinen der natur-wissenschaftlichen Grundlagen-forschung, aus deren Forschungs-ergebnissen wir in einem für unsüberschaubaren Zeitraum nocheinmal fundamentale Umwälzun-gen unseres physikalischen Welt-bilds erwarten können, die manetwa mit den Paradigmenwech-seln bei der Einführung der Quan-tentheorie oder der Einführungder Einstein’schen Relativitätsthe-orie vor rund 100 Jahren verglei-chen könnte. Exotische Objektewie Neutronensterne, schwarzeLöcher, Supernovaüberreste undandere Gasnebel, aber auch gan-ze Sternsysteme wie Galaxienund Galaxienhaufen stellen ein

leskop gesammelte Lichtsignal ineine direkt interpretierbare Mess-größe überführt werden kann. Direkt abbildende Kameras, Spek-trographen mit geringem, mittle-rem oder hohem spektralen Auf-lösungsvermögen, Polarimeter, In-terferometer und andere Fokalin-strumente erlauben heute einentiefen Blick in die Entstehungsge-schichte, in die Entwicklung, undin den physikalischen Aufbau vonteilweise noch völlig unverstan-denen physikalischen Phänome-nen. Der Einsatz von Hochtechno-logie für die Instrumentierungmoderner Teleskope ist daher zueinem unverzichtbaren Bausteinfür die moderne astrophysikali-sche Forschung geworden.

Rätselhafte astrophysikalische Phänomene

4

Im Fokus

einmaliges Laboratorium dar, indem Materie bei so extremerTemperatur, Druck, Dichte, Mag-netfeldstärke und anderen physi-kalischen Größen untersucht wer-den kann, wie dies in keinem irdischen Labor möglich wäre. Die Messung dieser Größen ge-schieht in der modernen Astro-physik mit bodengebundenen Te-leskopen und Weltraumobserva-torien, die zusammen das ganzeelektromagnetische Spektrum vomRadio- bis hin zum Röntgen- undGammastrahlenbereich abdecken. Ebenso wichtig wie die Lichtsam-melleistung und das Auflösungs-vermögen der verwendeten Teles-kope sind die Fokalinstrumente,mit denen das schwache, vom Te-

3D-Spektroskopie –

ein neues Messverfah-

ren der Astrophysik

Das Astrophysikalische Institut Pots-dam (AIP), eine der ältesten Stern-warten Deutschlands, hat seit seinerNeugründung im Jahre 1992 nebenseinen klassischen Kompetenzfeldernwie Sternphysik, Extragalaktik undKosmologie den planmäßigen Auf-bau von Infrastruktur für die Entwick-lung moderner astronomischer Teles-kope und von Fokalinstrumenten vor-angetrieben. Das erste konkrete Pro-jekt in diesem Bereich begann 1996mit der Entwicklung von PMAS (Pots-damer Multi-Apertur Spektrophoto-meter), einem innovativen bildgeben-den Spektrographen (Bild 1). Die neueTechnik wird häufig auch als Integral-feld-Spektroskopie oder kurz 3D-Spektroskopie bezeichnet. Bild 2 ver-mittelt das Messprinzip: das in derFokalebene des Teleskops entstehen-de reelle Bild eines Objekts, z.B. einerGalaxie, wird durch ein Linsenrasterabgetastet und mit seiner endlichenAnzahl von mxn Linsenelementen in

eine diskrete Anzahl von mxn Bild-elementen überführt. Das in jedesBildelement einfallende Licht wirddurch eine individuell zugeordneteFaser eines Lichtleiterbündels aus derFokalebene ausgekoppelt und einemmehr oder weniger weit entferntenFaserspektrographen zugeführt.

Durch Umordnen der rechteckigangeordneten Bildelemente zu einemlinearen Faserarray in der Eintrittsebe-ne des Spektrographen kann auf sehreinfache Weise eine Anpassung derGeometrie des flächenhaften Objektsan die lineare Struktur des Spektro-graphenspalts erreicht werden. JedeFaser wird nun durch die Optik desSpektrographen individuell als kleineKreisfigur auf den CCD-Detektor ab-gebildet, wobei infolge der Disper-sion des Beugungsgitters das Faser-bild bei Beleuchtung mit einem Kon-tinuum zu einem Lichtband ausein-andergezogen wird, bzw. bei der Be-leuchtung mit einem Emissionslinien-spektrum in einer Anzahl diskreterLichtpunkte längs diese Lichtbandessichtbar wird (Bild 3). Auf dem De-tektor entsteht nun eine Familie von

(mxn) Spektren, die nach Auslesendes Bilds in den Computer mit ge-eigneten Softwareprogrammen zu-nächst extrahiert, kalibriert, undschließlich zur Bildrekonstruktion zu-sammengefasst werden können. DasErgebnis dieser Bildrekonstruktionwird als Datenkubus bezeichnet – da-her auch der Begriff 3D-Spektrosko-pie (Bild 4). Je nach Sichtweise lässtsich der Datenkubus als Stapel mono-chromatischer Bildaufnahmen, oderals Bündel von in einem rechteckigenRaster angeordneten Einzelspektreninterpretieren. Der Vorteil des Verfah-rens liegt auf der Hand: 3D-Spektros-kopie ist ein vollsimultanes Messver-fahren, bei dem der gesamte Daten-satz in einer einzigen Belichtung auf-genommen wird. Da die meisten as-trophysikalisch interessanten Objekteextrem lichtschwach sind und denEinsatz von kostspieligen Großteles-kopen erforderlich machen, gewinntdieser Aspekt, besonders für die inte-ressantesten aktuellen Problemstellun-gen, zunehmend an Bedeutung.

5Innovation 16, Carl Zeiss AG, 2005

1 3

Bild 1:

PMAS, das Potsdamer

Multiapertur Spektro-

photometer am Cassegrain-

fokus des Carl Zeiss 3,5m

Spiegelteleskops am

Calar Alto Observatorium

in Südspanien.

Bild 2:

Prinzipieller Aufbau eines

Integralfeld-Spektrogra-

phen mit Linsenarray und

Faserkopplung.

Bild 3:

Bildausschnitt aus einer

PMAS-Kalibrationsaufnah-

me mit Kontinuumslicht

(durchgehende Streifen)

und Emissionslinienspek-

trum (aufgeprägte Punkte).

Im Ausschnitt sind zwei

Gruppen von je 16 Spektren

zu sehen, die Dispersions-

richtung verläuft von links

nach rechts.

2

17

18 16 15

1413

12 11

10

3 4 5 6 7 8 921


Das Potsdamer

Multi-Apertur

Spektrophotometer

Mit der Konzeption für das erste AIP-Instrumentierungsprojekt startete einambitioniertes Projekt, das nichts we-niger anstrebte, als den Bau des welt-weit leistungsfähigsten 3D-Spektro-graphen im Spektralbereich vom na-hen UV (350 nm) bis zum nahen IR(1000 nm), d.h. im dem spektralenFenster, innerhalb dessen die Atmo-sphäre für bodengebundene Beob-achtungen durchsichtig ist. Gleichzei-tig wurde eine optimale Sensitivitätangestrebt, um das Instrument fürdie Beobachtung schwächster Quellenkonkurrenzfähig zu machen. Für dasoptische System konnte nur Hochleis-tungsoptik in Frage kommen (Anfor-derungen siehe Kasten). Partner fürdie Entwicklung der Optik des PMASFaserspektrographen, der als die zen-trale und wichtigste optische Bau-gruppe das Gesamtverhalten des In-struments dominiert, war Carl Zeiss.Das Optikdesign des Faserspektrogra-phen (Bild 5) entwarf Uwe Laux, Wei-mar. Das Startdesign beruhte auf derAnnahme von Katalogangaben wie

besonderen Maße von der Erfahrungim Bau von Apochromaten für as-tronomische Refraktorobjektive, vomKnow-how in der Herstellung von Asphären und von lithographischenCaF2-Objektiven. Im Ergebnis wurde1999 nach einer umfangreichen Prüf-serie (Bild 6, 7) ein System ausgelie-fert, das als weltweit einmalig giltund mit der Entwicklung von PMASeine kritische Komponente mit exzel-lenten Leistungsdaten zur Verfügungstellt.

Einsatz am Calar Alto

Observatorium

Im Mai 2001 wurde PMAS am 3,5 mTeleskop am Calar Alto Observato-rium erstmals zum Einsatz gebracht(Bild 8). Dieses vor 30 Jahren von CarlZeiss entwickelte Teleskop verkörpertnoch heute einen bedeutsamen tech-nologischen Entwicklungsschritt inso-fern, als hier zum ersten Mal die vonSchott eigens für die Astronomie ent-wickelte Glaskeramik ZERODUR zumEinsatz gekommen ist – ein Parade-beispiel für einen erfolgreichen Tech-nologietransfer aus der Grundlagen-forschung.

6

Brechzahl und Linsenradius. Eine drei-stufige Optimierung erfolgte im Zugeder Materialbeschaffung sowie Ferti-gung und Integration des Systems:Nach der Beschaffung der vonSCHOTT gelieferten optischen Gläserwurde mit den individuell für je-den Rohling gemessenen Schmelzen-brechzahlen eine Schmelzenrechnungdurchgeführt. Schließlich wurde nachHerstellung und Prüfung der Einzel-linsen mit den gemessenen Ist-Radienund Dicken eine dritte Optimierungdurchgeführt, in der durch Anpas-sung der Schnittweiten, also eine me-chanische Nachoptimierung, die kriti-schen Systemparameter auf optimaleWerte eingestellt wurden.

Der geplante Einsatz am Teleskoperhöhte die Anforderungen an PMASnochmals. Wichtig war hierbei derErhalt der spezifizierten Bildstabilitätunter beliebigen geometrischen La-gen (Schwenken des Teleskops) sowiein dem extrem weiten Temperatur-bereich von -20 ° bis +20 ° C. Dasschließlich von Carl Zeiss hergestellteund komplett integrierte System be-steht aus einem refraktiven Kollima-tor- und einem refraktiven Kamera-objektiv. Profitiert hat das Projekt im

Bild 4:

Schematische Darstellung

eines Datenkubus,

der durch Umordnen der

aus dem CCD-Bild extra-

hierten Spektren generiert

werden kann: als Resultat

erhält man einen Würfel

mit zwei Ortskoordinaten

und einer Wellenlängenach-

se. Den Kubus kann man

als Stapel von Bildaufnah-

men über das im Linsen-

array abgetastete Gesichts-

feld betrachten, die alle bei

unterschiedlicher Wellen-

länge 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).

4 5


Seit Herbst 2002 wird PMAS im Rah-men eines Nutzungsvertrags zwischendem Max-Planck-Institut für Astrono-mie in Heidelberg und dem Astro-physikalischen Institut Potsdam dendeutschen und spanischen Astrono-men als allgemein zugängliches Nut-zerinstrument angeboten. Nach einerdreijährigen Laufzeit hat sich PMASals das am zweitstärksten nachge-fragte Fokalinstrument am 3,5 m Te-leskop etabliert und hat in mehr als150 Nächten im Rahmen von ins-gesamt 45 Beobachtungskampagnenseine Zuverlässigkeit nachgewiesen.Das Instrument wird für eine Vielzahlvon wissenschaftlichen Fragestellun-gen eingesetzt, z.B. die Beobachtungvon Jets bei jungen Sternen, die Um-gebung heißer, leuchtkräftiger Ster-ne, galaktische planetarische Nebel,stellare Populationen in nahegelege-nen Galaxien, Kinematik in hochrot-verschobenen Galaxien, aktive Gala-xienkerne, Gravitationslinsen…

6

7

8

� 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% Energie-konzentration

� Antireflexschichten: Breitband-entspiegelt 350-900 nm, im Mittel max. 1% Restreflex

� Thermisch kompensierte mechanische Fassungen

� Fügetechnologie: spannungsfreidurch Ölimmersion

Anforderungen

der PMAS

Spektrographenoptik

special

Bild 6:

Kollimatorobjektiv beim

Abnahmetest im Werk in

Jena.

Bild 7:

Gesamtsystem beim

Abnahmetest zur Verifika-

tion der Bildortstabilität

unter wechselnder

Orientierung.

Bild 8:

Gesamtansicht des Carl

Zeiss 3,5 m Spiegelteleskops

mit PMAS im Cassegra-

infokus.

Martin Matthias Roth,Astrophysikalisches Institut Potsdamhttp://www.aip.de

Eine der interessantesten und ak-tuellsten Fragestellungen in derAstrophysik ist das Rätsel derDunklen Materie. Beobachtungs-befunde zeigen, dass etwa 90%der Materie im Kosmos als soge-nannte Dunkle Materie vorliegen.Diese Hauptkomponente des Uni-versums leuchtet zwar nicht undist daher einer direkten Beobach-tung nicht zugänglich. Sie kannaber indirekt erschlossen werden,z.B. durch die Beobachtung vonRotationskurven ferner Galaxien.Theoretische Astrophysiker am AIPentwickeln mit Hilfe modernsterSupercomputer numerische Simu-lationsrechnungen zur Struktur-bildung im Universum, die ganzwesentlich auf dem Vorhanden-

Die Anwesenheit Dunkler Materiemacht sich durch ihre Gravitations-wirkung auf das dynamische Verhal-ten der etwa hundert Milliarden Ster-ne, die auf ihren Umlaufbahnen umdas Zentrum der Galaxie kreisen, be-merkbar. Mit Hilfe der Spektroskopiedes Sternenlichtes und der Verwen-dung des Dopplereffekts kann die Kinematik einer Galaxie vermessenwerden. Die meisten Galaxien außer-halb der Milchstraße sind allerdingsso weit von uns entfernt, dass dieSterne nicht mehr einzeln aufgelöstwerden können, sondern zu einer dif-fus leuchtenden Lichtverteilung ver-schwimmen.

Spektroskopie

ausgedehnter

Flächenquellen

Zur Spektroskopie ausgedehnter Flä-chenquellen scheint die 3D-Spektros-kopie in idealer Weise geeignet. Siebietet gegenüber herkömmlichen Me-thoden zwei erhebliche Vorteile: Ers-tens können mehrere hundert Spek-tren in einem zweidimensionalen Ge-sichtsfeld gleichzeitig aufgenommenwerden. Es entfällt somit bei ausge-dehnten Objekten, wie den zu unter-suchenden „face-on“ Galaxien, dieNotwendigkeit einer zeitraubendenund kostspieligen sequentiellen Ab-tastung (scannen). Jeder Bildpunktdes beobachteten zweidimensiona-len Gesichtsfeldes liefert ein eigenesSpektrum, d.h. das Licht jedes einzel-nen Punkts der Galaxie wird nachWellenlängen zerlegt. Auf diesemWeg wird die spektrale Informationunmittelbar in Abhängigkeit von ihrerräumlichen Verteilung aufgezeichnet,was für die Vermessung der DunklenMaterie von zentraler Bedeutung ist.Zweitens ist es möglich, mit Metho-den der digitalen Bildverarbeitungauch geringste Flächenhelligkeitenam Rand der Galaxien noch auszu-werten. Bisher waren selbst die welt-weit größten Teleskope mit den emp-findlichsten Instrumenten nicht im-stande, dieses Beobachtungsproblem

Dunkle Materie in Spiralgalaxien

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.

sein von Dunkler Materie aufbau-en. Auf der Beobachtungsseitehat das PMAS-Team in Zusam-menarbeit mit M. Verheijen, Gro-ningen, und M. Bershady, Wiscon-sin, Messungen in Angriff genom-men, aus denen die Verteilungder Dunklen Materie in und umeinzelne Galaxien ermittelt wer-den soll. Im Fokus der Untersu-chungen stehen die nahegelege-nen, sogenannten „face-on“ Spi-ralgalaxien, deren Scheibe in senk-rechter Draufsicht vollständigsichtbar ist. Bei diesen gut sicht-baren Objekten soll untersuchtwerden, wie genau die DunkleMaterie innerhalb der Scheibe bishinaus in den die Galaxie umge-benden Halo verteilt ist.

1

2


zu lösen. Die hohe Empfindlichkeitvon PMAS und der Einsatz von 3D-Spektroskopie versprachen einen be-obachtungstechnischen Durchbruchbei diesem Problem.

Innovatives Upgrade

von PMAS

Allerdings war das Gesichtsfeld desInstruments ursprünglich für dieUntersuchung kleinskaliger Phäno-mene optimiert worden und daher zuklein, um Galaxien zur Gänze in einereinzigen Belichtung zu erfassen. Ausdiesem Grund wurde PMAS um einetechnische Innovation erweitert, diein der Lage ist, das für die ausge-dehnten Scheibengalaxien erforderli-che Gesichtsfeld abzudecken. In derRekordzeit von nur knapp einem hal-ben Jahr wurde am AIP eine neue In-tegral-Field-Unit (IFU) entwickelt, dieaus einem neuen, vergrößerten Glas-faserbündel und einer vorgeschalte-ten Linsenoptik besteht: PPAK (Pmasfiber PacK, Bild 1). Diese Einheit ist in2004 in Betrieb gegangen. PPAK be-steht aus 331 dicht gepackten opti-schen Glasfasern, von denen jedeEinzelne einen Bildpunkt mit einemDurchmesser von 2,7 Bogensekunden

am Himmel beobachtet. Zusätzlichwird mit sechs seperaten Glasfaser-bündeln die Hintergrundstrahlung desNachthimmels gemessen. 15 weitereFasern dienen zur Wellenlängenkali-brierung der wissenschaftlichen Da-ten. Insbesondere die mikroskopischeAnordnung von 400 Fasern auf engs-tem Raum, einem Sechseck der Aus-maße 5 x 5 mm, stellte für die Ent-wickler am AIP eine substantielle tech-nische Herausforderung dar (Bild 2).Mit einem Blickfeld von 74 x 65 Bo-gensekunden – das entspricht in et-wa zwei Promille der Vollmondflä-che – ist PPAK der weltweit größte 3D-Spektrograph, der zusammenhän-gend ausgedehnte Objekte im Uni-versum abtasten kann.

Die erste mit der neuen PPAK-IFUgewonnene wissenschaftliche Auf-nahme (Bild 3) zeigt die Galaxie mitder Katalogbezeichnung UGC463(rechts) in hervorragender Überein-stimmung mit einer direkten Bildauf-nahme, die zu Vergleichszweckendem Palomar Bildatlas (POSS) ent-nommen wurde.

Astrolabium

Das Astrolabium ist ein Messgerät zur Winkelmessungam Himmel.

Armillarsphäre

Eine Armillarsphäre (lateinisch armillaris – Reifen/Ringund sphaera – Kugel) ist ein astronomisches Gerät. Es dient entweder der Messung von Koordinaten amHimmel oder der Darstellung der Bewegung von Himmelskörpern.

Mauerquadrant

Das historisch astronomische Instrument (Mauer)quadrant ermöglicht die Ermittlung von Höhen undPositionen der Gestirne. Er besteht aus einem Viertel-kreis mit Gradeinteilung, einer Ablesevorrichtung, einem Visier und einem Senklot. Das zu bestimmendeGestirn wurde über Kimme und Korn anvisiert. Die Stellung des herabhängenden Lotes am Viertel-kreis gab den Höhenwinkel an.

Jakobsstab

Der Jakobsstab (lateinisch baculus jacob) oder Gradstockist ein früheres astronomisches Instrument zur Winkel-messung: Er wurde vor allem in der Seefahrt verwendetund gilt als der funktionelle Vorläufer des Sextanten.

Wasseruhr

Wasseruhren waren über Jahrtausende hinweg Apparate zur Zeitmessung mit dem Vorteil der Unab-hängigkeit von Tageszeit und Witterung gegenüber den Sonnenuhren.

Sonnenuhr

Die Sonnenuhr nutzt als astronomisches Gerät denStand der Sonne am Himmel zu einer genäherten Zeitangabe.

Ringsonnenuhr

Die Ringsonnenuhr ist eine tragbare Sonnenuhr miteiner Genauigkeit von fünf Minuten.

Instrumente für astronomische

Beobachtung und Berechnungen

special


3


UGC 463

POSS-II PPak reconstruction

Dec

. (20

00)

Dec

. (20

00)

21’

40’’

14°, 20’, 20’’

20’

21’

40’’

14°, 20’, 20’’

20’

349 3090h,43m,329

R.A. (2000)

349 3090h,43m,329

R.A. (2000)


Schwarzes Loch – Holmberg II Galaxie

Galaxien sind Ansammlungen vonSternensystemen außerhalb derMilchstraße. Galaxien treten vorallem in zwei Arten auf. ElliptischeGalaxien weisen eine homogene,triaxiale Struktur auf und habeneine einheitliche Sternpopulation.Spiralgalaxien zeigen eine Spiral-struktur sowie eine differentielleRotation. Dabei sind die Spiral-arme die Zentren der Sternent-stehung. Die uns nächstgelegeneGalaxie ist der Andromeda-Nebel

(M 31, NGC 224), eine Spiralgalaxievom Typ Sb im Sternbild Andro-meda. Galaxien sind durch große,weitgehend leere Zwischenräumevoneinander getrennt. Grob ge-schätzt, kann man mit heutigerTechnik von der Erde aus über 50Milliarden Galaxien theoretisch be-obachten. Die Anzahl der Sternein einer durchschnittlichen Gala-xie wird mit etwa 100 Milliardenangenommen.

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 hochangereg-

ten Nebels um das Schwarze

Loch ist als schwarzer Kreis

markiert.

2


Das hellste Objekt in der Klasse ultra-leuchtkräftiger Röntgenquellen (ULX)in der lokalen Gruppe, d.h. in der An-sammlung von Galaxien in nächsterNachbarschaft zu unserer Milchstra-ße, befindet sich in der ZwerggalaxieHolmberg II in einer Entfernung vonrund 10 Millionen Lichtjahren (Bild 1).Neben der Untersuchung im Röntgen-bereich ist das Auffinden von Emis-sion im optischen Spektralbereich vonhöchstem Interesse, da man hofft,aus der Spektralanalyse Rückschlüsseauf die Natur der Akkretion und dieMasse des Objekts ziehen zu können. Im Rahmen des PMAS Science Verifi-cation Runs am Calar Alto 3,5 m Te-leskop wurde Ho II-X1 beobachtetund in der Tat die extrem schwacheSignatur eines hochangeregten Gas-nebels am Ort der Röntgenquellenachgewiesen (Bild 2). Frühere Beob-achtungen mit einem Langspaltspek-trographen waren erfolglos geblie-ben, weil die unsichere Positionsan-gabe aus den Röntgendaten dieWahrscheinlichkeit eines zufälligen„Treffers“ beim Ausrichten des Teles-kops minimal gemacht hatte. Das8x8 Bogensekunden2 große PMAS-Gesichtsfeld hingegen konnte ohneVorurteil über die vermuteten Koordi-

naten so ausgerichtet werden, dassdie hochangeregte Helium II Emis-sionslinie bei 468,6 nm als Indikatoram Rand des Gesichtsfelds zum Vor-schein kam. Eine Auswertung derAusdehnung des Objekts sowie sei-ner kinematischen Eigenschaften zu-sammen mit den Daten aus der Rönt-genbeobachtung haben in der Tatgezeigt, dass es sich bei Ho II–X1höchstwahrscheinlich um ein Schwar-zes Loch im intermediären Massebe-reich handelt. Die Ergebnisse derinternationalen Forschergruppe umLehmann (Max-Planck-Institut fürExtraterrestrische Physik, Garching) inZusammenarbeit mit dem PMAS-Team (AIP) wurden im März 2005 alsTitelstory der renommierten Fachzeit-schrift Astronomy & Astrophysics ver-öffentlicht.

Bild 3a: Oben: MonochromatischeBilder bei verschiedenen wichtigenWellenlängen, die aus dem Datenku-bus einer PMAS-Aufnahme extrahiertwurden. Unten: Geschwindigkeitsfeld(Falschfarbenkarte) und Halbwerts-breite der Emissionslinien von Was-serstoff bei 486,1 nm (H-beta), bzw.Sauerstoff bei 500,7 nm ( [O III] ). Amlinken unteren Bildrand markiert einroter Kreis die Stelle, bei der die

hochangeregte Heliumemissionslinienachgewiesen werden konnte.

Bild 3b: Das Spektrum, das durchAufaddieren aus dem roten Kreis(Bild 3a) erzeugt wurde. Die schwa-che Emissionslinie bei He II (einfachionisiertes Helium) zeigt an, dass sichin diesem Bereich eine kompakte, ex-trem heiße Quelle befindet. In ande-ren Regionen ist diese Linie nichtnachweisbar.

Bild 3c: Eine tatsächlich beobach-tete Gravitationslinse, bei der keinSchwarzes Loch, sondern eine licht-schwache Vordergrundgalaxie (schwa-cher roter Fleck im Zentrum) das Lichteines weit entfernten, hellen Qua-sars hinter der Vordergrundgalaxie in 4 Komponenten aufspaltet (PMAS-Beobachtung). Quasare sind enormlichtstarke, aktive Galaxienkerne, beidenen Akkretion auf ein supermasse-reiches Schwarzes Loch eine Leucht-kraft entfaltet, die die Gesamthellig-keit der Galaxie bei weitem über-strahlt.

3a 3c


3b

4600 4800

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Schwarze Löcher wurden als ma-thematische Singularität im Rah-men der allgemeinen Relativitäts-theorie von Albert Einstein vo-rausgesagt. Einstein selbst sollaber an die reale Existenz solcherObjekte nie geglaubt haben. Eswar der damalige Direktor desAstrophysikalischen Observatori-ums Potsdam, Karl Schwarzschild,der während des Ersten Welt-kriegs im Jahre 1916 eine Lösungder Einstein’schen Feldgleichun-gen für den Fall einer in einemPunkt ohne Ausdehnung verein-igten Masse angeben konnte: einso genanntes Schwarzes Loch.

dem ROSAT Weltraumteleskop wis-sen Astronomen, dass der Kosmosvoll von supermassereichen Schwar-zen Löchern ist, die im Zentrum vonGalaxien sitzen. Man glaubt heute,dass praktisch jede Galaxie von derGröße unserer Milchstraße in ihremZentrum ein Schwarzes Loch beher-bergt, typischerweise mit einer Massevon etlichen Millionen Sonnenmas-sen. Aufgrund von ROSAT Beobach-tungen kennen wir auch sog. ultra-leuchtkräftige Röntgenquellen (ULX),die eine millionenfach größere Rönt-genleuchtkraft als die Gesamtleucht-kraft der Sonne besitzen. Diese fin-den sich allerdings nicht im dynami-schen Zentrum von Galaxien, son-dern überwiegend in Regionen mitandauernder Sternentstehung oderrelativ jungen Sternen. Man glaubt,dass es sich im Unterschied zu super-massereichen Schwarzen Löchern,die ihre enorme Masse durch Ak-kretion angesammelt haben, umSchwarze Löcher in einem mittlerenMassenbereich von bis zu ≈100 Son-nenmassen handelt. Bisher sind erstwenige Kandidaten bekannt.

Schwarze Löcher

12

Durch populärwissenschaftliches In-teresse und die Science Fiction Litera-tur ist die von Schwarzschild vorher-gesagte Eigenschaft eines Ereignisho-rizonts, jenseits dessen keinerlei Ma-terie oder Strahlung aus dem Gravita-tionspotential eines Schwarzen Lochsentfliehen kann, einem größeren Pu-blikum bekannt geworden. Die Exis-tenz von Schwarzen Löchern giltheute durch zahlreiche astrophysikali-sche Messungen als gesichert. Ob-wohl per definitionem ein solchesObjekt nicht „zu sehen“ ist, kann ausder Wirkung eines Schwarzen Lochsauf seine Umgebung auf seineExistenz geschlossen werden, so et-was aus der beobachteten Orbitalbe-wegung von Sternen in der unmittel-baren Nachbarschaft der Singularität.

Schwarze Löcher machen in spek-takulärer Weise durch den Einfall vonMasse (Akkretion) auf sich aufmerk-sam, der zur Ausbildung einer Akkre-tionsscheibe führt, innerhalb derer dieMaterie in einer Spirale unaufhaltsamin Richtung des Ereignishorizontes fälltund sich dabei zu extremen Tempera-turen aufheizt. Die damit verbundeneEnergieabstrahlung des Millionen Kel-vin heißen Plasmas wird besondersintensiv im Röntgenbereich sichtbar.Besonders aus der Beobachtung mit


Das Deutsch-Spanisch Astronomi-sche Zentrum/Centro AstronómicoHispano-Alemán (DSAZ/CAHA) isteine Sternwarte auf dem 2168 mhohen Calar Alto in der Sierra delos Filabres im südlichen Teil Spa-niens.

König Juan Carlos I. von Spanien er-öffnete 1979 im September das Ca-lar-Alto-Observatorium. Die Teleskope(1,23 m, 2,2 m und 3,5 m) standenin den vergangenen 25 Jahren über-wiegend deutschen und spanischenAstronomen zur Verfügung. Seit dem 1. Januar 2005 wird das Calar-Alto-Observatorium gemeinsam von derMax-Planck-Gesellschaft und dem spa-nischen Consejo Superior de Investi-gaciones Científicas (CSIC) mit je 50%Anteil betrieben.

Am 3,5 m Teleskop ist PMAS (Pots-dam MultiAperture Spektrophotome-ter) des Astrophysikalischen InstitutsPotsdam installiert.


Bild 1:

Kuppelgebäude des

3,5 Meter Teleskops.

Bild 2:

3,5 Meter Teleskop.

Calar-Alto-Observatorium

0 100 200 300 m

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210021

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2120

2110

Institute

Powerplant

to Almeria

Service-Building

Dormitories

AppartmentsHotel

Schmidt-Telescope

1.23 m-Telescope 2.2 m-Telescope

3.5 m-Telescope

Spanish1.5 m-Telescope

N

www.mpia.de/Public/


Antike lässt sich aus den Stern-bildbezeichnungen der nördlichenHemisphäre und aus dem BegriffMilchstraße schließen: sie sindvielfach aus der griechischen My-thologie oder Geschichte abge-leitet. Und schon früh waren dieSterne wichtige Orientierungs-punkte für die Seefahrt und dieEinteilung des Jahres mittels Ka-lender. Wann die Geschichte derAstronomie wirklich begonnenhat, ist heute nicht mehr eindeu-tig zu bestimmen. Viele der in derAntike existierenden Dokumentesind durch die mehrmalige Zerstö-rung der Bibliothek von Alexan-dria unwiederbringlich verlorengegangen.

Himmelsbeobachtung

14

Schon lange richtete sich die Auf-merksamkeit der Menschen aufden Himmel. Begonnen hat es mit visuellen Beobachtungen desNachthimmels und der Beschrei-bung des Laufs der Sonne undder Sterne. Systematisch beo-bachten Menschen den Himmel seit dem dritten Jahrtausend vorChristus. Die Astronomie gilt des-halb als die älteste Naturwissen-schaft. Viele der astronomischenBeobachtungen sind aus astrolo-gischen Interessen entstanden. Infast allen Kulturen wird mit demHimmel und seinen Zeichen etwasHöheres oder gar Göttliches ver-bunden. Die Gleichsetzung vonAstronomie und Astrologie in der

Anaximander (etwa 611-546 v. Chr.)

entwarf als erster unter allen Menschen eine rein physikalische Kosmogonie:eine Entstehungsgeschichte, die sich aus-schließlich auf Beobachtung und reinrationales Denken begründet. Er ist auchder erste, der unsere Welt als Kosmos,als planvoll geordnetes Ganzes, sieht.Anaximander entwirft als erster eine Erd-karte. Die Konstruktion einer erstenSphäre, eines Himmelsglobus, wird ihmzugeschrieben.

Berühmte As

Die stetigen Verbesserungen der Be-obachtungsgeräte ermöglichten denAstronomen immer weitreichendereErkenntnisse zu gewinnen. Den Ent-deckern erschloss sich immer neuesWissen in den Forschungsschwer-punkten wie Planeten unseres Son-nensystems, entfernte Galaxien, an-dere Himmelskörper, die das Univer-sum bestimmenden physikalischenGesetze, die Entwicklung einzelnerSterne sowie des gesamten Univer-sums. Seit etwa 400 Jahren gibt esdas Fernrohr. Für astronomische Be-obachtungen wurde es unter ande-rem von Galileo Galilei verwendet.Großen Fortschritt für die astronomi-sche Forschung brachte das 19. Jahr-hundert durch die Einbindung vonFotografie und Spektroskopie. Ab Mit-te des 20. Jahrhunderts kommt dieunbemannte und bemannte Raum-fahrt als Mittel zur Beobachtung undForschung hinzu. Heute wird mit denverschiedensten physikalischen Mess-techniken jede Form von elektromag-netischer und Teilchenstrahlung, dieaus dem Weltall kommt, beobachtet:Die Astrophysik liefert die physikali-schen Grundlagen für die Erforschungvon Himmelserscheinungen.

Frühzeitliche

Beobachtungen

Schon zur Bronzezeit hat es vorzeitli-che astronomische Beobachtungen,auf jeden Fall einfache Himmelsbeo-bachtungen gegeben. Das kann unteranderem durch die Himmelsscheibevon Nebra, aber auch durch die bronzezeitlichen Megalithbauten wiezum Beispiel die mehrere konzentri-sche Steinkreise umfassende Anlagevon Stonehenge belegt werden. Dieältesten Spuren in Stonehenge reich-ten bis 3100 vor Christus zurück. DieSteine sind nach den Positionen derSonnenwende und Tagundnachtglei-che angeordnet. Aus diesem Grundewird häufig angenommen, dass Stone-henge ein vorzeitliches Observatoriumdarstellt.

Die ältesten astronomischen Beob-achtungen findet man in Schriftenund Dokumentationen der Kulturvöl-ker des Nahen und des Fernen Os-tens. Aus dem dritten Jahrtausendvor Christus existieren Aufzeichnun-gen aus China über Sonnenfinster-nisse. Ähnlich weit reichen Berichteaus dem indischen und babyloni-schen Kulturkreis. Aus babylonischen

Quellen gibt es Berichte über Mond-und Sonnenfinsternisse. Auch dieMayavölker Mittelamerikas scheinenschon im vierten Jahrtausend vorChristus regelmäßige Himmelsbeo-bachtungen durchgeführt zu haben:Die Auslegung einer alten Maya-handschrift – der sogenannte Dres-dener Kodex – weist auf die Beo-bachtung einer totalen Mondfinster-nis am 15. Februar des Jahres 3379vor Christus hin.

Die regelmäßigen Bewegungender Sterne wurde schon von denÄgyptern beobachtet. Die Umwelt –der Nil, der Kreislauf von Leben undWiedergeburt, die Luft und das Was-ser – sowie das Weltbild gingen aufden Glauben an die Götter zurück.Anhand der aufgezeichneten astro-nomischen und geographischen Na-turereignisse wie zum Beispiel diewiederkehrenden Überschwemmun-gen durch den Nil, wurde bereits frühin der ägyptischen Geschichte einJahreskalender entwickelt.

Aus verschiedenen Darstellungenin ägyptischen Gräbern geht hervor,dass die alten Ägypter bereits fünfder Planeten unseres Sonnensystemskannten.


Aristarchos von Samos (ca. 310-230 v. Chr)

zählt zu den ersten Vertretern des helio-zentrischen Weltbilds. Bei der Untersu-chung der wechselseitigen Beziehung vonSonne und Erde halfen ihm die Vorstel-lungen Epikurs und Demokrits über dieUnendlichkeit der Welt. Ihm drängte sichdie Überzeugung auf, die Erde bewege sich um die Sonne. Und er brach deshalbmit der Ansicht, die Erde befinde sich imMittelpunkt der Welt. Jahrhunderte späterwurden seine Ideen wieder aufgegriffen.

Ptolemäus, griech. Klaudios Ptolemaios,lateinisch Claudius Ptolomaeus (87-150)

wirkte vermutlich in Alexandria. Er schriebdie Mathematike Syntaxis sowie später dieMegiste Syntaxis, die heute Almagest ge-nannte Abhandlung zur Mathematik undAstronomie: Im Mittelalter das Standard-werk der Astronomie. Es enthielt nebeneinem Sternenkatalog auch das von Hipp-archos von Nicäa vorgeschlagene geozen-trische Weltbild, auch als PtolemäischesWeltbild bezeichnet.

tronomenAbu ‘r-Raihan Muhammad ibn Ahmadal-Biruni (973-1048)

stellte als erster einen Erdglobus her.Er arbeitete auch als Übersetzer und übersetzte zahlreiche arabische undgriechische Werke ins Sanskrit, darunterdie 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).


Das geozentrische

Weltbild der Antike

Die größte Anzahl antiker astronomi-scher Kenntnisse stammen von grie-chischen Gelehrten. Die Pythagoreerbeschreiben schon im sechsten Jahr-hundert vor Christus die Kugelgestaltder Erde. Neben den großen Philoso-phen wie Sokrates, Aristoteles oderPlaton interessierten sich auch ande-re, uns weniger bekannte Personenwie Aristarch von Samos und Eratos-thenes für den Verlauf und den Auf-bau der Gestirne. Aufbauend aufVorarbeiten von Hipparch von Nikaia(196-125 v. Chr.) wird das lange gülti-ge geozentrische Weltbild dem grie-chischen Mathematiker, Geograf und

Astronom Klaudios Ptolemaios zuge-schrieben. Es sieht die Erde als Mittel-punkt des Universums an. Sieben Ge-stirne – Merkur, Venus, Mars, Jupiterund Saturn sowie Sonne und Mond –umkreisen sie. Die Anzahl und Posi-tion aller anderen Sterne am Himmelwurde fest geschrieben, woraus sichder Begriff Fixstern herleitet.

Auf dem Weg zum

Sonnensystem

Früh schon griffen Astronomen dieHinweise und Ideen zu einem helio-zentrischen Universum auf. Aber siekonnten sich gegen das geozentri-sche Weltbild, das mit der Aristote-lischen Philosophie im Einklang stand,

über Jahrhunderte hinweg nichtdurch-setzen. Vor allem philosophisch-religi-öse Gründe wie das von Sokrates,Platon und Aristoteles gezeichneteBild der Einzigartigkeit der Erde sowieder Menschen im Zentrum der Weltunterstützten den geozentrischen As-pekt.

Arabische Gelehrte komplettiertenvom achten bis zum dreizehntenJahrhundert astronomische Berech-nungsformeln. Peurbach (1423-1461)und sein Schreiber Johannes Müller,genannt Regiomontanus, (1436-1476)sammelten neue Planetenbeobach-tungen und verbesserten das Systemdes Ptolemäus. Nikolaus Kopernikusversuchte wie andere Gelehrte vorihm die Mängel des ptolemäischenWeltbilds zu beheben. Er rechnetedie Erde zu den Planeten und stelltedie Sonne in die Mitte des Systems.Die Planeten bewegen sich dabei aufKreisbahnen um die Sonne. Die Ent-deckung eines „neuen“, stark leuch-tenden Gestirns (Supernova) im Stern-bild Cassiopeia erschütterte 1572 dieWelt: Die These von den unveränder-lichen Fixsternen im geozentrischenWeltbild wurde erstmals widerlegt.Der dänische Astronom Tycho Brahe

16

Nikolaus Kopernikus (1473-1543)

begründete mit seinen Entdeckungen einneues, nachmittelalterliches Weltbild.Seine Theorien von der Bewegung derPlaneten auf Kreisbahnen um die Sonnemachten ihn zu einem der bedeutendsteneuropäischen Astronomen. Meilensteinder Astronomie ist seine 1543 in Nürnberggedruckte De Revolutionibus OrbiumCoelestium (Von den Umdrehungen derHimmelskörper).

Mohammed ben Geber ben Senan AbuAbdallah al Batani, latinisiert Albateg-nius oder Albatanius (etwa 850-929)

gilt als einer der größten arabischen As-tronomen. Seine astronomischen Tafelnwurden 1537 unter dem Titel ScientiaStallarum in Nürnberg gedruckt. Er be-rechnete die Länge des Sonnenjahrs auf365 Tage 5 Stunden 46 Minuten 24 Se-kunden und unterwarf die Exzentrizitätder Sonnenbahn.

Galileo Galilei (1564-1642)

1604 beobachtete er eine Nova im Stern-bild des Schützen. Im Jahre 1609 führteGalilei einigen Kirchenvertretern ausVenedig einen Nachbau eines ursprünglichvom Holländer Lippershey erfundenenFernrohres vor. Wegen seiner Überlegun-gen bezüglich des Verhältnisses zwischenden Worten der Bibel und der Lehre des Kopernikus wurde Galilei 1616 erst-mals vor das Heilige Offizium, der ober-sten Inquisitionsbehörde in Rom zitiert.

Berühmte Astronomen


(1546-1601) versuchte aufgrund sei-ner Beobachtung einen Kompromisszwischen geo- und heliozentrischemWeltbild herzustellen. Brahes Schülerund Assistent Johannes Kepler voll-endete nach dessen Tod das Werk.Noch heute gilt die Keplersche Bahn-mechanik bei der die Planeten auf el-liptischen Bahnen um die Sonne krei-sen. Der Dominikanermönch GiordanoBruno (1548-1600) erklärte das Welt-all für unendlich und die Sonne seider Mittelpunkt unserer Welt: Er be-hauptete sogar, es gäbe unendlichviele Welten, die jede ihre eigene Son-ne hätten. Galileo Galilei baute dasFernrohr von Lippershey nach undnutzte dieses wahrscheinlich als ersterfür Himmelsbeobachtungen. Er ent-deckte die Mondgebirge, die vier Jupi-termonde, gleichzeitig mit anderenForschern die Sonnenflecken, den Ringdes Saturns sowie den Phasenwech-sel der Venus. Galilei setzte sich lei-denschaftlich für die kopernikanischeLehre ein. 1616 wurde er deshalb vordie Inquisition geladen und ermahnt,die „falsche“ Lehre des Kopernikusnicht weiter zu verbreiten. 1633 musser endgültig der kopernikanischenLehre abschwören.

Wahrscheinlich im 29. Jahrhundert v. Chr. wurde derägyptische Kalender erfunden: Er besteht aus dreiJahreszeiten, die jeweils vier Monate zu je 30 Tagenaufweisen. Hinzu kommen noch 5 zusätzliche Tage,die Epagomenen, die für die Geburtstage der GötterOsiris, Horus, Seth, Isis und Nephthys stehen.

Insgesamt hat der Kalender damit 365 Tage. Früheste astronomische Darstellung: nördlicher undsüdlicher 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 Barkenüber den Himmel fahren.

Die nördliche – untere – Hälfte zeigt Sternbilder desNordhimmels mit dem Großen Bären in der Mitte. Die übrigen Sternbilder ließen sich nicht identifizieren.Rechts und links davon stehen 8 bzw. 4 Kreise, unterdenen jeweils eine Reihe von Göttern, die Sonnen-scheiben tragen, zur Bildmitte hin schreiten. Die Inschriften der Kreise bezeichnen die ursprüng-lichen Monatsfeste im Mondkalender, die der Götterdie ursprünglichen Tage des Mondmonats.

Ägyptischer Kalender

specialJohannes Kepler (1571-1630)

gilt als wissenschaftliches Multitalent.Er wirkte als Naturphilosoph, Mathema-tiker, Astronom, Astrologe und Optiker.Er entdeckte die Gesetze der Planetenbe-wegung, die Keplersche Gesetze genanntwerden. In der Mathematik wurde die ap-proximative Berechnung von numerischenIntegralen nach ihm Keplersche Fassregelbenannt. Mit dem 1611 erschienenen WerkDioptrice legte Kepler die Grundlagen fürdie gesamte Optik als Wissenschaft.


Jüngere Geschichte

der Astronomie

Der schottische Mathematiker JamesGregory (1638-1675) entwickelte 1661das nach ihm benannte Spiegelteles-kop. 1671 bestimmt Giovanni Dome-nico Cassini (1625-1712) aus Pendel-messungen die Abplattung der Erde.Mit einem 11-14 Meter langen Luft-fernrohr entdeckt er vier Saturnmon-de und die nach ihm benannte Tei-lung des Saturnrings. 1675 wird dasberühmte Observatorium zu Green-wich gegründet. Christiaan Huygens(1629-1695) baut ein Luftfernrohr miteiner Brennweite von 3,3 Metern underkennt 1684 damit die wahre Ge-stalt von Saturn und seinem Ring.Und er entdeckt damit den Saturn-mond Titan. 1687 erscheint Sir IsaacNewtons (1643 bis 1727) Hauptwerk„Philosophiae naturalis principia ma-thematica“, das unter anderem dasGravitationsgesetz enthält. GottfriedWilhelm Leibniz (1646-1716) erreich-te mit Hilfe der Kurfürstin SophieCharlotte im Jahre 1700 die Grün-dung der Berliner Sternwarte. Gutein halbes Jahrhundert später bauteWilliam Herschel (1738-1822) die größ-ten Teleskope seiner Zeit und wurdevor allem durch die Entdeckung desUranus, 1781, bekannt. Als einer derersten Astronomen versuchte er, dieStruktur der Milchstraße zu ergrün-den. Karl Friedrich Gauß (1777-1855)veröffentlicht 1809 in seinem Werk„Theoria motus corporum coelestium“

seine klassische Methode zur Berech-nung von Planetenbahnen. 1857 ge-lingen die ersten fotografischen Auf-nahmen von Sternen. Der Heidel-berger Astronom Maximilian FranzJoseph Cornelius Wolf (1863-1932)erzielte die ersten fotografischenHimmelsaufnahmen für Sternkarten.Mit einem Interferometer misst 1890 der amerikanische Physiker AlbertAbraham Michelson (1852-1931) aufdem Mount Wilson den Abstand sehrenger Doppelsterne und die Durch-messer heller Sterne. 1903 erfindetCarl Pulfrich (1858-1927) bei CarlZeiss in Jena den auf der Stereosko-pie beruhenden Stereokomparatoroder Blinkkomparator, um auf foto-grafischen Himmelsaufnahmen diesich bewegenden Sterne erkennen zukönnen. Der amerikanische Astro-nom Edwin Hubble (1889-1953) be-stimmte 1923 die Entfernung zweiernaher Spiralnebel. Die Erkenntnissetrugen zur Entscheidung bei, dassSpiralnebel selbstständige Sternsyste-me sind. Aufgrund der räumlichenVerteilung anderer Galaxien, sowieihrer im Spektrum nachweisbarenRotverschiebung, ergab sich Hubblesbekanntester Beitrag zur Astronomie:die Entdeckung der Expansion desWeltalls. Nach ihm wurde das Hub-ble-Weltraumteleskop benannt.

Durch von der Erdatmosphäre un-gestörte Beobachtungsmöglichkeitenkönnen seit 1990 feinste Details derPlaneten und Sternsysteme aufge-nommen werden.

Der Einstieg in die

Astronomie

Ferngläser wie das Victory 32 T* FLund das Victory 42 T* FL, aber auchSpektivsysteme wie das Diascope 65T* FL und das Diascope 85 T* FL, eig-nen sich für die unkomplizierte Him-melsbeobachtung und bringen demBetrachter den Himmel ein gutesStück näher. Ferngläser und Spektivehaben gegenüber einem astronomi-schen Teleskop den Vorteil der Viel-seitigkeit: Beobachtungen im Gelän-de und im Urlaub sowie des Himmelslassen sich problemlos kombinieren.Für eine ruhige, erschütterungsfreieHimmelsbeobachtung bei hohen Ver-größerungen wird ein geeignetes Sta-tiv empfohlen.

Um Himmelsobjekte zu sehen, benötigt man neben der Optik aucheine gute Sternkarte, denn man musssehr genau wissen, wo man am Him-mel zu suchen hat.

Sonne, Mond und

Sterne

Größere Sonnenflecken und auchGruppen von Sonnenflecken lassensich mit entsprechenden Vorsichts-maßnahmen beobachten. Die Sonnedarf niemals direkt mit einem Fern-glas oder Spektiv beobachtet wer-den. Schwere, bleibende Augenschä-den bis hin zur Erblindung könnendie Folge sein! Für eine direkte Son-nenbeobachtung müssen unbedingtSchutzeinrichtungen wie Objektiv-Son-nenfilter oder Sonnenfolie vor demObjektiv angebracht sein. Statt der di-rekten Beobachtung ist immer dieSonnenprojektion vorzuziehen.

Beim Mond kann man die größtenKrater betrachten. In den Tagen kurzvor oder nach Neumond, wenn derMond nur als schmale Sichel am Him-mel steht, sieht man besonders schöndas sekundäre Mondlicht: von der Er-de reflektiertes Sonnenlicht, das dieNachtseite des Mondes aufhellt.

Für die Venusbeobachtung genügtschon ein stärker vergrößerndes Fern-glas, um die Phasen sehen zu kön-nen. Und beim Jupiter erkennt mandie vier größten Jupitermonde.


Die Astrologie

(griechisch – die Sternenkunde) ist nichtzu verwechseln mit der Astronomie. In der geozentri-schen Betrachtungsweise der Astrologie wird einesystematische anthropologisch-mythologische Deu-tung der Stellung bestimmter Himmelskörper vorge-nommen: Die Elemente des Horoskops beispielsweisebeziehen sich auf den irdischen Ort und Zeitpunkt.

Astronomie

Die Astronomie (griechisch – die Gesetz-mäßigkeit der Sterne, aus , ástro – der Sternund , nómos – das Gesetz) ist die Wissenschaftvon der Gesetzmäßigkeit der Bewegung der Gestirne. Dazu zählen neben den Planeten und Fixsternen auchdie Sonne, Sternhaufen, Galaxien, Galaxienhaufen, die interstellare Materie und die im Weltall auftreten-de Strahlung.

Geozentrisches (Ptolemäisches)

Weltbild

Aufbauend auf Vorarbeiten von Hipparch (196-125 v. Chr.) wird das lange gültige geozentrische Weltbilddem griechischen Mathematiker, Geograf und Astro-nom Klaudios Ptolemaios (87-150 n. Chr.) zugeschrie-ben. Es sieht die Erde als Mittelpunkt des Universumsan. Sieben Gestirne – Merkur, Venus, Mars, Jupiter undSaturn sowie Sonne und Mond – umkreisen sie. DiePosition aller anderen Sterne am Himmel wurde fest-geschrieben, woraus sich der Begriff Fixstern herleitet.

Heliozentrisches Weltbild

Das heliozentrische Weltbild (griechisch helios: die Sonne, kentron: Mittelpunkt) bezeichnet die Auf-fassung, nach der sich die Erde wie andere Planetenum die Sonne bewegt. Heliozentrische Weltbilder gabes 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 durchkreisförmige Bewegung um das Zentrum erzeugend.“ Dem amerikanischen Pionier der AstrophotographieJohn William Draper (1811-1882) gelang 1842 die erste photographische Aufnahme (Daguerreotypie) des Sonnenspektrums.

special

www.zeiss.de


stellt. Von 1911-1913 wird die Stern-warte in Babelsberg gebaut, in dasdann die Berliner Sternwarte umzieht.1915 wird der Babelsberger GroßeRefraktor fertiggestellt. Der Bau desEinstein-Turmes auf dem Telegrafen-berg wird 1921 bis 1924 getätigt.1947 wird das Astrophysikalische Ob-servatorium Potsdam und die Stern-warte Babelsberg durch die DeutscheAkademie der Wissenschaften über-nommen.

1969 erfolgt die Gründung desZentralinstituts für Astrophysik. 1992erfolgt die Neugründung des Astro-physikalischen Instituts Potsdam (AIP)als Stiftung privaten Rechts und Mit-glied der Leibniz Gemeinschaft.

1881 startet der erste Michelson-Versuch in Potsdam. Eugen Goldsteinentdeckt 1886 die Kanalstrahlen. KarlFriedrich Küstner weist 1888 die Pol-höhenschwankung nach. Im gleichenJahr macht Hermann Carl Vogel dieerste fotografische Radialgeschwindig-keitsmessung. Johannes Wilsing undJulius Scheiner beginnen 1896 mit denVersuchen zum Nachweis der Radio-

Geschichtliche Eckpunkte der

20

Mit der Einführung des sogenannten„Verbesserten Kalenders“ in den pro-testantischen Staaten Deutschlandsum 1700 beginnt die Geschichte der Astrophysik in Potsdam. Der Erlassdes Kalenderpatents für die zu grün-dende Berliner Sternwarte erfolgt imMai 1700. Im gleichen Monat wird Gottfried Kirch zum Direktor derSternwarte berufen. Zwei Monate spä-ter wird auf Anregung von GottfriedWilhelm Leibniz die Brandenburgi-sche Societät durch Kurfürst FriedrichIII. gegründet, aus der später diePreußische Akademie der Wissen-schaften hervorging. Das erste Stern-wartengebäude wird 1711 errichtet.In den Jahren 1832 bis 1835 wird die neue Berliner Sternwarte durchKarl Friedrich Schinkel gebaut. 1874entsteht das Astronomische Rechen-institut und das AstrophysikalischeObservatorium Potsdam.

Von 1876 bis 1879 wird das Haupt-gebäude des Astrophysikalischen Ob-servatoriums auf dem Potsdamer Te-legrafenberg gebaut. Der PotsdamerGroße Refraktor wird 1899 fertigge-

Bild 1:

Kuppel des Großen

Refraktors.

Bild 2:

Großer Refraktor.

Bild 3:

Ehemaliges Hauptgebäude

des Astrophysikalischen

Observatoriums Potsdam

auf dem Telegrafenberg.

Bild 4:

Einsteinturm.

strahlung der Sonne. 1913 führt PaulGuthnick die lichtelektrische Fotome-trie in Babelsberg ein.

Das Turmteleskop der

Einstein-Stiftung

Der Einsteinturm auf dem Telegrafen-berg ist im Park Sanssouci einer derstärksten Magnete für den Potsdam-Besucher. Das berühmte Bauwerk Erich Mendelsohns gilt als bedeu-tendste architektonische Leistung desdeutschen Expressionismus. Der Ein-steinturm beherbergt eine damalseinzigartige Forschungsanlage für dieSonnenphysik: Einsteins MitarbeiterErwin Finlay-Freundlich hatte das In-strumentarium konzipiert und damitdas erste Turmteleskop Europas miteinem der größten Spektrographenseiner Zeit geschaffen. In den 20erJahren des letzten Jahrhunderts warder Einsteinturm das erste europäi-sche Turmteleskop. Teleskop und Spek-trograph gehörten lange zu den größ-ten derartigen Instrumenten auf derWelt. Das Turmteleskop besteht aus

einer Kuppel von 4,2 Metern Innen-durchmesser in einer Holzkonstruktionauf dem Turm und dient dem Schutzdes 850 mm Coelostaten mit Hilfs-spiegel. Der Coelostat besteht auszwei Planspiegeln von 850 Millime-tern Durchmessern, einem Stunden-antrieb mit Elektromotor und einelektrischer Regulator.

Der Große Refraktor

von Babelsberg

Der 1899 eingeweihte Potsdamer Gro-ße Refraktor ist das viertgrößte Lin-senteleskop der Welt und ein bedeu-tender Zeuge der feinmechanisch-op-tischen Fertigung und der frühen as-trophysikalischen Forschung an derWende vom 19. zum 20. Jahrhundert.1953 hat Carl Zeiss Jena das Instru-ment wiederhergestellt und dabei mo-dernisiert. Der 1997 gegründete För-derverein verfolgt das Ziel, das unterDenkmalschutz stehende, seit überdrei Jahrzehnten stillgelegte Teleskopwiederzubeleben und einer breitenÖffentlichkeit zugänglich zu machen.


Potsdamer Astrophysik

Karl Friedrich Schinkel war einpreußischer Architekt und Maler, der den Klassizismus inPreußen entscheidend prägte.Seine berühmtesten Gebäudefindet man in und um Berlin:das Schauspielhaus auf demGendarmenmarkt und das AlteMuseum auf der Museumsinsel.

Karl Friedrich Schinkel, 1781-1841

Erich Mendelsohn war einerder bedeutendsten Architek-ten des 20. Jahrhunderts. Am bekanntesten sind seineexpressionistischen Werkeaus den 1920er Jahren.

Erich Mendelsohn, 1887-1953


Im September 2003 startete dieSonde SMART-1 der EuropäischenRaumfahrtagentur ESA in Rich-tung Mond. Die Raumsonde hatinzwischen mit Hilfe eines neuar-tigen, aus Sonnenenergie gespeis-ten Ionenantriebs ihr Ziel erreichtund umrundet seit einigen Mona-ten den Erdtrabanten. An Bordbefindet sich das Spektrometer SIRdes Max-Planck-Instituts für Son-nensystemforschung in Katlen-burg-Lindau. SIR beruht auf einemMMS NIR Spektrometer von CarlZeiss, welches modifiziert wurde,um es für seinen Einsatz am Mondweltraumtauglich zu machen. SIRsoll zwei Hauptaufgaben erfüllen.

wandten Mondseite und zweitenswerden diese Messungen durch dieAtmosphäre der Erde gestört.

Das 2,1 kg leichte SpektrometerSIR misst somit als erstes NIR Spektro-meter das von der Sonne an einzel-nen Mineralien der Mondoberflächereflektierte Licht. Dies erfolgt durch-gängig in einem Wellenlängenbe-reich von 0,9 bis 2,4 µm auch auf dererdabgewandten Seite des Mondesfrei von allen Störungen. Aus diesemGrund, und wegen seiner guten spek-tralen Auflösung von 18 nm, hat SIRgrundsätzlich auch die Möglichkeitnachzuweisen, ob das viel diskutierteEis auf dem Mond wirklich vorhan-den ist.

22

Bild 1:

Die Sonde SMART-1

(Small Missions for

Advanced Research in

Technology) umkreist

den Mond. Das solarelek-

trische Triebwerk kommt

ohne Wasserstoff aus.

Bild 2:

An Bord von SMART-1

arbeiten zwei Spektrometer:

das Röntgenspektrometer

CIXS und das Infrarot-

Spektrometer SIR.

Bild 3:

Das Spektrometer SIR an

Bord der Raumsonde

SMART-1 wird die Mond-

oberfläche im infraroten

Spektralbereich kartieren.

Kartierung im Nahen

Infraroten Licht

Die Bestimmung der chemischen Zu-sammensetzung der Mondoberflächezählt immer noch zu den wichtigstenAufgaben in der Mondforschung.Wie bei der Erde ist es auch beimMond möglich, mit Hilfe von Spek-trometern den Silikatanteil an derMondoberfläche abzuschätzen unddaraus auf die innere Zusammenset-zung des Himmelskörpers zu schlie-ßen. Die Infrarot-Beobachtungen desMondes von der Erde aus sind zwarnicht neu, haben aber zwei Nachtei-le. Erstens beschränken sich dieseMessungen auf die der Erde zuge-

SIR sucht nach Eis und Mineralien auf dem

Spannende Suche

nach Wasser-Eis

Dass Wasser für die Entstehung vonLeben, wie wir es kennen, eine unab-dingbare Voraussetzung ist, bedarfkeiner besonderen Erläuterung. Solltees auf dem Mond tatsächlich Wassergegeben haben, müsste es wegender extrem niedrigen Temperaturenals Eis vorliegen. Die Wissenschaftlervermuten es in den polaren und sol-chen Regionen des Mondes, in dienie direktes Sonnenlicht gelangt.Dort herrschen Temperaturen vonrund -200 Grad Celsius. Das Wasserwürde allerdings nicht vom Mondselbst stammen, sondern von Kome-ten, die vor langer Zeit auf demMond eingeschlagen sind. Eis lässtsich aufgrund seiner stark ausgepräg-ten Absorptionsspektren im Infraro-ten besonders leicht identifizieren.Deshalb würden erfolgreiche SMART-1-Beobachtungen sehr direkt und

ohne weitere Annahmen beweisen,dass die von der Sonde überflogenenGebiete wirklich mit Eis überzogensind. Aber bis zu einer sicheren Aus-sage darüber muss eine Fülle von Da-ten ausgewertet werden, die SIR mo-mentan aufnimmt und zur Erde sen-det. Die ursprünglich vorgeseheneMesszeit von täglich zehn Minutenkonnte auf 7 bis 8 Stunden erweitertwerden. Planmäßig soll die Sonde bisAugust 2006 im Einsatz sein.

Mit der von der NASA beschlosse-nen Initiative, eine permanente be-mannte Mondbasis zu errichten, erhält die Suche nach Wasser eineganz neue Dimension.


Bildquellenhinweis.One voter impeacheseight audits. Margaret Thatchercontradicts one very ivy-league audit, so overtlyslippery ayatollahs partlyuncoery ivy-league audit,so overtly slippery® ayatollahs partly uncomfortablyrestructures three kin.

Gemeinsam mit dem Max-Planck-Institut für Sonnen-systemforschung in Katlenburg-Lindau wurde ein NIR-Spektrometermodul aus der Carl Zeiss Spektrometer-familie modifiziert. Dieses Serien MMS NIR wird u.a. in der Lebensmittel- und Pharmaindustrie zur Qualitäts-kontrolle genutzt. Viele Materialien mussten gegenweltraumtaugliche ausgetauscht werden. Das betrafz.B. den Spektrometerkörper selbst, für den ein speziel-les, gegen die Weltraumstrahlung unempfindlichesQuarzglas eingesetzt wurde. Außerdem galt es, welt-raumtaugliche Kleber zu finden und alle Möglichkeitenzur Gewichtseinsparung zu nutzen. SIR arbeitet auf 256 verschiedenen Infrarot-Wellenlängen. Seine Leis-tungsfähigkeit ist so hoch, dass auch wesentlich kleine-re Objekte an der Mondoberfläche als bisher untersuchtwerden können. Der Baustein SIR – Smart-1 Near Infra-red Spectrometer – ist der einzige deutsche Beitrag der ersten Mondmission der Europäischen Raumfahrt-agentur ESA.

special

Mond

Urs Mall, Max-Planck-Institut für Sonnen-systemforschung, Katlenburg-Lindau,[email protected], http://sci.esa.int/smart-1

Chris Weikert, Carl Zeiss, Spektralsensorik,[email protected], http://zeiss.de/spektral

1 2 3


Von der Sonne als dem zentralenGestirn an unserem Himmel hängtalles Leben auf der Erde ab. DieseBedeutung war den Menschen seitAlters her bewusst und viele Kul-turen verehrten sie als Gottheit.Das regelmäßige Wiederkehrender Sonne wurde oft mit Angsterwartet und sogar mittels kulti-scher oder magischer Rituale be-schworen. Sonnenfinsternisse lös-ten große Furcht aus. Aus der An-tike übernommen, ist die Sonnedas Symbol der Vitalität in der As-trologie.

Die Sonne ist die natürliche Uhr derMenschen und die Abfolge der Jahres-zeiten führte durch Himmelsbeobach-tungen und Bestimmung von Bahn-punkten der Gestirne (Tag- und Nacht-gleiche, Sommer- und Wintersonnen-wende) unabhängig voneinander inverschiedenen Kulturen zur Entwick-lung von Kalendern. Wichtige jahres-zeitliche Ereignisse konnten so vorher-bestimmt werden, wie beispielsweisedas Nilhochwasser und damit der güns-tigste Zeitpunkt der Saat. Vorchrist-liche Kultstätten, wie Stonehenge, wa-ren offensichtlich zu derartigen Be-obachtungszwecken errichtet worden.

Einfache, gefahrlose

Sonnenbeobachtung

Die Okularprojektion ist ein Verfahrenzur gefahrlosen Sonnenbeobachtungmit dem Fernrohr oder Fernglas, beidem das Sonnenbild auf einen hinterdem Fernrohr angebrachten Schirmprojiziert wird. Dieses Verfahren, dasschon Galileo bekannt war, ist nichtnur absolut gefahrlos, sondern er-möglicht auch ein einfaches Abzeich-nen des Sonnenbildes und die gleich-zeitige Beobachtung durch mehrerePersonen. Dabei ist unbedingt zu be-achten, dass keine verkitteten Okula-re eingesetzt werden. Spiegeltelesko-pe sind für die Okularprojektion un-geeignet.

Die Sonne

Daten zur Sonne

Zeit bis zum Ende des Wasser-stoffbrennens 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

special


Im letzten Jahrzehnt wurden welt-weit rund 150 Planeten um ande-re Sterne entdeckt. Die meistenSternwarten konzentrieren sichbei der Suche nach extrasolarenPlaneten auf Sterne, die unsererSonne ähnlich sind und außerhalbunseres Sonnensystems liegen.Die Sternwarte Tautenburg suchtbewusst bei den Klassen von Ster-nen nach Begleitern, die von an-deren Such- und Beobachtungs-programmen nicht abgedeckt wer-den. Das sind beispielsweise sehrjunge aktive Sterne, Braune Zwer-ge und Riesensterne, deren Massegrößer als die Sonne ist.

ist er ein riesiger Gasplanet – nichtvergleichbar mit der Erde. Bestätigtwurde die Entdeckung durch Beo-bachtungen am texanischen McDo-nald Observatory.

Die Sternwarte Tautenburg be-treibt ein ZEISS 2-Meter-Teleskop, dassogenannte Alfred-Jensch-Teleskop,das in den drei optischen Konfigura-tionen Schmidt-Teleskop, Quasi-Cas-segrain-Teleskop, Coudé-Teleskop be-nutzt werden kann. Der Hauptspiegeldes Fernrohrs hat eine Brennweitevon 4 Metern. Gefertigt wurden alleSpiegel aus dem glaskeramischen Ma-terial SITALL, das praktisch keine Ver-formung bei Temperaturänderungenaufweist.

Extrasolarer Planet

Bild:

Thüringer Landesstern-

warte Tautenburg:

2-Meter-Teleskop bei

Nacht.

Der Stern „HD 13189“ ist der ersteextrasolare Planet, der mit einem Te-leskop in Deutschland nachgewiesenwurde. Mit dem 2-Meter-Teleskop derThüringer Landessternwarte Tauten-burg hat einer der Pioniere der Plane-tensuche, Artie Hatzes, zeigen kön-nen, dass der Stern „HD 13189“ einenplanetaren Begleiter besitzt. SeineMasse ist etwa 2- bis 7-mal größerals die unserer Sonne. „HD 13189“ istetwa 6.000 Lichtjahre von der Erdeentfernt. Er könnte der größte Sternsein, von dem bisher bekannt ist,dass er einen Planeten hat. Sein pla-netarer Begleiter benötigt für die Um-rundung des Sterns 472 Tage. Wie diemeisten bisher entdeckten Begleiter

Alfred Jensch, langjährigerChefkonstrukteur der Astro-abteilung von Carl Zeiss inJena: Schöpfer des 2-Meter-Universalteleskops.

Alfred Jensch, 1912-2001

Exoplanet/

Extrasolarer Planet

Planet außerhalb unseres Sonnensystems.

Planet

Ein Planet (griechisch plánetes –Umherschweifender, Wanderer) ist ein nicht selbst leuchtenderHimmelskörper. Er bewegt sich in einer keplerschen Umlaufbahnum einen Stern. Früher wurdenPlaneten auch als Wandelsternebezeichnet. Die meisten Planetendes Sonnensystems werden vonMonden umkreist.

Stern

Ein Stern ist ein selbstleuchten-der, aus Plasma bestehenderHimmelskörper, dessen Strah-lungsenergie durch Kernfusionim Sterninneren entsteht. Der unsnächstgelegene Stern ist dieSonne, das Zentrum unseres Son-nensystems. Leben auf der Erdeist ohne die Wärmestrahlung derSonne nicht möglich. Für dieAstronomen des Mittelalters warnicht bekannt, dass die Sonneein Stern ist.

definition


Bild 1:

LASCO 2 Coronograph-

Aufnahme einer Sonnen-

eruption 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.

Das europäisch-amerikanische Son-nenobservatorium SOHO (Solar andHeliospheric Observatory) startete imDezember 1995. Es ist 1,5 MillionenKilometer von der Erde entfernt andem so genannten Lagrange-Punkt L1 positioniert. Von dort beobachtet SOHO mit zwölf Spezialinstrumentendie Sonne in verschiedenen Spektral-bereichen. Die Beobachtungen tra-gen zum Verständnis über den Auf-bau des Sonneninneren, die Mecha-nismen der Koronabildung und dieEntstehung und Beschleunigung desSonnenwindes bei. „An Bord“ sindunter anderem Untersuchungsinstru-mente LASCO und CDS. Daten überdie Intensität des Sonnenwindes wer-den auch genutzt, um das Weltraum-wetter – beispielsweise Sonnenstür-me – vorherzusagen. Hinzu kommt dieEntdeckung – quasi nebenbei – vonbisher annähernd 500 unbekannteKometen.

Sonnenspäher,Wetterfrosch,Kometenjäger

Der im Dezember 2002 entdeckteKomet Kudo-Fujikawa fliegt um dieSonne. SOHO verfolgt den Kometenmit den Kameras seines Weitwinkel-Koronographen LASCO. Mit einerkleinen Abdeckscheibe wird in denKameras eine Art künstliche Sonnen-finsternis erzeugt. So kann man dieSonnenkorona beobachten, die sonstvon der Sonne selbst überstrahltwird. Und nur durch diese künstlicheSonnenfinsternis ist auch der Schweifvon Kudo-Fujikawa zu erkennen, dersich als weißer Punkt um unser Zen-tralgestirn bewegt.

LASCO

Large Angle Spectrometric Coronograph: LASCO beobachtet – ähnlich wie bei einer Sonnenfins-ternis – die Korona der Sonne über dem Sonnenrand,rund 21 Millionen Kilometer. In der Sonnenkoronabefindliche Dinge können so sichtbar gemacht werden.

CDS

Coronal Diagnostic Spectrometer CDS nimmt dieEmissionslinien von Ionen und Atomen der Sonnen-korona auf. Die Ergebnisse geben Auskunft über das Sonnenplasma im Temperaturbereich von 10.000bis über 1.000.000°C.

Lagrange-Punkt L1

Punkt an dem sich die Anziehungskräfte von Erde,Sonne und Mond gegenseitig aufheben.

definition


Bereits 1616 stellte der Jesuiten-pater Nicolaus Zucchius das ersteSpiegelteleskop vor. Dieses be-stand aus einem Hohlspiegel undeiner Zerstreuungslinse. In den fol-genden Jahren beschäftigten sichunter anderem Cesare Caravaggi,der Mathematiker BonaventuraCavalieri, Marin Mersenne und James Gregory mit der Konstruk-tion verschiedener Bauformen desSpiegelteleskops, von denen aller-dings nur das Gregory-Teleskopeine gewisse Bedeutung erlangte.

Kleine Geschichte des Spiegelteleskops

Gregory stellte sein Teleskop 1663fertig. Wenig später im Jahr 1668führten Isaac Newton und der Fran-zose Cassegrain ihre Teleskope derÖffentlichkeit vor. Unter den Gelehr-ten fand nun eine europaweite Dis-kussion über die Vor- und Nachteiledieser Systeme statt.

Das Gregory-Teleskop wurde nochbis in die erste Hälfte des 19. Jahr-hunderts gebaut. Das Newton-Systemwird wegen seines einfachen Auf-baus bis heute von Amateur-Astrono-men beim Selbstbau ihrer Instrumen-te bevorzugt. Für große Teleskopehaben sich Varianten und Weiterent-wicklungen des Cassegrain-Teleskopsdurchgesetzt.

Newton-Teleskop

Cassegrain-Teleskop

Gregory-Teleskop

Schmidt-Cassegrain-Teleskop

Maksutov-Teleskop

Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop

Schwarzschild-Teleskop

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 eineEntwicklung der Neuzeit. Aber esgab schon um 7 nach Christus Be-richte über erste Raketen aus Byzanz. Und um 1200 wurden Ra-keten bereits im Militär einge-setzt. Erste verlässliche Berichte stammen aus dem Jahr 1232 und kommen aus China. Nachweislich wurden in Europa 1241 bei derSchlacht bei Lieglitz erstmals Ra-keten eingesetzt. Und das Multi-talent Leonardo da Vinci zeichne-te eine Rakete. Um 1819 wurde dieSignalrakete erfunden. Der richti-ge Aufbruch in den Weltraum er-

folgte dann zu Beginn des 20. Jahr-hunderts. Eine Handvoll Männergelten heute als die Pioniere derRaumfahrt. Sie sind sowohl Ent-decker und Enthusiasten als auch Erfinder. Und sie arbeiten ein Leben lang für ihre Idee. Der Rus-se Konstantin E. Ziolkowski, derAmerikaner Robert H. Goddardund der SiebenbürgendeutscheHermann Oberth machten die er-sten Schritte auf dem langen Wegins Universum. Eugen Sänger undWernher von Braun haben vieleder postulierten Ideen verwirk-licht.


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Konstantin Eduardo-

witsch Ziolkowski

(1857-1935), durch eine Erkrankungnahezu taub, musste im Alter vonzehn Jahren die Schule verlassen. Erbildete sich aber autodidaktisch wei-ter und studierte später in Moskaudrei Jahre Physik, Astronomie, Me-chanik und Geometrie. Anfangs unter-richtete er in seinem Heimatort Ma-thematik und Physik.

Erzählungen von Jules Verne reg-ten Ziolkowski an, selbst Geschichtenüber interplanetare Raumfahrt zuschreiben. Dabei entwickelte er sichzum Verfasser theoretischer Abhand-lungen. Und ab etwa 1885 stellte er ei-ne Vielzahl von Überlegungen zur Re-alisierung von Raumflügen an. 1886veröffentlichte Ziolkowski die Studie„Theoria Aerostatika“, es folgt 1892die Theorie eines Ganzmetall-Luft-schiffes (Aerostat Metallitscheski). Bis 1935 veröffentlichte er insgesamt35 Bücher, Artikel und Schriften zurLuftschiffthematik. Gipfelpunkt seinerArbeit war 1903 die Raketengrund-gleichung, veröffentlicht 1903 in derrussischen Zeitschrift „Wissenschaftli-che Rundschau“ unter dem Titel „Er-forschung des Weltraums mittels Re-aktionsapparaten“.

Robert Hutchings

Goddard

(1882-1945) machte sich früh Ge-danken über Raumflüge zum Mondund zum Mars, galt aber lange Zeitals Phantast. In der Raketenentwick-lung war er wesentlich erfolgreicher.Bereits um 1918 entwickelte er mili-tärische Feststoffraketen. Ab 1920 be-schäftigte er sich mit der Entwicklungvon Flüssigkeitsraketen. Zum Zweckeder Flugstabilisierung entwickelte God-dard ein Strahlruder, das mit Hilfe eines Kreisels gesteuert wurde. 1935startete er eine Rakete, die erstmalsmit Überschallgeschwindigkeit flog.


Die ESA (European Space Agency) ist die Raumfahrt-organisation der Europäer. 1975 gegründet zur besseren Koordination der europäischen Raumfahrt-aktivitäten, hat sie ihren Sitz in Paris. Die ESA finanziertsich aus den Staatshaushalten der Mitgliedsstaaten.

www.esa.int

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 Raketengeschwin-

digkeit zur Zeit t;

v (g) die Ausströmge-

schwindigkeit des Antriebs-

strahles (typisch: 4,5 km/s

bei chemischen Raketen-

triebwerken;

m(0) die Startmasse der

Rakete;

m(t) die Masse der Rakete

zur Zeit t (also um den

verbrauchten Treibstoff

verkleinerte Startmasse).

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Hermann Oberth

(1894-1989) begann wie Ziolkowski,angeregt durch die Lektüre von JulesVerne, schon als Gymnasialschüler anseinen ersten Raketenplänen zu arbei-ten. 1917 entwarf er eine Rakete, diemit Ethanol und Sauerstoff betriebenwurde. Sechs Jahre später beschrieber wesentliche Elemente, die zumBau von Großraketen mit Flüssigtreib-stoff angetrieben werden. In seinenWerken „Die Rakete zu den Plane-tenräumen“ (1923) und „Die Wegezur Raumschifffahrt“ (1929) schuf erdie wissenschaftlichen Grundlagen derTechnologie, die den Flug zu denSternen ermöglichte, und beschriebdarin bereits fast jedes Raumfahrt-konzept, das bis heute Wirklichkeitwurde. Bei Fritz Langs visionärem Film„Die Frau im Mond“ wirkte er zu-sammen mit Rudolf Nebel als wissen-schaftlicher Berater mit.


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m(0)v (t) = v(g) .ln ( )m(t)

Raketengrundgleichung

Die Raketengrundgleichung beschreibt die grund-legenden Gesetzmäßigkeiten des Raketenantriebs.

Eugen Sänger

(1905-1964) ließ sich mit 13 Jahren vonKurd Laßwitz’ Roman „Auf zwei Pla-neten“ von für die (damals noch uto-pische) Raumfahrt begeistern. Sängerstudierte in der 1920er Jahren Bauin-genieurwesen. Sein erster Disserta-tionsentwurf mit dem Titel Raketen-flugtechnik wurde an der TechnischenHochschule Wien abgelehnt. Ein Teildavon wurde später als Buch ver-öffentlicht. Sein stets verfolgtes For-schungsziel war die Entwicklung ei-ner Raumfähre, die er „Raumboot“nannte, zum Transport von Personenund Fracht zwischen Erdboden undOrbit bzw. Raumstationen. Von 1961bis 1964 konzipierte er den als RT-8bezeichneten zweistufigen Raum-transporters, dessen Erststufe von ei-nem Raumjet angetrieben wird. Überzehn Jahre später finden sich Teile derArbeit im Space Shuttle wieder. Sän-gers Traum war die Entwicklung desPhotonenantriebs für den interplane-taren und interstellaren Raumflug.

Wernher von Braun

(1912-1977) experimentierte schon alsJugendlicher mit Raketen. Und er hatfrüh eine Abhandlung über Raum-fahrt verfasst. Ab 1929 arbeitete ergemeinsam mit Hermann Oberth,durch dessen Buch „Die Rakete zu denPlanetenräumen“ er maßgeblich be-einflusst worden war. Die währenddes Zweiten Weltkriegs unter Wernhervon Braun entwickelte und erprobteRakete A4 – oder besser bekannt alsV2 – und ihre Technologie gehörtewohl zur bedeutendsten Kriegsbeuteder Alliierten. Von Brauns Ziele warenaber eher auf die Raumfahrt gerich-tet. Nach dem 2. Weltkrieg wurde ertechnischer Berater des US-amerika-nischen Raketenprogramms. Er warmaßgeblich an den Mercury-, Gemi-ni- und Apollo-Projekten beteiligt. Erwar eingebunden in die Entwicklungder Saturn-V-Trägerrakete und wirddaher als geistiger Vater der Mondra-kete angesehen.

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Die NASA (National Aeronautics and Space Administra-tion) wurde im Jahr 1958 gegründet und ist die zivileBundesbehörde für Luft- und Raumfahrt in den USA. Sie besteht aus verschiedenen Einrichtungen wie bei-spielsweise dem Jet Propulsion Laboratory (JPL), das sichmit den Themen Raumsonden und Deep Space Networkbeschäftigt. Zur NASA gehören auch die Raumfahrt-zentren Kennedy Space Center in Florida, GoddardSpace Flight Center in Maryland, Johnson Space Centerin Texas und Marshall Space Flight Center in Alabama.Viele Forschungseinrichtungen – unter anderem dasNASA Institute for Advanced Concepts (NIAC) mit denSchwerpunkten Nanotechnologie und Weltraumlift –sind in der NASA verankert.

www.nasa.gov

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.


Die Idee, den Himmel mit all sei-nen Phänomenen darzustellen,war schon früh geboren. Alleindie Realisierung war das Problem.In Anlehnung an frühe, kleine Glo-ben dachte man an eine Blechku-gel mit sieben bis zehn MeternDurchmesser, an deren Innenseitedie Sterne durch Lampen darge-stellt werden sollten oder mit Hilfevon kleinen Löchern durch Lichtvon außen zum Leuchten gebrachtwerden sollten. Auch Sternenauf-und -untergänge sollten darge-stellt werden. Erste Entwürfe zurRealisierung dieses Vorhabens be-dingten die Verwendung eines Ku-gellagers mit einem Durchmesservon fünf Metern.

Planetarium: Der Weltraum im Raum

32

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 dernoch nicht vollendeten Pariser Sternwarte.Dort entdeckte er in den Jahren 1671 und1672 die Saturnmonde Japetus und Rhea,bemerkte 1675 die nach ihm benannteTeilung des Saturnringes und fand 1684zwei weitere Trabanten – Thetys undDione – des Ringplaneten.

Berühmte Ast

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schen Museums aufgestellt. Danachwurde es wieder zur Komplettierungnach Jena zurück transportiert. Nacheiner Komplettierungsphase wurdees im Frühjahr 1925 wieder nachMünchen geschickt und dort im Rah-men der Feierlichkeiten zur Einwei-hung des Deutschen Museums am 7. Mai 1925 offiziell eröffnet.

Noch während die ersten beidenGeräte des Modells I gebaut wurden,begann die Planung für die Modell-reihe II. Dieses Projektionsgerät hattebereits die lange Zeit für Planetarientypische Hantelform. Diese ermög-lichte die Simulation des Sternenhim-mels von jedem Ort der Erde. Das er-ste Planetarium des Typs Modell IIwurde in Wuppertal installiert. Da-nach trat das Planetarium seinen Sie-geszug durch die Welt an.


Erste Gedanken

Den Anregungen Oskar von Millers,Gründer der Deutschen Museums inMünchen, und Max Wolfs, Direktordes Observatoriums in Heidelberg,war es zu verdanken, dass WaltherBauersfeld ein Konzept ausarbeitete,das die Projektion des Sternenhim-mels, der Sonne, des Mondes undder Planeten möglich machte. DasTeam um Bauersfeld arbeitete sehrhart an der Konstruktion und demBau des Gerätes. Im August 1923war es in Jena dann so weit:

Zum ersten Mal erstrahlte einkünstlicher Sternenhimmel. Im De-zember 1923 wurde das noch nichtganz vollständige Projektionsplaneta-rium Modell I provisorisch in der be-reits errichteten Gipskuppel des Deut-

Sir Isaac Newton (1643-1727)

ist der Verfasser der am 5. Juli 1687 veröffentlichten Philosophiae NaturalisPrincipia Mathematica. Darin beschreibter die universelle Gravitation und dieBewegungsgesetze: Der Grundstein für die klassische Mechanik. Er war damit in der Lage, die Planetenbewegungennicht nur wie Johannes Kepler zu be-schreiben, sondern erstmals auch zubegründen.

Edmond Halley (1656-1742)

wandte Newtons Gravitationsgesetz zurBerechnung der Kometenbahnen an.Er erkennt, dass es sich bei den Kometenvon 1531, 1607, 1682 um ein und densel-ben Kometen handeln muss und kündigtfür das Jahr 1758 das Wiedererscheinendes Kometen an.

Christiaan Huygens (1629-1695)

entdeckte mit seinem selbstgebautenTeleskop 1655 erstmals den SaturnmondTitan. Durch die bessere Auflösung seinesTeleskops entdeckte er die Saturnringe,die Galilei noch als die „Ohren“ desSaturns bezeichnet hatte sowie die Rota-tion des Mars. Er löste das Trapez imZentrum des Orion-Nebels in vier ein-zelne Sterne auf und beschrieb weitereNebel- und Doppelsternsysteme.

tronomen

3


Pierre-Simon (Marquis de) Laplace (1749-1827)

behandelte in seinem Werk Mécaniquecéleste Probleme der Himmelsmechanik:die Entstehung der Gezeiten, die Bahn des Erdmondes und die Planetenbahnen.Darüber hinaus entwickelt er eine Theoriezur Entstehung des Sonnensystems (Kant-Laplacesche Theorie).

Sir Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822)

gab sich nicht mit der Beobachtung vonMond, Planeten und Kometen zufrieden.Er wollte auch den Fixsternhimmel stu-dieren. Da die um 1770 üblichen Linsen-und Spiegelteleskope keine ausreichendeBeobachtungsleistung aufwiesen, begann er selbst Spiegelteleskope zu bauen.Schlagartig berühmt wurde Herschel,als er 1781 ein neues Objekt im Sonnen-system entdeckte: den Planeten Uranus.

Johann Carl Friedrich Gauß (1777-1855)

revolutionierte mit Hilfe seiner Aus-gleichsrechnungen auf Basis der Methodeder kleinsten Quadrate die Berechnungder Bahnen von Himmelskörpern undlegte seine neuartigen Rechenverfahren in dem Werk Theorie der Bewegung derHimmelskörper 1809 nieder.


Bild 4:


STARMASTER.

Bild 5:


UNIVERSARIUM und

Laserbildprojektor ZULIP.

Bild 6:

Planetarium Tycho Brahe

Kopenhagen.

Bild 7:

ADLIP Laser-

Ganzkuppelprojektion.

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Moderne Techniken

Mit den Instrumenten eines Planetari-ums wird ein künstlicher Sternenhim-mel erzeugt.

Heute erlaubt die Glasfasertechnikdie Sternenhimmel-Darstellungen ineiner Brillanz, die die des echten Ster-nenhimmels sogar noch übertrifft.Die zukunftsträchtigste Weiterent-wicklung der Projektionstechnik istdie Entwicklung des sogenannten di-gitalen Planetariums: Die Projektionvon Ganzkuppelvideo mit Hilfe vonVideobeamern. Ein besonders großerSchritt in diese Richtung gelang mitdem ZULIP (Zeiss Universal Laser Image

Projector) wobei der Videobeamerbeweglich montiert werden kann. Erarbeitet auf der Basis von Laserlichtund erzeugt sensationell kontrastrei-che Bilder von noch nie zuvor da ge-wesener Schärfe. Der erste ZULIPwurde während der IPS-Tagung 2000im Planetarium Montréal vorgestellt.Die Weiterentwicklung des ZULIPzum ADLIP (All Dome Laser ImageProjector) ermöglicht nun die Projek-tion von kuppelfüllenden Videose-quenzen mit Hilfe mehrerer festin-stallierter ZULIPs. Aber egal, ob einPlanetarium klein oder groß ist, derZuschauer befindet sich immer mit-ten im Geschehen.

Angelo Secchi (1818-1878)

zerlegte mithilfe von Prismen das Lichtder Sterne und der Sonne. Durch dieVerteilung der Farbmuster und dunklenAbsorptionslinien ließ sich die chemischeZusammensetzung der Sonnen- undSternatmosphäre bestimmen: vier unter-schiedliche Spektralklassen wurden auf-gestellt. Secchis bahnbrechende gelten alsWegbereiter der Spektralanalyse.

Die allererste Anregung zum Bau eines Planeta-riums, das den Sternenhimmel wie bei der Natur-beobachtung zeigt, kam von Max Wolf (1863-1932), dem Leiter der Heidelberger Sternwarte.Mit Wolfs Idee wandte sich Oskar von Miller, der im Deutschen Museum ein heliozentrischesund ein geozentrisches Planetarium einrichtenwollte, in den Jahren 1912/13 auch an Carl Zeiss.Walther Bauersfeld (1879-1959) konstruierte daserste Projektionsplanetarium. Er war 50 Jahre inder Geschäftsleitung von Carl Zeiss tätig. Er hattedie Idee, die Bewegung der Sterne, der Sonne,des Mondes und der Planeten in einen Projektorzu verlegen, der im Zentrum einer kugelförmigenKuppel aufgestellt werden sollte.

6

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Kepler (1571-1630) zugeschrieben,weshalb man bis heute vom Kepler-schen Fernrohr spricht. Im Unter-schied zum Galileischen Fernrohr be-nutzt das Keplersche Fernrohr alsOkular eine bikonvexe Linse. DiesesTeleskop entwirft auf dem Kopf ste-hende Bilder. Alle heutigen Linsen-teleskope – vom Amateurinstrumentbis zum professionellen Sternwarten-gerät – beruhen auf dem KeplerschenFernrohrprinzip. Da die Bilderzeugungbei dieser Teleskopart auf Brechung(„Refraktion“) beruht, spricht manauch von einem „Refraktor“.

Spiegelteleskop

Ein Spiegelteleskop ist ein Fernrohr,bei dem der wesentliche Teil der Op-tik aus spiegelnden Elementen – auseinem Hauptspiegel und einem Fang-spiegel – besteht. Der Fangspiegellenkt das Licht in Richtung Okular,Fotoplatte, Film oder digitalen Emp-fänger ab, wo es vor der Aufnahmenormalerweise durch Farbfilter für

Bilder oder Spektrografen zur Spek-tralanalyse geschickt wird. GroßeSpiegel fangen mehr Licht ein: Die er-reichbare scheinbare Helligkeit/ Grenz-größe noch messbarer Himmelsob-jekte liegt bei diesen Spiegeltelesko-pen höher und gewährleisten einennoch tieferen Blick ins Weltall.Wegen der Beugung des Lichts istdas Auflösungsvermögen eines Spie-gelteleskops begrenzt. Ein punkt-förmiges Beobachtungsobjekt (Stern)wird nicht etwa als Punkt abgebildet,sondern als Beugungsscheibchen.

Um Bildfehler zu verringern, müs-sen die Spiegel sehr präzise bearbei-tet werden. Das Schleifen und Polie-ren der Spiegel erfolgt auf 1/4 bis 1/20der Licht-Wellenlänge, also mit Ge-nauigkeiten von 150 bis 30 Nanome-ter. Zusätzlich werden Teleskope fern-ab menschlicher Siedlungen in trock-enen Regionen auf hohen Bergen ge-baut, da die Bildqualität von Staub,dem Streulicht von Städten (Lichtver-schmutzung) und dem Gehalt derLuft an Wasserdampf beeinflusst.

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In einer Sternwarte werden mitHilfe von Fernrohren und Telesko-pen tatsächliche Himmelsobjektebeobachtet.

Fernrohr oder

Teleskop

Das Wort Teleskop (griechisch tele –fern und skopein – betrachten) warfrüher gleichbedeutend mit Fernrohr.Allgemein gilt der im westfälischenWesel geborene, aber bereits in jun-gen Jahren nach Holland ausgewan-derte Brillenmacher Hans Lippershey(1570-1619) als Erfinder. Neuere, sorg-fältige Recherchen weisen aber aufLeonardo da Vinci als eigentlichen Er-finder des Teleskops hin: Er bauteund benutzte ein optisches Gerät,mit geringer Vergrößerung aber vonähnlichem Prinzip wie das der vonLippershey und Galilei.

Die Entwicklung des eigentlichenastronomischen Fernrohrs wird demdeutschen Astronomen Johannes

Edwin Powell Hubble (1889-1953)

wies 1923 am Mount-Wilson-Observa-torium nach, dass der AndromedanebelM31 weit außerhalb unserer Milchstraßeliegt. Aufgrund der räumlichen Verteilunganderer Galaxien, sowie ihrer im Spektrumnachweisbaren Rotverschiebung, ergabsich Hubbles bekanntester Beitrag zurAstronomie: Die Entdeckung der Expan-sion des Weltalls. Die Größe, welche dieseExpansion beschreibt, wird ihm zu Ehrendie Hubble-Konstante genannt.

Sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944)

erkannte als einer der ersten Physiker dieBedeutung von Einsteins Relativitäts-theorie: Bei der Sonnenfinsternis-Expedi-tion auf die Vulkaninsel Principe im Golfvon Guinea, wurde am 29. Mai 1919 nach-gewiesen, dass – wie von der allgemeinenRelativitätstheorie postuliert – Licht vongroßen Massen abgelenkt wird.


Sternwarteninstrumente


1839 wurde das Wort Photogra-phie zum ersten Mal verwendet:von dem deutschen AstronomenJohann Heinrich Mädler (1794-1874) und etwa gleichzeitig vondem britischen Astronomen JohnFrederick William Herschel (1792-1871).

Vorläufer der Photographie ist die Camera obscura, von deren Namen sich auch das Wort Kamera ableitet.Die erste Photographie wurde 1826durch Joseph Nicéphore Niépce er-zeugt. Zum entscheidenden Durch-bruch verhalfen ihr zwei Erfinder inder ersten Hälfte des 19. Jahrhun-derts. Der Franzose Louis JacquesMandé Daguerre (1787-1851) baute

Für die anspruchsvolle Architektur-,Sach- und Industrieaufnahmen sowieStädteporträts eignet sich das Ob-jektiv Distagon® T* 4/40 IF CFE. Es ist das klassische Weitwinkelobjek-tiv der Mittelformatphotographie undweist einen Bildwinkel von 88° überdie Bildfelddiagonale auf. Durch Floa-ting Elements wird die unvermeidli-che Bildfeldwölbung im Nahbereichreduziert. Aufgrund der guten Kor-rektion aller Bildfehler, speziell dergut korrigierten Verzeichnung, ist esgut für Einsatz in der Architektur-,Sach- und Industriephotographie ge-eignet. In der Luftbildphotographiegehört es zu den bevorzugten Objek-tiven, da es das Arbeiten aus gerin-gen Flughöhen erlaubt und damitatmosphärische Störungen durch bei-spielsweise Dunst umgeht. Auch dieNASA gehört zu den überzeugtenVerwendern dieses Objektivs und hatmehr als 30 Stück im Einsatz.

bei seinem photographischen Verfah-ren, Daguerreotypie genannt, aufden Erfahrungen von Joseph Nicé-phore Niépce auf. Der englische Phy-siker und Chemiker William HenryFox Talbot (1800-1877) gilt als derSchöpfer des 1841 patentierten photo-graphischen Negativ-Positiv-VerfahrensTalbotypie. Das machte die photogra-phische Abbildung praktisch unbe-grenzt reproduzierbar. Erste hölzerneDaguerreotypie-Kameras wurden ab1839 von dem Pariser Kamerafabri-kanten Alphonse Giroux verkauft.

Nicht allein die aktuellen Bilderaus dem Universum begeistern. DieNatur- und Kunstphotographie weck-te bereits mit Beginn der Photogra-phie ein großes Interesse bei denMenschen. Je nach verwendeter Tech-nik – Kameratyp, Filmformat, Fotoob-jektiv, Filmmaterial, Filmnachbehand-lung – ergeben sich vielfältige Gestal-tungsmöglichkeiten.

Faszination Fotografie

Augenb l i cke


Die erste urkundliche Erwähnungstammt aus dem Jahr 1237. DieGrundlagen für ihren Aufstieg legteim 17. Jahrhundert der Große Kur-fürst Friedrich Wilhelm. Sein Nachfol-ger, Kurfürst Friedrich III., erlangte1701 die preußische Königskroneund baute als Friedrich I. Berlin zurköniglichen Residenzstadt aus. Im Zu-ge von Industrialisierung und Techni-sierung war Berlin, seit 1871 Haupt-stadt des Deutschen Reichs, am Endedes 19. Jahrhunderts mit 2,7 Millio-nen Einwohnern die größte Industrie-stadt des Kontinents. Nach dem Ers-

ten Weltkrieg entwickelte sich dieHauptstadt der ersten deutschen De-mokratie vor allem zur pulsierendeninternationalen Kulturmetropole. DerKalte Krieg zwischen Ost und Westteilte die Stadt mit dem Bau der Berli-ner Mauer am 13. August 1961. Mitdem Fall der Mauer am 9. November1989 und der Wiedervereinigung wardie Teilung der Stadt überwunden.Am 20. Juni 1991 beschloss derDeutsche Bundestag, dass Parlamentund Regierung ihren Sitz in Berlinnehmen werden und Berlin damit dieHauptstadt Deutschlands ist.

Berlin


Die Stadt entwickelte sich ab dem 3.Jahrhundert vor Christus aus der kel-tischen Siedlung Lutuhezi des Stam-mes der Parisier auf der Seine-Insel.Nach der Eroberung durch die Römerim Jahr 52 vor Christus brannten dieParisii ihr Inselfort nieder. Die Römerbauten die Stadt als Lutetia wiederauf. Im 5. Jahrhundert wurde die rö-mische Herrschaft durch die Mero-winger beendet. Unter Chlodwig I.wird im Jahre 508 Paris Hauptstadtdes Merowingerreiches. Die Kapeti-nger machten Paris zur HauptstadtFrankreichs. Philipp II. Augustus ließdie Stadt befestigen. Auf Veranlas-

sung Ludwig XIV. sind Straßenbe-leuchtungen angebracht, die Wasser-versorgung modernisiert und dieKrankenhäuser Invalides und Salpêtri-ère erbaut worden. Trotz Verlegungder Residenz des Königs nach Versail-les blieb Paris das politische ZentrumFrankreichs. Die Französische Revolu-tion führte zur Einführung der erstenfranzösischen Republik. 1844 ist zuVerteidigungszwecken an Stelle desheutigen Boulevard Périphérique eineneue Stadtbefestigung errichtet wor-den. Es wurde die größte Befesti-gungsanlage der Welt.

Paris


Die Huronen, ein großes IndianervolkNordamerikas, nannten den Ort Ta-rantua. Er war für die Indianer einTreffpunkt, an dem sie Zusammen-künfte abhielten. Im 17. Jahrhundertnutzten die Pelzjäger den Ort für ihreGeschäfte. Der britische GouverneurSimcoe ließ aus dem wirtschaftlichenUmschlagplatz ein Fort bauen. Die da-mals noch York genannte Siedlungentwickelte sich langsam und warauch Regierungssitz von Oberkanada.Mit den Loyalisten, nordamerikani-sche Kolonisten aus dem KönigreichGroßbritannien, kamen im 18. Jahr-hundert Wasser- und Gasversorgung.In den 1950ern wurde das in Torontoumbenannte York durch die Eisen-bahn mit den Märkten in den USA ver-bunden.

Toronto


Die ersten Siedlungsspuren in der Region reichen bis etwa 4000 vorChristus zurück. Im Jahre 960 wurdeShanghai erstmals als Dorf erwähnt.1264 wurde es mit drei anderen Dör-fern zusammengelegt. Mit dem wirt-schaftlichen Aufschwung des Jangt-se-Deltas wuchs auch Shanghai. DieStadt besaß zu dieser Zeit einenwichtigen Handelshafen, von demdie stattliche Baumwollernte der Re-gion nach Peking, ins Hinterland undnach Japan verschifft wurde. Seit den

1840er Jahren wird Shanghai zumwichtigsten Geschäftsplatz Ostasiens.Durch die günstige Lage nahe derHaupthandelsroute der großen Seideund Tee produzierenden Regionenentwickelte sich Shanghai bis 1900zu einem wichtigen Hafen und Indus-triezentrum. Mit Ende des 19. Jahr-hunderts bis in die 1920er Jahre wur-de Shanghai eine echte Weltstadt.Die Drachenkopfmetropole ist heutedie größte und bedeutendste Indus-triestadt der Volksrepublik China.

Shanghai


Moskau

Erstmalige Erwähnung fand Moskau1147. 9 Jahre später entstand unterFürst Juri Dolgoruki eine erste, höl-zerne Wehranlage des Kreml, in de-ren Schutz sich der Marktflecken all-mählich zu einer beachtlichen An-siedlung entwickelte. In der erstenHälfte des 14. Jahrhunderts zählte dieStadt rund 30.000 Einwohner. In denbeiden letzten Jahrzehnten des 15.Jahrhunderts begann der Ausbau desKreml. Zahlreiche Handwerker undKaufleute ließen sich im Umkreis nie-der. Die Einwohnerzahl stieg balddarauf auf mehr als 100.000, so dass

um 1600 eine Ringmauer um Mos-kau und eine Erdverschanzung ge-baut wurden. Im VaterländischenKrieg von 1812 verlor die Stadt in ei-nem Flächenbrand zwei Drittel ihrerBausubstanz. Der im Frühjahr 1813beginnende Wieder- und Neuaufbausprengte rasch den alten städtischenVerteidigungsring. Die Bevölkerungder Stadt war um 1900 auf etwa eineMillion angewachsen. Am 12. März1918 wurde Moskau zur Hauptstadtdes Landes erklärt und die Regierungübersiedelte in den Kreml am RotenPlatz.


„Bengalooru“ wurde bereits in einemDokument der Stadt Begur aus dem9. Jahrhundert erwähnt. Erbaut wur-de die Stadt wahrscheinlich in der ers-ten Hälfte des 16. Jahrhunderts vonKempe Gowda I. Das Sultanat Bijapureroberte und die Moguhls verkauftensie. Chikkadevaraja Wodeyar kaufte siefür 300.000 Rupees. Und sie war zuunterschiedlichen Zeiten im persön-lichen Besitz von Shahji Bhonsley undHaider Ali. Nach Abschluss des Ver-trags von Srirangapatnam wurde dieStadt an den Sultan Tippu zurückge-geben. Unter der Leitung von LordCornwallis, dem englischen General-

gouverneur, wurde die Stadt 1791 ein-genommen. Nach dem 4.Mysore Kriegwurde Bangalore 1799 Teil des Staa-tes Mysore unter der Regentschaftvon Krishna Raja Wodeyar III. 1831übernahmen die Briten die Adminis-tration und Banglore wurde von 1831bis 1881 das Zentrum von Mysore.1949 hatten die Stadt und die umge-benden Gebiete zusammen eine Flä-che von 26,7 Quadratmeilen. 1956wurde Bangalore zur Metropolis desvergrößerten Staates Mysore. Heuteist Bangalore die Hauptstadt des Bun-desstaates Karnataka und die viert-größte Stadt Indiens.

Bangalore


Brillenträger treffen ihre Kaufent-scheidungen nicht mehr über denPreis allein, sondern über zusätzli-che Leistungen, die der Augenop-tiker bietet. Differenzierung heißtdas Zauberwort: Nur wem als Op-tiker eine Differenzierung gegen-über dem Wettbewerb gelingt, ist für den Kunden ausreichend attraktiv. Ein Mehr an Dienstleis-tung ist der Schlüssel zu einer er-folgreichen Differenzierung. DasRelaxed Vision Terminal bietetdem Optiker diese Plattform. DerAugenoptiker vermittelt seinemKunden durch die Einbindung desRelaxed Vision Terminals in dasBeratungsgespräch modernste op-tische Technologien und höchsteQualität. Nicht zuletzt trifft derKunde seine Kaufentscheidungaufgrund der optimalen augen-optischen Betreuungs- und Bera-tungskompetenz. Im folgendenGespräch schildert Frank Hammerseine Erfahrungen mit dem Re-laxed Vision System, dem Kon-zept und den Reaktionen vonKunden.

Was für Vorteile bringt der RVTerminal für den Optiker?

Die Technologie ist ein Glücksfallfür den professionellen Augenoptiker.Ich meine damit die Tatsache, dassman auf einem solch hohen Niveauin der Beratung arbeiten kann. Je-doch ist die beste Technologie un-trennbar verbunden mit der Qualifi-zierung und Motivation der Mitarbei-ter. Das ist die Basis und letztendlichdie zwingende Voraussetzung für einoptimales Zusammenspiel zwischenTechnologie und Mensch. Das Relax-ed Vision System verhilft auch demOptiker zu einem Erfolgserlebnis, weilder Kunde unmittelbar nachvollzie-hen kann, was ihm an gutem undstressfreien Sehen beim Augenopti-ker angeboten werden kann.

Welche Unterstützung bietet CarlZeiss für die Einführung des RVTerminals an?

Die ZEISS Akademie bietet Schu-lungen für die Mitarbeiter der Re-laxed Vision Center an. Meine Mitar-beiter haben die Schulungen durch-weg als sehr professionell und hilf-reich bewertet. Zusätzlich unterstütztCarl Zeiss den Augenoptiker mit ei-nem Relaxed Vision Starter Kit.

Differenzierung heißt das Zauberwort

44

Mit den Worten eines Augenopti-kers: Was verstehen Sie unter Re-laxed Vision?

Relaxed Vision ist die optimierteund sehr gelungene Kombinationvon Produktqualität, also vom Brillen-glas selbst, und der Möglichkeit, mitmodernster, zukunftsicherer Mess-technik das optimale Brillenglas fürden Kunden herzustellen. Augen sindvon Kunde zu Kunde unterschiedlich.Die Brille von der Stange ist nicht op-timal. Die Vermessung und Zentrie-rung mit dem Relaxed Vision Systemermöglicht eine optimale Brillenglas-anpassung. Der exakte Zuschnitt aufdie individuellen Bedürfnisse des ein-zelnen Auges garantieren dem Bril-lenträger neben einer sehr gutenSehleistung auch einen maßgeschnei-derten Sehkomfort.

Wie erklären Sie einem Kundendas Relaxed Vision System?

Das Relaxed Vision System istselbsterklärend. Bei uns kommt jederKunde mit dem System in Kontakt,sei es während der Messung oder dernachfolgenden Glasberatung. Das Re-laxed Vision System wird im Ge-spräch mit dem Kunden ganz einfachzur selbsterklärenden Dienstleistung.

Vom Anwender

Die Schulungen in Kombination mitdem Starter Kit unterstützen den Op-tiker in seiner Funktion als RelaxedVision Berater.

Welche besonderen Vorteile ver-schafft das System dem Augenop-tiker?

Aufgrund der Messgenauigkeit er-halten wir qualitativ hochwertige End-produkte. Es kann deutlich besser undgenauer gearbeitet werden. Natürlichist es ebenso wichtig, dem Kundenseine augenoptische Beratungskom-petenz vermitteln zu können. Dieswird durch das Relaxed Vision Systemganz klar begünstigt und gesteigert.

Welchen Nutzen zieht der Brillen-träger aus dem Relaxed Vision System?

Der Nutzen für den Brillenträgerergibt sich von alleine. Er bekommtfür den gleichen Preis ein weitausbesser angepasstes Brillenglas. DieBrille passt sich dem Brillenträger an.Der Kunde muss sich nicht mehr indem Maße, wie es bisher der Fallwar, an das Produkt gewöhnen.

Warum empfehlen Sie Ihren Kun-den die individuelle Messung desAuges?

Das ist eine Frage der Zwangs-läufigkeit. Bei der heutigen Qualitätder Glasprodukte, und wir arbeitenbei Gleitsichtgläsern vornehmlich imPremiumbereich, ist es eine Verpflich-tung, dass man die vorangehendenAufgaben – in der Beratung bis hin zuden verfügbaren technischen Mög-lichkeiten – bestmöglich erfüllt. Ausdiesem Grund habe ich mich dafürentschieden, alle Filialen mit dem Re-laxed Vision System auszustatten.

Mit welchen Aktionen schaffenSie es, neue Kunden für das Re-laxed Vision System zu gewinnen?

Carl Zeiss bietet auf der einen Sei-te ein gelungenes Konzept für dieBeratungsarbeit des Augenoptikers.Auf der anderen Seite lebt das Gerätdavon, dass der zufriedene Kundewiederkommt und über seine Erfah-rungen mit anderen spricht. Vieleneue Kunden kommen aufgrund vonEmpfehlungen von Freunden undVerwandten in unsere Filialen.

Vielen Dank für das interessanteGespräch.


Relaxed Vision:

Nie mehr Sehstress.

Auge und Brille bilden ein optisches System. Das Zu-sammenspiel von Auge und Brillenglas ist komplex.Dank der Erkenntnisse aus der Forschung können wirweit über das Brillenglas hinausblicken: Der optimierteDialog zwischen Auge und Brillenglas, zwischen Naturund hochentwickelten optischen Systemen ermöglichtheute ein entspannteres, brillanteres Sehen. Früher musste sich das Auge auf die Brille einstellen.Heute werden die Brillengläser an die BesonderheitenIhrer Augen angepasst. Schon leichte Ungenauigkeitenhalten das Auge, und damit uns, auf Trab: Auge undHirn müssen mehr Arbeit leisten, um Unschärfen auszugleichen. Kleine Fehler bei der Anpassung desBrillenglases führen zu mehr oder minder starken Leistungseinbußen: 40 Prozent oder mehr Verlust anoptischer Leistung sind bei konventioneller Brillenan-passung keine Seltenheit. Beim Vermessen des Augesgeht es um 1/10 Millimeter.

Die Vermessung des Auges

Die Basis für besseres Sehen wird gebildet einerseitsdurch die exakte Augen-Vermessung und andererseitsdurch die lückenlose Messdaten-Auswertung. Anhandder Messdaten wird das Brillenglas exakt wie ein Maß-anzug auf die individuellen Bedürfnisse des einzelnenAuges angepasst. Die punktgenaue Vermessung allerwichtigen Augen-Daten ist die Aufgabe der RelaxedVision Terminal Geräte. Das System protokolliert milli-metergenau die optischen Daten wie Augenabstandoder Position der Augenpupillen, die für die optimaleProduktion eines individuellen Brillenglases notwendigsind. Mittels einer kurzen, stressfreien Messung amRelaxed Vision System, wobei bildgestützte Messver-fahren Augenform und augenbedingte Kalibrier- undZentrierdaten erfassen und das patentierte „speckletarget“ Verfahren zur Vermeidung von Fixationsfehlerneingesetzt wird, werden die Brillengläser an die Be-sonderheiten eines jeden Auges angepasst.

facts


Die Strukturierung von Materia-lien in Bereichen von bis zu einemmillionstel Millimeter (Nanometer)wird entscheidend sein bei derEntwicklung von Technologien des21. Jahrhunderts. Um die Leis-tungsfähigkeit elektronischer Bau-elemente zu steigern, werden im-mer niedrigere Strukturgrößen be-nötigt. Eines der wesentlichstenProbleme der Nanotechnologie istdie Massenproduktion. Nanostruk-turierung mittels lithographischerTechniken ist notwendig, um groß-flächige und kostengünstige Her-stellung von Nanostrukturen zurealisieren. In der Folge entstan-den Eichstrukturen für Rasterkraft-mikroskope mit Objektabständen

Nanostrukturierung mit der 3D-Deposition

46

Bild 1:

Elektronenstrahl-Masken-

reparaturgerät MeRitTM MG.

Bild 2:

Schema der Nanostruktu-

rierungstechnologie EBID.

unter 100 nm und EBID-Abtastspit-zen mit 500 nm Höhe und 7 nmKrümmungsradius an der Spitze.Eine speziell entwickelte Soft-ware zur Elektronenstrahl-Füh-rung innerhalb des Bildverarbei-tungssystems VIDAS in der For-schungsgruppe um H.W.P. Koopswies die Besonderheit auf, dassdie Belichtungszeit für jedes Pixelindividuell einstellbar war, wie esdie 3D-EBID Technologie erfor-dert. Mit der Technik 3D-Deposi-tionslithographie führte man dannerstmals das „Rapid Prototyping“von elektrischen und optischenElementen mit Sub-Mikrometer-Abmessungen durch.

dichte zerschlagen. Aus den Molekül-bruchstücken und Atomen wachsendann in wenigen Minuten 3-dimen-sionale Deponate. Da Moleküle ein-zeln verwendet werden, ist das Ver-fahren 1 Million Mal langsamer als dieherkömmliche Lack-Elektronenstrahl-Lithographie.

Untersucht wurde die Nanostruk-turierung durch Direktschreiben mitder Einzelstrahl-Lithographie am IBMT.J. Watson Research Center, USA,sowie mit der Elektronen-Schatten-projektion und der verkleinerndenElektronen-Projektion an der TU Darm-stadt. Die Elektronen-Schattenprojek-tion ist heute als EPL Electron Pro-jection Lithography bekannt. Weiteregrundlegende Untersuchungen underste Anwendungen entstanden mitdem Einzelstrahl-Depositions- und Ätz-Verfahren am Forschungszentrum derDeutschen Telekom FTZ.


Die innovative

Nanostrukturierungs-

technologie EBID

Bei Arbeiten zur verkleinernden Elek-tronenprojektion (Tübingen 1971,Darmstadt 1984) wurde klar, derWunsch nach Hochauflösung in derElektronenstrahl-Lithographie geht aufKosten der Empfindlichkeit des Regis-trierverfahrens. Die höchste Auflösungist erreichbar, wenn kleine Molekülezur Registrierung durch direkte Metal-lisierungsdeposition verwendet wer-den. Bei der Nanostrukturierungstech-nologie EBID (Elektron Beam InducedDeposition) wird ein Molekülstrahlaus organometallischen Molekülenauf das Substrat im Vakuum gerich-tet. Die dort adsorbierten Molekülewerden durch den auf wenige Nano-meter Durchmesser fokussierten Elek-tronenstrahl mit einem Energieein-trag mit bis zu 2 MW/cm2 Energie-

slithographie

Rapid-Prototyping-Verfahren sind Fertigungsverfahren, die das Zielhaben, vorhandene Konstruktions-daten möglichst ohne manuelleUmwege direkt und schnell in Werk-stücke umzusetzen. Die unter demBegriff des Rapid Prototyping seit den 1980er Jahren bekannt gewor-denen Verfahren sind in der RegelUrformverfahren, die das Werkstückschichtweise aus formlosem oderformneutralem Material unter Nut-zung physikalischer und/oder chemi-scher Effekte aufbauen.

Im Auftrag von Corning Inc., USA, baute ein Forschungsteam derDeutschen Telekom AG ab Herbst1997 eine Rapid Prototyping Technikvon Spektralfiltern basierend aufphotonischen Kristallstrukturen auf.Photonische Kristalle sind 3-dimen-sionale periodische dielektrischeStrukturen in EBID-Technik aufgebautaus Stäben mit Durchmessern von1/5 der Wellenlänge und im Abstandvon 1/3 der Wellenlänge. Das Infra-rot-Licht der Telekommunikation mit1,5 µm Wellenlänge erfordert für einPC-Filter rund 80 Stäbe mit 0.5 µmStab-Abstand, 0.3 µm Dicke und2 µm Höhe, die aus einem Materialmit möglichst hoher Brechzahl ge-fertigt sind (n > 2,8). Das Team ent-wickelte und patentierte die Herstel-lung von photonischen Kristallen (PC)und anderen Bauelementen der mini-aturisierten planaren Optik mit Hilfeder EBID-Technologie. Spektralfilter (3 µm x 3 µm) wurden mit einerBauzeit von nur 40 Minuten gefertigtund wiesen Nanometer-Präzision inWellenleiter-Messstrukturen auf.

Rapid Prototyping

mit EBID

special

2


Die Photomasken-

reparatur

Die Entwicklungsvorleistungen im Rah-men der EBID-Technologie zur rech-nergesteuerten Gasdosierung für or-ganometallische und anorganischeGase, sowie sublimierbare Substan-zen, welche die Materialzufuhr durchKanülen auf die Substratoberflächeim Rasterelektronenmikroskop erlaubt,führte aus der Vielzahl der mög-lichen Anwendung der Elektronen-strahl induzierten Reaktionen zumtragfähigen und von der Industrie be-nötigten Technologie der Photomas-kenreparatur, einer Anwendung beider wenige Strukturen hochgenaubearbeitet werden müssen.

48

Bild 3:

Benutzeroberfläche mit

Musterkopierfunktion.

Bild 4:

Musterkopierfunktion:

Ermittlung der zu reparie-

renden Strukturgeometrie,

Vergleichsmuster, Masken-

defekt, Reparaturresultat.

Bild 5/6:

Photomaske – vorbereitet

für Analyse und Reparatur.

Bild 7:

Bedienkonsole MeRitTM

MG.

3

7


< 20 wird die Maske repariert. EineMaske zu reparieren dauert imSchnitt einen halben Tag. Eine Vo-rausschau der International Sematechbesagt schon 2001, dass die Herstel-lung einer fehlerfreien Maske fürfeinste Schaltkreisstrukturen bis zu 1 Million US$ kostet. Es zeigte sich,dass die bisher für die Reparaturenvon Photomasken genutzte Metall-Ionen-Strahltechnik die Photomaskenauch an den Stellen schwärzt, wo sie nach der Bearbeitung transparentsein sollten. Dadurch sanken die Produktionsergebnisse der Chip- undRechnerbausteine Hersteller.

Photomasken haben

im ersten Schritt

der Fertigung immer

Defekte

Da die für die Maskenstruktur-Defi-nition benützten Lithographie-Lackenicht unendlich sauber gefiltert wer-den können, und da Trockenätzpro-zesse auf der Oberfläche liegendePartikel abbilden, haben alle gefertig-ten Masken eine Anzahl von Defek-ten. Deren Lagekoordinaten und Grö-ße wird mit optischen Messsystemenermittelt. Ist die Defektzahl zu hoch,z.B. > 20, so wird die Maske verwor-fen und neu gefertigt, auch wenn dieAnfertigung bis dahin ca. 80.000 Eurogekostet hat! Bei einer Defekt-Anzahl

Eine Photomaske ist eine Quarzplatte von 16 x 16 cmGröße und 6 mm Dicke, belegt mit einer Absorber-struktur in Form einer Chromschicht mit Löchern,welche die Information für einen Strukturierungs-Pro-zess bei der Herstellung der Halbleiterbauelemente und Rechnerchips trägt. Diese Strukturen werden durchElektronenstrahlbelichtung und Trockenätzen erzeugt. Ca. 30 Photomasken bilden einen Satz, wie er zur Her-stellung eines Pentium Chips benötigt wird. Dieser Satzenthält ca. 12 grobe Masken mit Strukturen von >1 µmBreite, 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 Masken-strukturen 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 ZeissUV-Optik eingesetzt. Photomasken können bis zu 10 Millionen Strukturelemente enthalten, die alle feh-lerfrei erzeugt sein müssen.

Photomaske

special

Hans W.P. Koops, [email protected], www.smt.zeiss.com

4 5 6


Das erste kommerzielle Raster-elektronenmikroskop (REM) – Ste-reoscan Mark I – präsentiert 1965die britische Firma Cambridge In-struments. Heute gilt das REM alsdas ultimative Werkzeug in derNanotechnologie.

In den vergangenen 40 Jahrenist das REM zu einem unentbehr-lichen Werkzeug in den unter-schiedlichsten Disziplinen gewor-den. Ursprünglich in den Material-wissenschaften angesiedelt, hatdas REM einen festen Platz in Be-reichen wie Elektronik, Forensik,der Papierindustrie oder der Archä-ologie eingenommen. Auch in denLabors der Pharmaforschung, Nah-rungsmitteltechnologie und Bio-logie, für deren ganz spezielle An-forderungen es modifiziert wurde,wird es eingesetzt. Nicht zuletztnutzt auch die Halbleiterindustriedas REM intensiv in der Prozess-kontrolle und Fehleranalyse.

Spurensuche in der Nanowelt: 40 Jahre Ra

50

Jub i läum

2 3 4

konnte, und zum zweiten die Kombi-nation der REM-Säule mit einer fo-kussierten Ionenstrahl (FIB)-Säule, diedas REM zu einem äußerst vielseiti-gen, und perfekten Analysesystemwandelte. Das CrossBeam® genannteSystem ermöglicht dem Forscher ei-nen ganz neuen Einblick unter dieOberfläche einer Probe. Der Vorteilder CrossBeam® Technologie liegt inder zeitsparenden In-Situ-Betrachtungdes Materialabtrags durch Ionenätzen

bzw. Fräsen und Polieren. Die EVO®

Generation bietet die umfassendsteREM-Palette für die Analyse. Der neuentwickelte Rückstreuelektronende-tektor stellt dabei eine weitere Ver-besserung der analytischen Fähig-keiten dar. Der neu aufkommendenKombination aus Raman-Spektrosko-pie und REM Navigation wird mit ei-nem anwendungsorientierten Mikro-skop 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)

Kontinuierliche

Weiterentwicklung

Seit der Einführung der ersten Ras-terelektronenmikroskope kamen übereinen ständigen Entwicklungsprozessganz neue Funktionen hinzu. Zweidieser Neuentwicklungen sind außer-gewöhnlich bedeutend: zum erstendie Entwicklung der ZEISS GEMINI®

Säule im Jahr 1992, mit der die Auf-lösung wesentlich gesteigert werden

sterelektronenmikroskopie

1


Variabler Druck

Moderne REM Systeme können heu-te sowohl im traditionellen Hochva-kuummodus als auch im VP-Modus(variabler Druck) betrieben werden.Im VP-Modus wird eine kleine MengeGas, bis ca. 400 Pa, in die Kammereingeleitet, das die Ladung aus-gleicht, die sich auf der Oberflächenichtleitender Proben bei hohem Va-kuum bildet. Dadurch können vonNatur aus nicht leitende Materialien

suchungen von Keramikteilen, Kunst-stoffen, forensischen Proben undKunstobjekten.

Wasserdampf

Ein direkter Nachkomme jener erstenfünf in Cambridge hergestellten Mik-roskope ist die kürzlich eingeführteneue Generation der ZEISS EVO® XVP/EP REMs. Ihre neue Konstruktion ermöglicht die Anwendung wesent-lich höherer Drücke und lässt selbst

52

wie Papier und Plastik analysiert wer-den, ohne dass ihre Oberfläche vor-her beschichtet werden muss. DieserWegfall der Probenbeschichtung ver-kürzt die zeitaufwändige Probenprä-paration, macht die Bedienung desMikroskops insgesamt einfacher, er-weitert das Spektrum der Anwen-dungsgebiete, bei denen das REM eineRolle spielen kann, und erhöht denProbendurchsatz. Diese größere Flexi-bilität ist einer der wichtigsten Grün-de für den Einsatz des REM bei Unter-

5


Bild 5:

TEM-Lamelle, aus

Schnittgraben entnommen.

Bild 6:

Tungstenkristalle

Bild 7:

Ciliat

Bild 8:

Bruch in Schweißnaht von

Betonstahl: Wabenbruch

mit Manganoxid als

Wabenkeim.

die Einführung von Wasserdampf zu. Im Modus XVP (erweiterter variablerDruck) und EP (erweiterter Druck)sind bis zu 750 Pa bzw. 3000 Pa mög-lich. Dadurch öffnen sich der For-schung in den Bereichen Bio- undMedizinwissenschaften, Gesundheits-wesen, Nahrungsmittel und Pharma-zie ganz neue Möglichkeiten, und esentsteht ein Brückenkopf in die neueWissenschaft der Bioelektronik.

www.zeiss.de

6 7

8


LSM 5 LIVE – das konfokale Live CellImaging System ist im Juli 2005 mitdem „Oscar der Erfindungen“ ausge-zeichnet worden und gehört damitzu den bedeutendsten 100 Technik-produkten des Jahres. Das im Okto-ber 2004 auf dem Markt eingeführtekonfokale Live Cell Imaging SystemLSM 5 LIVE aus der erfolgreichen LSM5 Familie bietet den Wissenschaftlernaus dem Life Science Bereich einzig-artige Einblicke mit seiner einzigarti-gen Kombination von Scangeschwin-digkeit, Bildqualität und Sensitivität.Mit bis zu 120 konfokalen Bildern

Vierter R&D100 Award in Folge für dieMikroskopie von Carl Zeiss

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Ausze ichnungen

„filmt“ das LSM 5 LIVE zelluläre Pro-zesse bei einer gleichzeitig perfektenBildqualität von 512 x 512 Bildpunk-ten und einer außergewöhnlichenEmpfindlichkeit. Das gesamte opti-sche Konzept wurde konsequent fürdie biomedizinische Lebendzellanwen-dung konzipiert. Das LSM 5 LIVE bie-tet dank präziser Optik, kreativemStrahlteilerkonzept und innovativerStrahlführung Fluoreszenzausbeute ander Grenze des Möglichen.

www.zeiss.dewww.rdmag.com


Designpreis für ZEISS Victory 32 FL

1540XB CrossBeam®

zweifach ausgezeichnet

Schon 2004, auf der Semicon Europein München, wurde das Elektronen-mikroskop 1540XB CrossBeam®‚ mitdem „Editors' Choice Best ProductAward“ des Magazins „SemiconductorInternational“ ausgezeichnet. Wäh-rend der Semicon West in San Fran-cisco 2005 erhielt das Mikroskop eine weitere Auszeichnung: „BestTool Award“ in der Kategorie „YieldManagement“ des Wettbewerbs umden „Eurosemi IC Industry Award“.

Die Fernglasreihe ZEISS Victory 32 FLdes Bereichs Sports Optics wurde vonder international besetzten Jury desDesign Zentrum Nordrhein Westfalenmit dem „red dot award“ 2005 für dieherausragende Designqualität ausge-zeichnet.

Die kompakten, leichten und er-gonomischen Ferngläser sind High-End-Ferngläser mit fluoridhaltigenGläsern (FL) für höchste Ansprüche.Sie weisen ein großes Sehfeld sowieeinen sehr guten Nahbereich auf. Mitguten Reserven in der Dämmerungbieten sie hohe Auflösung und De-tailerkennbarkeit.

Das Victory 8x32 T* FL ist be-sonders geeignet für Reisen, beiWanderungen oder auf der Pirsch.Das Victory 10x32 T* FL ist für dieanspruchsvollen Einsätze von Orni-thologen, Jägern, Naturliebhabernkonzipiert.

www.zeiss.dehttp://de.red-dot.org

www.smt.zeiss.comwww.eurosemi.eu.com/www.reed-electronics.com/semiconductor/


Kurz vor dem Markteintritt der elek-tronenstrahl-basierenden Maskenre-paraturgeräte übernahm 2005 dieCarl Zeiss SMT AG das innovative Her-stellerunternehmen NaWoTec GmbH.Diese entwickelte seit 2001 in einemKooperationsvertrag mit der Carl ZeissSMT AG das MeRiTTMMG Gerät ausdem GEMINI® 1560 FE SEM und setz-te zur Prüfung und Simulation derReparaturergebnisse die von Carl ZeissSMT AG hergestellten und vor kurzemprämierten UV-Mikroskopen AIMSTM

FAB 248 und MSM193 zur Masken-Inspektion und zur Stepper-Simula-tion ein. Nun kommt die vollständigeLösung für Photomaskenprobleme aus

Carl Zeiss SMT AG übernimmt NaWoTec

56

Aus dem Unternehmen

einer Hand. Die Marke und Techno-logie des elektronenstrahl-basiertenMaskenreparaturgerätes ist durch ei-ne Reihe von Patentanmeldungen ge-schützt. Weitere, zukunftsträchtige Pa-tente zu Anwendungen der dreidi-mensionalen Nanostrukturierung mitElektronenstrahlen in Medizin-Dia-gnostik und -Therapie, Elektrotechnik,Elektronik, Optik, Mechanik und Elek-tronenoptik liegen vor.

Das MeRiTTM MG Elektronen-strahl-Maskenreparaturgerät löstmit seinen Prozessen und seinerGenauigkeit die Anforderungender Maskenhersteller für den 65 nm und im Upgrade auch den45 nm „node“. Es ist reinraum-tauglich mit der für die Masken-fertigung erforderlichen Güte und Zertifizierung. Defekte kön-nen mit einer Genauigkeit von 5 nm reproduzierbar repariertwerden: Fehlendes Material beimoffenen Defekt (z.B. im chrom-Absorber, Bild 1), wird durchDeposition von chromhaltigemMaterial ersetzt. ÜberstehendesMaterial beim closed defect (Bild 2) wird durch elektronen-strahl-induziertes Ätzen entfernt.Dabei darf die Unterlage nicht in Mitleidenschaft gezogenwerden. Fehlende Maskenberei-che werden nach der Struktur-Zeichnungsvorlage CAD (Compu-ter Aided Design) deponiert odervon anderen intakten Stellen mit gleichen Strukturen kopiertund am Ort des Defektes ein-gefügt, bzw. abgeätzt.

MeRiTTM MG

special

Inspection AIMSTM

E-BeamRepair

CleaningPellicle

Hans W.P [email protected]


GmbH

Der Name NaWoTec ist die Abkür-zung für Nano World Technologiesund umfasst die vielfältigen Anwendungsmöglichkeiten derelektronenstrahl-basierten Nano-strukturierung durch induziertesÄtzen und Deponieren von 3-di-mensionalen Strukturen für dieMesstechnik, Optik, Lichterzeu-gung, Detektion, Höchstfrequenz-elektronik, Halbleitertechnik,Energietechnik, Bio-Technologie,Medizin-Analytik und -Therapie.Mit dem Photomaskenreparatur-gerät MeRiT TM MG steht ein welt-weit anerkanntes System zur Ver-fügung. Während der Technolo-gie-Entwicklung wurden verschie-dene Demonstratoren entworfen,gebaut, und patentiert: Anwen-dungen wie beispielsweise mini-aturisierte, elektrostatische Linsenmit besonders kleinen Linsenfeh-lern, Mini-Elektronenquellen,Mikroröhren für GHz-Schaltver-stärker, ein Vielsonden-Tastkopffür die Messtechnik und Nano-analytik, und ein Free ElectronLaser als THz Strahlungsquelle fürSicherheits-, medizinische undanalytische Anwendungen, Feld-Elektronenquellen für Elektronen-mikroskope und Flachbildschirmewurden untersucht.

2000 Gründung der NaWoTecGmbH mit Unterstützung derDeutschen Telekom aus der Grup-pe Mikrostrukturtechnik amForschungszentrum der T-Novader DTAG.

NaWoTec GmbH

2001 C. Hockemeyer und H.W.P.Koops starten mit 6 Mitarbeiterndie ersten Entwicklungsaktivitäten.

2001 Im Kooperationsvertrag mitder Carl Zeiss Tochter LEO GmbHwird die Lieferung von Grundgerä-ten sowie der weltweite Vertriebund Service vereinbart: NaWoTecentwickelt und liefert die Geräte-Ausrüstung zum Photomasken-Reparaturgerät mit Prozessgaszu-fuhr und Prozess-Steuerungs-Software, Kunden Demonstrationund spezifische KundenwunschProzess-Entwicklung, sowie Appli-kationslabor zum Thema Photo-maskenreparatur.

2002 Vergrößerung des Mitarbei-terteams auf 30 zum Jahresende.

2003 Lieferung des ersten Gerätsfür den Einsatz im Entwicklungs-labor an Intel im Herbst.

2003 NaWoTec erhält den Inno-vationspreis der Deutschen Wirt-schaft (Kategorie Start-Up) imDezember.

2004 Das elektronenstrahl-basier-te Maskenreparaturgerät MeRiTMG wird als Multi-Generations-Tool von Carl Zeiss SMT AG aufder Semicon 2004 in Europa, USAund Japan vorgestellt.

2005 Carl Zeiss SMT AG über-nimmt die NaWoTec

details

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

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„Scotty, beam me up!“ In der Weltdes Science-fiction ist es schon inden 1970er Jahren Wirklichkeit ge-worden. Immer wenn es am Endeder Galaxy für die Crew der En-terprise brenzlig wurde, genügteein kurzer Befehl und Captain Cirkund seine Crew verschwanden imglitzernden Nichts, um im selbenAugenblick weit entfernt wiederaufzutauchen.

der Medizin, Biotechnologie, Krebs-forschung oder pharmazeutischenForschung ist eines der anspruchsvoll-sten Aufgaben in der genomischenund proteomischen Forschung.

Transferprozess

Die verwendeten Laser – ein pulsie-render UV-Laser zum Schneiden undein kontinuierlich emittierender Infra-rot-Laser für optisches Trapping –können an ein Mikroskop angekop-pelt und mit Hilfe eines Objektivs mithoher numerischer Apertur zu einerminimalen Punktgröße fokussiert wer-den. Spezielle Linsen- und Spiegel-Halterungen stellen sicher, dass dasLaserlicht parallel zur optischen Ach-se des Lichtmikroskops verläuft unddass der Laser-Fokus während des Ar-beitens stabil an seiner vorgegebenenPosition bleibt: präzise Laser-Mikro-manipulation mit höchst möglicherBearbeitungsgenauigkeit von unter1µm werden erreicht.

Der Energie-Transfer reicht aus zurexakten Fragmentierung ohne einenKontakt zur Probe. Da dieser Prozesssehr schnell ohne jeglichen Hitze-Transfer abläuft, werden anhängen-des biologisches Material oder Bio-moleküle, wie DNA, RNA oder Protei-ne außerhalb des Fokus, nicht beein-flusst. Nach dem Schneideprozesswird der ausgewählte Bereich durcheinen einzelnen Laser-Puls von derObjektoberfläche isoliert. Die Probekann mehrere Millimeter gegen dieSchwerkraft direkt in ein Auffangge-fäß transportiert werden.

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Diese fantastische Vorstellung ist füreinen kleinen unscheinbaren Wurminzwischen zur Realität geworden. C. elegans, ein nur 1 mm großer Ne-matode der sich normalerweise eherin der Erde verbirgt, ist nun der En-terprise Crew gefolgt. Das als LaserMicrodissection and Pressure Cata-pulting (LMPC) bezeichnete Verfah-ren ermöglicht es, einen einzelnen,mehrzelligen Organismus kontaktfreientgegen der Schwerkraft lebend ausseiner Umgebung heraus zu „bea-men“ und eröffnet dadurch völligneue Möglichkeiten z.B. im Bereichder Isolierung von Lebendzellen.

Kontaktfreie

Isolierung

Intakte Organismen können völligkontaktfrei isoliert werden, ohne de-ren Vitalität zu beeinflussen. DieserProzess kennzeichnet den Durch-bruch in modernen, auf Laser basie-renden, Isolationsmethoden und er-möglicht, eine vollständig kontami-nationsfreie Präparation von reinenund homogenen Proben zu erhalten.Morphologisch exakt definiertes Aus-gangsmaterial z.B. aus Gewebepro-ben verschiedenster Applikationsfelder

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Die vereinten Kräfte von P.A.L.M. undCarl Zeiss schaffen neue Möglichkei-ten für biomedizinische Applikatio-nen. Bereits seit vielen Jahren hat dieMikroskopie von Carl Zeiss und dieFirma P.A.L.M. auf dem Gebiet derLaser basierten Mikromanipulationzusammengearbeitet. Im Laufe derJahre hat sich eine starke vertriebli-che Allianz zwischen Carl Zeiss undP.A.L.M. gebildet und bewährt. DieVereinigung ist daher eine logischeKonsequenz einer erfolgreichen Part-nerschaft, aber auch Teil einer fort-währenden Investment-Strategie, um

das applikative Know-how von CarlZeiss permanent zu steigern. Das Zielist die Integration von technischemund applikativem Wissen in Gesamt-lösungen, die die Bedürfnisse der mo-dernen biomedizinischen und klini-schen Forschung und Routine perfektabdecken. Zusätzlich wird die Vereini-gung eine beachtliche Stärkung desweltweiten Service und Support Netz-werkes beider Firmen sein.

P.A.L.M. kommt zum Unter-nehmensbereich Mikroskopie

Impressum

Innovation, Das Magazin von Carl ZeissNummer 16, Novemver 2005

Herausgeber: Carl Zeiss AG, Oberkochen Konzernfunktion Kommunikation Marc Cyrus Vogel.

Redaktion: Dr. Dieter Brocksch, Carl Zeiss 73446 Oberkochen Telefon (07364) 203408Telefax (07364) 203370 [email protected]

Gudrun Vogel, Carl Zeiss Jena GmbH07740 Jena Telefon (03641) 642770 Telefax (03641) 642941 [email protected]

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Wenn nicht besonders vermerkt, wurden die Bilder von den Verfassern der Beiträge zur Verfügung gestellt bzw. sind Werkfotos oder Archivbildervon 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 Bildernur nach vorheriger Rücksprache mit derRedaktion und mit Quellenangabe.

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Microlaser Technologies

InnovationD a s M a g a z i n v o n C a r l Z e i s s

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 eulen-

gleich das Antlitz eines Wesens der Nacht ange-

nommen, 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 hervor-

blitzenden Ärmel runden seine weltfremde Er-

scheinung 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 ver-

sucht er, Erkenntnisse auszumachen, während

sich der Fachmann in der Ecke die Hände reibt.

Museum Georg Schäfer, Schweinfurt

www.museumgeorgschaefer.de

Sombrero-Galaxie (Galaxie Messier 104)

Spiralgalaxie aus dem Virgo Galaxiehaufen in

einer Distanz von 28 Millionen Lichtjahren.

Für die Aufnahme wurden Daten von den Teles-

kopen Hubble und Spitzer verwendet. R. Kennicutt

(Steward Obs.) et al., SSC, JPL, Caltech, NASA.

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Innovation - zeiss.com · Kreisfigur auf den CCD-Detektor ab-gebildet, wobei infolge der Disper-sion des Beugungsgitters das Faser-bild bei Beleuchtung mit einem Kon-tinuum zu einem