Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de
Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de
Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de
Sie wollen auch ein ePaper? Erhöhen Sie die Reichweite Ihrer Titel.
YUMPU macht aus Druck-PDFs automatisch weboptimierte ePaper, die Google liebt.
<strong>Kleines</strong> <strong>Lehrbuch</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong><br />
<strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong><br />
M. Scholz<br />
Band 2: Teleskope, Detektoren, Metho<strong>de</strong>n<br />
Optische- <strong>und</strong> Infrarotastronomie, <strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Bereich, Radioastronomie, Millimeter-<br />
<strong>und</strong> Submillimeterastronomie, Sonnenforschung, Neutrinoastronomie
<strong>Kleines</strong> <strong>Lehrbuch</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong> Band 2
M.Scholz<br />
<strong>Kleines</strong> <strong>Lehrbuch</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong><br />
Band 2: Teleskope, Detektoren, Metho<strong>de</strong>n<br />
Optische- <strong>und</strong> Infrarotastronomie, <strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Bereich, Radioastronomie, Millimeter-<br />
<strong>und</strong> Submillimeterastronomie, Sonnenforschung, Neutrinoastronomie<br />
E-Book-Ausgabe 2009<br />
Das Werk einschließlich aller seiner Teile ist urheberrechtlich geschützt. Je<strong>de</strong> Verwertung<br />
außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> engen Grenzen <strong>de</strong>s Urheberrechtsgesetzes ist ohne Zustimmung <strong>de</strong>s Autors<br />
unzulässig.<br />
Bildnachweis: Wikipedia Commons, NASA, ESA, Autor<br />
Kontakt: mathias.scholz@t-online.<strong>de</strong>
M.Scholz<br />
<strong>Kleines</strong> <strong>Lehrbuch</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong><br />
Band 2<br />
Teleskope, Detektoren, Metho<strong>de</strong>n<br />
Optische- <strong>und</strong> Infrarotastronomie, <strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Bereich, Radioastronomie, Millimeter-<br />
<strong>und</strong> Submillimeterastronomie, Sonnenforschung, Neutrinoastronomie<br />
Ausgabe 2009<br />
mathias.scholz@t-online.<strong>de</strong>
INHALTSVERZEICHNIS<br />
TELESKOPE, DETEKTOREN UND MEßGERÄTE, BEOBACHTUNGSTECHNIKEN .................................................................. 2<br />
INFORMATIONSGEWINNUNG IN DER ASTRONOMISCHEN FORSCHUNG .............................................................................................. 3<br />
ASTRONOMIE IM OPTISCHEN UND INFRAROTEN SPEKTRALBEREICH ............................................................................ 7<br />
TELESKOPE ........................................................................................................................................................................... 8<br />
Refraktoren ................................................................................................................................................................ 10<br />
Reflektoren ................................................................................................................................................................. 11<br />
Die größten Spiegelteleskope <strong><strong>de</strong>r</strong> Welt ...................................................................................................................... 15<br />
Weltraumteleskope .................................................................................................................................................... 15<br />
Hubble-Weltraumteleskop ........................................................................................................................................................15<br />
Spitzer-Weltraumteleskop (SIRTF) .............................................................................................................................................18<br />
Kompensation mechanischer <strong>und</strong> optischer Unzulänglichkeiten eines Teleskops ..................................................... 20<br />
Aktive Optik ...............................................................................................................................................................................20<br />
Kompensation <strong>de</strong>s Einflusses <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre auf die Bildqualität ...................................................................... 21<br />
Adaptive Optik ...........................................................................................................................................................................23<br />
STRAHLUNGSDETEKTOREN..................................................................................................................................................... 25<br />
Fotografie ..................................................................................................................................................................................26<br />
CCD – Charge Coupled Devices ..................................................................................................................................................28<br />
Sek<strong>und</strong>ärelektronenvervielfacher (SEV) ....................................................................................................................................32<br />
Bolometer ..................................................................................................................................................................................33<br />
ANALYSEGERÄTE ................................................................................................................................................................. 35<br />
Spektrographen <strong>und</strong> Spektroskope ............................................................................................................................ 35<br />
Optische Filter ............................................................................................................................................................ 39<br />
Polarimeter <strong>und</strong> Polarimetrie..................................................................................................................................... 41<br />
OPTISCHE INTERFEROMETRIE ................................................................................................................................................. 45<br />
ASTRONOMIE IM KURZWELLIGEN SPEKTRALBEREICH ................................................................................................. 50<br />
UV-ASTRONOMIE ............................................................................................................................................................... 55<br />
RÖNTGENASTRONOMIE ........................................................................................................................................................ 58<br />
GAMMA-ASTRONOMIE ........................................................................................................................................................ 62<br />
Direkter Nachweis von Gammastrahlung .................................................................................................................. 64<br />
Indirekter Nachweis von Gammastrahlung ............................................................................................................... 67<br />
RADIOASTRONOMIE ................................................................................................................................................... 71<br />
RADIOTELESKOPE ................................................................................................................................................................ 74<br />
INTERFEROMETRIE ............................................................................................................................................................... 82<br />
Erdrotations-Synthese ................................................................................................................................................ 83<br />
Very Long Baseline Interferometry (VLBI) .................................................................................................................. 84<br />
MILLIMETER- UND SUBMILLIMETERASTRONOMIE ...................................................................................................... 87<br />
MILLIMETER- UND SUBMILLIMETERTELESKOPE .......................................................................................................................... 88
BEOBACHTUNGSGERÄTE UND METHODEN DER SONNENFORSCHUNG ....................................................................... 91<br />
SONNENTELESKOPE.............................................................................................................................................................. 92<br />
Optisches Design <strong>und</strong> Montierung ............................................................................................................................. 94<br />
Der Lyot-Koronograph ............................................................................................................................................... 96<br />
BEOBACHTUNGEN IM SPEKTRALBEREICH AUßERHALB DES SICHTBAREN LICHTS ................................................................................. 97<br />
SPEKTROGRAPHEN UND SPEKTROHELIOGRAPHEN ..................................................................................................................... 100<br />
Beobachtung von solaren Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong>n ............................................................................................................... 103<br />
NEUTRINOASTRONOMIE ........................................................................................................................................... 106<br />
NEUTRINO-OSZILLATIONEN UND DER MIKHEYEV-SMIRNOV-WOLKENSTEIN-EFFEKT ....................................................................... 109<br />
NEUTRINOTELESKOPE ......................................................................................................................................................... 110<br />
AUFGABENSTELLUNGEN DER NEUTRINOASTRONOMIE ............................................................................................................... 116<br />
Literatur<br />
In<strong>de</strong>x
Vorwort<br />
Das Ziel dieser mehrbändigen <strong>Lehrbuch</strong>reihe ist es, gr<strong>und</strong>legen<strong>de</strong> Erkenntnisse über die Welr<br />
außerhalb unserer Er<strong>de</strong> in systematischer Weise auf einem Niveau, <strong>de</strong>n man im amerikanischen als<br />
„un<strong><strong>de</strong>r</strong>graduate“ bezeichnen wür<strong>de</strong>, <strong>de</strong>m Leser ,äher zu bringen. Dabei wur<strong>de</strong> sowohl eine gewisse<br />
Ausführlichkeit als auch Aktualität (hier etwa 2007) – soweit das bei <strong>de</strong>n einzelnen<br />
Themenkomplexen überhaupt möglich ist – angestrebt. Gera<strong>de</strong> in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong><br />
beobachtet man gegenwärtig innerhalb kürzester Zeiträume einen enormen Wissenszuwachs, wie<br />
man es bei an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Wissenschaften in diesem Umfang her nur begrenzt kennt. Allein während <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Arbeit an dieser Buchreihe erforschte die Raumson<strong>de</strong> „Galilei“ das Jupitersystem, erreichte<br />
„Cassini“ <strong>de</strong>n Saturn mit seinem komplexen Ringsystem <strong>und</strong> „Huygens“ die Oberfläche <strong>de</strong>s<br />
Saturnmon<strong>de</strong>s Titan; eine ganze Anzahl von „Transplutos“ mit „Eris“ an <strong><strong>de</strong>r</strong> Spitze wur<strong>de</strong>n ent<strong>de</strong>ckt,<br />
was u.a. dazu führte, daß <strong><strong>de</strong>r</strong> neue Begriff „Zwergplanet“ in die astronomische Terminologie<br />
eingeführt wur<strong>de</strong> <strong>und</strong> die bekannten Merksätze für die Planeten unseres Sonnensystems nur noch<br />
bedingt gültig waren <strong>und</strong> umformuliert wer<strong>de</strong>n mußten …<br />
Während es vor 30 Jahren nicht son<strong><strong>de</strong>r</strong>lich schwierig war, die Anzahl <strong>und</strong> die Namen <strong><strong>de</strong>r</strong> Satelliten<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Planeten unseres Sonnensystems aufzusagen, ist das heute längst nicht mehr möglich. Man hat<br />
sogar <strong>de</strong>n Eindruck, daß es zunehmend schwieriger wird, für die neuent<strong>de</strong>ckten Objekte überhaupt<br />
Namen zu fin<strong>de</strong>n, wie die vielen noch vorläufigen Bezeichnungen <strong><strong>de</strong>r</strong> neuent<strong>de</strong>ckten Jupiter- <strong>und</strong><br />
Saturnmon<strong>de</strong> zeigen.Und schließlich soll in diesem Zusammenhang nur noch auf <strong>de</strong>n inflationären<br />
Zuwachs an Ent<strong>de</strong>ckungen von Exoplaneten allein im letzten Jahrzehnt hingewiesen wer<strong>de</strong>n, die uns<br />
viele neue Einsichten in die Struktur <strong>und</strong> Entstehung von Planeten <strong>und</strong> Planetensystemen gewährt<br />
haben. Gera<strong>de</strong> an Planeten um weit entfernte Sterne entzün<strong>de</strong>t sich unsere Phantasie, wie die vielen<br />
künstlerischen Darstellungen beweisen, die man bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Recherche im Internet leicht auffin<strong>de</strong>n kann.<br />
Ziel dieser „Einführung“ in die <strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong> ist es Leser anzusprechen, die einen<br />
nicht zu kompakten Einstieg in diese Wissenschaft in <strong>de</strong>utscher Sprache wünschen <strong>und</strong> auch daran<br />
interessiert sind, an die im Internet o<strong><strong>de</strong>r</strong> über Zeitschriften zugängliche Fachliteratur herangeführt zu<br />
wer<strong>de</strong>n. Angesprochen sind in erster Linie Schüler <strong><strong>de</strong>r</strong> Abiturstufe unserer Gymnasien, ihre Lehrer,<br />
Stu<strong>de</strong>nten <strong><strong>de</strong>r</strong> ersten Studienjahre sowie selbstverständlich auch die wachsen<strong>de</strong> Zahl an<br />
Liebhaberastronomen (so wie <strong><strong>de</strong>r</strong> Autor), die mehr wissen wollen über die Objekte, die sie in ihren<br />
„Backyard“- Observatorien o<strong><strong>de</strong>r</strong> an Volks- <strong>und</strong> Schulsternwarten beobachten.<br />
Auf Zitierungen wur<strong>de</strong> im Text – <strong>de</strong>m Charakter eines <strong>Lehrbuch</strong>es entsprechend – weitgehend<br />
verzichtet. Fachaufsätze lassen sich mittlerweile leicht über Google Scholar o<strong><strong>de</strong>r</strong> über das<br />
Astrophysics Data System (ADS) recherchieren.<br />
Zum Schluß müchte ich mich noch bei meinem Fre<strong>und</strong>en, Bekannten <strong>und</strong> Kollegen bedanken, dich<br />
mich mittelbar <strong>und</strong> unmittelbar während <strong><strong>de</strong>r</strong> Zeit <strong><strong>de</strong>r</strong> Erarbeitung dieser Buchreihe unterstützt haben.<br />
M.Scholz<br />
Herbst 2007
Teleskope, Detektoren <strong>und</strong> Meßgeräte,<br />
Beobachtungstechniken<br />
2<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Der enorme Wissenszuwachs in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong> allein in <strong>de</strong>n letzten zwanzig Jahren<br />
ist <strong>de</strong>m Einsatz immer mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nerer <strong>und</strong> raffinierterer Beobachtungsgeräte zu verdanken. Dabei hat uns<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> technische Fortschritt nicht nur leistungsfähige Weltraumteleskope <strong>und</strong> interplanetare<br />
Forschungsson<strong>de</strong>n beschert, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n auch die irdischen Observatorien sind heute mit einem Equipment<br />
ausgestattet, welches eher im Bereich <strong>de</strong>s Schwermaschinenbaus als im Bereich <strong><strong>de</strong>r</strong> Präzisionsoptik<br />
anzusie<strong>de</strong>ln ist. In dieser Hinsicht ähneln wissenschaftlich arbeiten<strong>de</strong> Sternwarten immer mehr <strong>de</strong>n<br />
Großforschungszentren <strong><strong>de</strong>r</strong> Hochenergiephysik wie z.B. CERN bei Genf o<strong><strong>de</strong>r</strong> das FermiLab bei<br />
Chicago in Illinois / USA. Großsternwarten, wie man sie z.B. auf Hawaii, in <strong>de</strong>n chilenischen An<strong>de</strong>n<br />
o<strong><strong>de</strong>r</strong> auf <strong>de</strong>n kanarischen Inseln fin<strong>de</strong>t, können oftmals nur noch multinational betrieben <strong>und</strong> finanziert<br />
wer<strong>de</strong>n. Allein für das Mt. Paranal-Observatorium <strong><strong>de</strong>r</strong> ESO (VLT) betragen die Investitionskosten über<br />
15 Jahre ca. 500 Millionen Euro, die aus Steuermitteln <strong><strong>de</strong>r</strong> Mitgliedsstaaten <strong><strong>de</strong>r</strong> Europäischen<br />
Südsternwarte aufgebracht wer<strong>de</strong>n. Zum Vergleich, das nationale Projekt <strong>de</strong>s Hubble-Teleskops hat<br />
<strong>de</strong>n amerikanischen Steuerzahler bisher r<strong>und</strong> 2 Milliar<strong>de</strong>n US-Dollar gekostet wobei nicht nur nach<br />
Meinung <strong><strong>de</strong>r</strong> Astronomen je<strong><strong>de</strong>r</strong> Dollar wirklich gut angelegt war. Aufgr<strong>und</strong> dieser Forschungsanstrengungen<br />
gelangen in <strong>de</strong>n letzten Jahrzehnten sehr viele neue atemberauben<strong>de</strong> Ent<strong>de</strong>ckungen,<br />
aber es konnten auch viele brennen<strong>de</strong> Fragen aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Vergangenheit einer Antwort näher gebracht<br />
wer<strong>de</strong>n. Das Urknallmo<strong>de</strong>ll <strong><strong>de</strong>r</strong> Kosmologie ist z.B. mittlerweile durch diese Forschungen empirisch<br />
so gut abgesichert, daß kaum noch Zweifel an <strong><strong>de</strong>r</strong> prinzipiellen Richtigkeit dieses Mo<strong>de</strong>lls bestehen.<br />
An<strong><strong>de</strong>r</strong>erseits haben die Beobachtungen neue Fragen aufgeworfen - zu nennen ist die „Dunkle Materie“,<br />
über <strong><strong>de</strong>r</strong>en Natur es nur Vermutungen gibt, sowie die „Dunkle Energie“, die wahrscheinlich irgend<br />
etwas mit Einsteins kosmologischen Glied seiner Gravitationsfeldgleichungen zu tun hat - die sich (in<br />
Bezug auf die bei<strong>de</strong>n genannten Beispielen) nur in Zusammenarbeit von Astronomen <strong>und</strong><br />
Hochenergiephysikern beantworten lassen wer<strong>de</strong>n. So nutzen Elementarteilchenphysiker immer mehr<br />
das riesige Laboratorium „Kosmos“ um Probleme zu bearbeiten, die mit irdischen Beschleunigern auf<br />
Gr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong>en technischer Begrenzungen experimentell prinzipiell nicht angegangen wer<strong>de</strong>n können. In<br />
diesem Sinn ist die astronomische Forschung nur ein Teil eines riesigen interdisziplinären<br />
Forschungsnetzwerkes welches nicht nur unser Weltbild immer mehr präzisiert son<strong><strong>de</strong>r</strong>n durchaus auch<br />
Auswirkungen im täglichen Leben hat.<br />
In <strong>de</strong>n folgen<strong>de</strong>n Abschnitten sollen ohne Anspruch auf Vollständigkeit die gr<strong>und</strong>legen<strong>de</strong>n<br />
Beobachtungsgeräte <strong>und</strong> Beobachtungsmetho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Astronomen vorgestellt wer<strong>de</strong>n. Dabei wird das<br />
Hauptaugenmerk auf die erdgeb<strong>und</strong>ene <strong>Astronomie</strong> gelegt ohne die satellitengestützte <strong>Astronomie</strong><br />
nicht ganz zu vernachlässigen.
Informationsgewinnung in <strong><strong>de</strong>r</strong> astronomischen Forschung<br />
Informationsgewinnung in <strong><strong>de</strong>r</strong> astronomischen Forschung<br />
Gegenstand <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong> ist – landläufig gesprochen – die Welt außerhalb unserer<br />
Er<strong>de</strong>. Das ist zwar nicht ganz exakt, da sich die Astronomen natürlich auch für die Er<strong>de</strong> als Planeten<br />
interessieren. Aber im Allgemeinen sind die Objekte ihres Forschungsgebietes so weit von <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong><br />
entfernt, daß sie dinglich quasi unzugänglich sind - sieht man einmal von <strong>de</strong>n Objekten im<br />
Sonnensystem ab, die seit einigen Jahrzehnten mit Hilfe von Satelliten „vor Ort“ inspiziert wer<strong>de</strong>n.<br />
<strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong> beruht auf „Beobachtung“ <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Einordnung <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtungen in <strong>de</strong>n<br />
Rahmen, <strong><strong>de</strong>r</strong> durch experimentell gesicherte Theorien – insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e <strong><strong>de</strong>r</strong> Physik – abgesteckt ist.<br />
Dabei wird stillschweigend vorausgesetzt (<strong>und</strong> es gibt keine ernsthaften Hinweise darauf, daß <strong>de</strong>m<br />
nicht so ist), daß die Gesetze <strong><strong>de</strong>r</strong> Physik, die auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> gelten, überall im Kosmos ihre Gültigkeit<br />
haben.<br />
Beobachten<strong>de</strong> Astronomen analysieren mit ihren Instrumenten – in <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen <strong>Astronomie</strong> sind das<br />
z.B. riesige Spiegelteleskope – die elektromagnetische Strahlung, die von kosmischen Objekten<br />
emittiert, reflektiert, gestreut o<strong><strong>de</strong>r</strong> verän<strong><strong>de</strong>r</strong>t wird. Dazu steht ihm das gesamte Strahlungsspektrum<br />
vom kurzwelligen Bereich <strong><strong>de</strong>r</strong> Gammastrahlung bis hin zu langwelligen Radiowellen zur Verfügung,<br />
wobei jedoch ein beträchtlicher Teil <strong>de</strong>s elektromagnetischen Spektrums aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Absorptionswirkung <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre von <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdoberfläche aus unzugänglich ist. Das ist aber heute<br />
kein Hin<strong><strong>de</strong>r</strong>nis mehr, da entsprechen<strong>de</strong> Detektoren (z.B. für <strong>de</strong>n Röntgenbereich o<strong><strong>de</strong>r</strong> das ferne<br />
Infrarot) auf künstlichen Satelliten außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> eingesetzt wer<strong>de</strong>n können. Erinnert sei dabei an<br />
die überaus erfolgreichen Missionen IRAS, ISO <strong>und</strong> das Spitzer-Weltraumteleskop (Infrarot) sowie<br />
ROSAT <strong>und</strong> CHANDRA (Röntgenstrahlung). Aber auch das Weltraumteleskop „Hubble“ kann<br />
hoffentlich bis 2014 noch seine Beobachtungen ohne Beeinflussung <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre ausführen was<br />
es in vielerlei Hinsicht konkurrenzlos macht bzw. gemacht hat.<br />
Ein weiteres großes Gebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong>n <strong>Astronomie</strong> wird unter <strong>de</strong>m Begriff <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Radioastronomie zusammengefaßt. Als Anfang <strong><strong>de</strong>r</strong> dreißiger Jahre <strong>de</strong>s vorigen Jahrhun<strong><strong>de</strong>r</strong>ts KARL<br />
GUTHE JANSKY (1905-1950) ent<strong>de</strong>ckte, daß die Radiostrahlung, die er im Kurzwellenband mit seiner<br />
Antenne empfangen hat, aus <strong>de</strong>m kosmischen Raum stammte, konnte er nicht ahnen, daß nur 50 Jahre<br />
später riesige Radioteleskopspiegel <strong>und</strong> riesige Antennen-Arrays routinemäßig <strong>de</strong>n Kosmos<br />
überwachen. Dieser Beobachtungstätigkeit verdankt man einen großen Teil <strong>de</strong>s Wissens über <strong>de</strong>n<br />
interstellaren Raum, <strong>de</strong>n darin enthaltenen Gas- <strong>und</strong> Staubwolken <strong>und</strong> über die Mechanismen, wie<br />
daraus letztendlich wie<strong><strong>de</strong>r</strong> Sterne entstehen. Es sei auch daran erinnert, daß sowohl die Pulsare<br />
(rotieren<strong>de</strong> Neutronensterne) als auch die Quasare radioastronomisch ent<strong>de</strong>ckt wur<strong>de</strong>n. Zur<br />
Radioastronomie zählt man manchmal auch Beobachtungen im Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeterbereich,<br />
die in <strong>de</strong>n letzten Jahrzehnten durch <strong>de</strong>n Bau extrem genauer Radiospiegel erst möglich wur<strong>de</strong>n. Ihnen<br />
verdanken wir viele Einblicke in das „kalte“ Universum <strong><strong>de</strong>r</strong> interstellaren Molekülwolken mit ihren<br />
Sternentstehungsgebieten.<br />
Mit Radar-Metho<strong>de</strong>n kann man von <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> aus einen Blick durch die optisch <strong>und</strong>urchsichtige<br />
Wolken<strong>de</strong>cke <strong><strong>de</strong>r</strong> Venus werfen als auch die Größe <strong>und</strong> Gestalt von Planetoi<strong>de</strong>n bestimmen. Vor<br />
kurzem konnten z.B. Radioastronomen <strong>de</strong>s Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Bonn mit<br />
<strong>de</strong>m IRAM 30-Meter Radiospiegel in Südspanien die Größe einiger Planetoi<strong>de</strong>n <strong>de</strong>s Kuiper-Gürtels<br />
3
4<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
vermessen. Die Planetenforschung o<strong><strong>de</strong>r</strong> allgemeiner die Erforschung <strong>de</strong>s Sonnensystems ist<br />
mittlerweile eine Domäne <strong><strong>de</strong>r</strong> Satellitenfernerk<strong>und</strong>ung gewor<strong>de</strong>n. Während man vor 30 Jahren noch<br />
alle Planetenson<strong>de</strong>n mit Namen kannte, muß man heute bereits genauer recherchieren wenn man<br />
wissen möchte, wie viele Raumson<strong>de</strong>n z.B. gera<strong>de</strong> am Mars arbeiten. Als Höhepunkte <strong><strong>de</strong>r</strong> letzten<br />
Jahrzehnte sollen hier nur die Missionen Galileo bei Jupiter (1989-2003), Cassini-Huygens bei Saturn<br />
(gestartet 1997) sowie Mars Global Surveyor (gestartet 1996) <strong>und</strong> Marsexpreß (gestartet 2003) genannt<br />
wer<strong>de</strong>n, die auch in <strong><strong>de</strong>r</strong> breiteren Öffentlichkeit wahrgenommen wur<strong>de</strong>n. Seit vielen Jahren zieht mit<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> ESA-Son<strong>de</strong> Venus-Expreß (gestartet 2005) auch wie<strong><strong>de</strong>r</strong> ein künstlicher Satellit um Venus <strong>und</strong><br />
erforscht ihre Atmosphäre.<br />
Neben <strong><strong>de</strong>r</strong> elektromagnetischen Strahlung kosmischer Objekte ist man bemüht, auch noch an<strong><strong>de</strong>r</strong>e<br />
Arten von „Strahlungen“ zu untersuchen. Da ist als Erstes die kosmische Partikelstrahlung zu nennen.<br />
Von <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne geht z.B. eine <strong><strong>de</strong>r</strong>artige „Strahlung“ aus, die man als Sonnenwind bezeichnet. Sie hat<br />
Auswirkungen auf das Erdmagnetfeld <strong>und</strong> bewirkt u. a. die Ausrichtung <strong><strong>de</strong>r</strong> Kometenschweife. Ein<br />
genaues Verständnis <strong><strong>de</strong>r</strong> Physik dieses energiereichen Partikelstroms ist von f<strong>und</strong>amentaler Be<strong>de</strong>utung<br />
für bemannte Weltraummissionen, die in Zukunft aus <strong>de</strong>m Erdmagnetfeld hinaus zum Mond o<strong><strong>de</strong>r</strong> zum<br />
Mars führen sollen <strong>und</strong> von <strong>de</strong>nen man erwartet, daß die Astronauten wie<strong><strong>de</strong>r</strong> wohlbehalten zur Er<strong>de</strong><br />
zurückkehren.<br />
Tief unter <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> in alten Bergwerksstollen, im ewigen Eis am Südpol (AMANDA, Projekt<br />
ICECUBE) <strong>und</strong> im klaren Tiefenwasser <strong>de</strong>s Baikalsees (NT-200) gibt es Teleskope, mit <strong>de</strong>nen man<br />
versucht, Neutrinos habhaft zu wer<strong>de</strong>n. Das sind schwach wechselwirken<strong>de</strong> Teilchen, die in großen<br />
Mengen im Inneren <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne bei <strong>de</strong>n dort ablaufen<strong>de</strong>n Kernfusionsprozessen entstehen o<strong><strong>de</strong>r</strong> die in<br />
Form von extrem energiereichen „Blitzen“ bei Supernovaausbrüchen in riesiger Zahl emittiert wer<strong>de</strong>n.<br />
Ihre Wechselwirkungswahrscheinlichkeit mit normaler Materie ist so extrem gering (nur ca. je<strong>de</strong>s<br />
Billionste bleibt beim Durchgang durch die Er<strong>de</strong> hängen...), daß man einen riesigen technischen<br />
Aufwand betreiben muß, um wenigsten einige dieser Teilchen überhaupt nachweisen zu können. So<br />
gelang es in <strong>de</strong>n letzten dreißig Jahren mit <strong><strong>de</strong>r</strong>artigen Teleskopen weltweit lediglich ein paar 1000<br />
Neutrinos zu <strong>de</strong>tektieren. Diese Bemühungen wur<strong>de</strong>n übrigens 2002 durch Verleihung <strong>de</strong>s<br />
Nobelpreises an die bei<strong>de</strong>n Pioniere <strong><strong>de</strong>r</strong> Neutrinoastronomie RAYMOND DAVIES <strong>und</strong> MASATOSHI<br />
KOSHIBA belohnt.<br />
Bleiben noch die Gravitationswellen – Kräuselungen <strong><strong>de</strong>r</strong> Raum-Zeit – wie sie z.B. von umeinan<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
kreisen<strong>de</strong>n Neutronensternen emittiert wer<strong>de</strong>n. Kosmische Katastrophen wie die Verschmelzung von<br />
Schwarzen Löchern lassen sich quasi direkt beobachten, wenn man die bei diesem Ereignis<br />
ausgehen<strong>de</strong>n Gravitationswellen messen kann. Die Technik ist mittlerweile soweit fortgeschritten, daß<br />
in <strong>de</strong>n nächsten Jahren die Erfolgsaussichten steigen, diese spezielle Art von Strahlung nachzuweisen.<br />
Entsprechen<strong>de</strong> Instrumente (z.B. GEO600, LIGO) sind im Aufbau bzw. in <strong><strong>de</strong>r</strong> Erprobungsphase. Auch<br />
Satellitenexperimente (z.B. LISA) sind geplant um die indirekt bereits nachgewiesenen<br />
Gravitationswellen (Verringerung <strong><strong>de</strong>r</strong> Rotationsfrequenz von Doppelpulsaren durch Abstrahlung von<br />
Gravitationswellen, Nobelpreis 1993 an RUSSELL HULSE <strong>und</strong> JOSEPH TAYLOR) jetzt auch direkt habhaft<br />
zu wer<strong>de</strong>n.<br />
Die mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne <strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong> ist ohne Frage zu einem fachübergreifen<strong>de</strong>n<br />
Wissenschaftsgebiet gewor<strong>de</strong>n. Theoretische Physiker profitieren von <strong>de</strong>n Erkenntnissen, welche die
Informationsgewinnung in <strong><strong>de</strong>r</strong> astronomischen Forschung<br />
Astronomen bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtung von weit entfernten Galaxien <strong>und</strong> Galaxienhaufen am „Rand <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Welt“ gewinnen. Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Elementarteilchenphysik (Stichwort Superstringtheorie) ist ohne Bezug auf<br />
die <strong>Astrophysik</strong> kaum mehr <strong>de</strong>nkbar. Physikalische Prozesse, wie sie kurz nach <strong>de</strong>m „Urknall“<br />
stattgef<strong>und</strong>en haben, sind auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> experimentell nur begrenzt nachvollziehbar (z.B. in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Herstellung eines Quark-Gluonenplasmas bei Schwerionenstößen). An<strong><strong>de</strong>r</strong>nfalls implizieren diese<br />
Prozesse auf eine extrem fein abgestimmte Art <strong>und</strong> Weise, wie sich <strong><strong>de</strong>r</strong> überschaubare Kosmos nach<br />
diesem für uns singulären Ereignis weiter entwickelt. Kosmologische Theorien sollten z.B. eine<br />
Erklärung dafür liefern, warum sich großräumig Galaxienhaufen in wabenartige Strukturen anordnen,<br />
die riesige Leerräume (sogenannte „Voids“) umschließen. Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Quantenfeldtheorien müssen sich<br />
daran messen lassen, ob sie mit <strong><strong>de</strong>r</strong>artigen Strukturbildungsprozessen vereinbar sind: Stichwort sind<br />
„kosmische Hintergr<strong>und</strong>strahlung“ <strong>und</strong> „nichtbaryonische Dunkle Materie“. Und auch die noch immer<br />
völlig geheimnisvolle „Dunkle Energie“ soll nicht unerwähnt bleiben.<br />
Experimentelle <strong>Astrophysik</strong>. Was ist das? Viele Fragestellungen <strong><strong>de</strong>r</strong> mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nen <strong>Astrophysik</strong> wer<strong>de</strong>n<br />
mittlerweile bei Experimenten in Labors untersucht. In <strong><strong>de</strong>r</strong> Planetenphysik simuliert man z.B. das<br />
Verhalten verschie<strong>de</strong>ner Gesteine <strong>und</strong> Minerale unter hohem Druck, wie er im Innern <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> o<strong><strong>de</strong>r</strong> bei<br />
an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Planeten auftritt. Schon lange wur<strong>de</strong> vermutet, daß im Innern <strong><strong>de</strong>r</strong> Planeten Jupiter <strong>und</strong> Saturn<br />
Wasserstoff in einer beson<strong><strong>de</strong>r</strong>en Form vorkommt, <strong><strong>de</strong>r</strong> als „Metallischer Wasserstoff“ bezeichnet wird.<br />
Bei Hochdruckexperimenten – z.B. im Lawrence Livermore-Laboratorium – konnte er kurzzeitig<br />
hergestellt <strong>und</strong> seine Eigenschaften bestimmt wer<strong>de</strong>n.<br />
In Chemie-Labors untersucht man die Infrarot-, Mikrowellen- <strong>und</strong> Radio-Strahlung hochverdünnter<br />
molekularer Gase, um ihre Spektren auszumessen. Auf diese Weise wer<strong>de</strong>n Gr<strong>und</strong>lagen geschaffen die<br />
wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um Astronomen helfen, um z.B. aus radioastronomischen Beobachtungen von kühlen<br />
Molekülwolken <strong><strong>de</strong>r</strong>en chemische Beschaffenheit abzuleiten. Aus diesen Molekülwolken entstehen<br />
durch Kontraktion neue Sterne <strong>und</strong> um diese Sterne neue Planetensysteme. Außer<strong>de</strong>m untersucht man<br />
im Labor, wie sich Staubteilchen im interstellaren Raum verhalten, wie es dazu kommt, daß sie sich<br />
unter <strong>de</strong>n Bedingungen protosolarer Scheiben zu Planetesimals zusammenklumpen um daraus<br />
letztendlich planetare Körper zu bil<strong>de</strong>n.<br />
Erkenntnisse aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Theorie <strong><strong>de</strong>r</strong> Sterne fließen in Experimente <strong><strong>de</strong>r</strong> Plasmaphysik ein – Stichwort<br />
„kontrollierte Kernfusion“. Plasmaphysik <strong>und</strong> Magnetohydrodynamik sind Fächer, die je<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
theoretische <strong>Astrophysik</strong>er kennen muß, wenn er sich mit <strong>de</strong>m inneren Aufbau von Sternen (z.B. <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Sonne) beschäftigt. Und ohne astronomische Beobachtungen wür<strong>de</strong> man Wissenschaftlern, die sich mit<br />
mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ner Gravitationstheorie auseinan<strong><strong>de</strong>r</strong>setzen, fast je<strong><strong>de</strong>r</strong> empirischen Gr<strong>und</strong>lage berauben.<br />
Diese Beispiele lassen sich beliebig fortsetzen. Astronomische Gr<strong>und</strong>lagenforschung ist<br />
Gr<strong>und</strong>lagenforschung schlechthin. Aber es ist auch ein gutes Stück angewandte Forschung dabei. Der<br />
Bau <strong>und</strong> die Entwicklung von Großteleskopen <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> dazugehörigen Strahlungs<strong>de</strong>tektoren führen zu<br />
Produkten, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Anwendungsgebiete nicht auf die astronomische Forschung begrenzt bleiben. Aktive<br />
Optiken, die für Großteleskope entwickelt wur<strong>de</strong>n um <strong><strong>de</strong>r</strong>en Abbildungseigenschaften zu verbessern,<br />
haben längst an<strong><strong>de</strong>r</strong>e Anwendungsgebiete - wie z.B. in <strong><strong>de</strong>r</strong> Lasertechnologie - gef<strong>und</strong>en.<br />
Die Suche nach Lösungen für astrophysikalische Problemstellungen (z.B. Simulation von Stoßwellen<br />
im interstellaren Gas) haben <strong>de</strong>n Bau von Supercomputern beför<strong><strong>de</strong>r</strong>t <strong>und</strong> dabei noch nebenbei viele<br />
5
6<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Gebiete <strong><strong>de</strong>r</strong> angewandten Informatik befruchtet: Stichwort „parallel computing“. Astronomen<br />
profitieren von <strong><strong>de</strong>r</strong> Informationstechnologie selbst mit am meisten, so von <strong><strong>de</strong>r</strong> Entwicklung von<br />
Massenspeichern <strong>und</strong> nicht zuletzt vom Internet. Erst diese Entwicklungen erlauben <strong>de</strong>n Betrieb von<br />
Sternwarten in entlegenen Gebieten <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> (Stichwort ESO) <strong>und</strong> die Verteilung <strong><strong>de</strong>r</strong> dort<br />
gesammelten Daten an interessierte Wissenschaftler quasi online - wo auch immer sie arbeiten.<br />
Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Observatorien sind Großforschungseinrichtungen, vergleichbar mit CERN bei Genf, DESY<br />
bei Hamburg o<strong><strong>de</strong>r</strong> SLAC in Stanford. Ihr Bau <strong>und</strong> ihre Unterhaltung kosten enorme Summen, die<br />
international von <strong>de</strong>n Steuerzahlern <strong>und</strong> von Sponsoren aufgebracht wer<strong>de</strong>n. Deshalb stehen gera<strong>de</strong><br />
auch Astronomen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Verantwortung, die von ihnen gewonnenen Erkenntnisse zu popularisieren<br />
<strong>und</strong> sie damit <strong>de</strong>m interessierten Publikum zugänglich zu machen. Wer möchte nicht wissen, was<br />
Schwarze Löcher sind, wie es auf <strong>de</strong>m Mars aussieht o<strong><strong>de</strong>r</strong> ob es irgendwo in unserer Galaxis weitere<br />
belebte Planeten gibt? Die Aufmerksamkeit, welche die Fahrt <strong>de</strong>s kleinen Spielzeugautos „Sojourner“<br />
ein paar Meter über <strong>de</strong>n Mars hervorgerufen hat, zeigt, daß viele Menschen an <strong>de</strong>n Ergebnissen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
wissenschaftlichen Forschung teilhaben möchten. Wenn reine <strong>Astronomie</strong> auch keine irdischen<br />
Probleme zu lösen vermag, ist es doch ein Kulturgut, das gepflegt <strong>und</strong> weiterentwickelt wer<strong>de</strong>n muß.<br />
<strong>Astronomie</strong> ist nicht umsonst die älteste Wissenschaft <strong><strong>de</strong>r</strong> Menschheit.
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten<br />
Spektralbereich<br />
Die Erdatmosphäre absorbiert <strong>de</strong>n größten Teil <strong><strong>de</strong>r</strong> elektromagnetischen Strahlung, welche von außen<br />
auf die Er<strong>de</strong> auftrifft. Es gibt lediglich zwei Fenster, wo Strahlung bestimmter Wellenlänge die<br />
Atmosphäre mehr o<strong><strong>de</strong>r</strong> weniger gut durchdringt. Das ist einmal das sogenannte optische Fenster (<br />
λ ~ 300 − 20000 nm ) <strong>und</strong> zum an<strong><strong>de</strong>r</strong>en das Radiofenster ( λ ~ 1mm − 18m ). In diesem Kapitel geht<br />
es in erster Linie um Geräte <strong>und</strong> Detektoren, mit <strong>de</strong>nen man die Richtung, Intensität,<br />
Polarisationszustand <strong>und</strong> spektrale Energieverteilung elektromagnetischer Strahlung vom nahen<br />
Ultraviolett (UV, λ ca. 290 nm) bis zum nahen Infrarot (IR, λ ca. 1 µm) messen kann. Dieser<br />
Spektralbereich entspricht weitgehend <strong>de</strong>m optischen Fenster. Die Durchlässigkeit von Infrarot- <strong>und</strong><br />
Mikrowellenstrahlung hängt stark vom Wasserdampfgehalt <strong><strong>de</strong>r</strong> Atmosphäre ab. Deshalb versucht man<br />
auch Infrarot- <strong>und</strong> Mikrowellenteleskope möglichst auf hohen Bergen o<strong><strong>de</strong>r</strong> in ari<strong>de</strong>n Wüstengebieten<br />
zu stationieren.<br />
Den Wellenlängenbereich zwischen 400 nm <strong>und</strong> 800 nm nennt man sichtbares Licht. Das ist<br />
traditionell <strong><strong>de</strong>r</strong> Bereich, <strong><strong>de</strong>r</strong> von optischen Teleskopen abge<strong>de</strong>ckt wird <strong>und</strong> <strong>de</strong>n wir auch visuell<br />
wahrnehmen können.<br />
Bereich Wellenlänge Quellen / Beobachtungsobjekte Teleskope (Auswahl)<br />
Gamma < 10 ��� m Gamma Ray Bursts, Quasare,<br />
Stoßwellen im interstellaren Gas<br />
Röntgen 10 ��� −<br />
10 �� m<br />
Ultraviolett 10 – 400 nm<br />
Extrem heiße Plasmen,<br />
Sonnen- <strong>und</strong> Sternkoronen,<br />
Röntgenpulsare, Supernova-<br />
Überreste, Akkretionsscheiben<br />
Aktive Galaxienkerne, Quasare<br />
Kometen, Sonne, Sterne,<br />
Milchstraße<br />
Optisch 400 – 800 nm Planeten <strong>und</strong> Planetoi<strong>de</strong>n,<br />
Kometen<br />
Gasnebel, Sterne<br />
Infrarot 0.8 μm −<br />
1 mm<br />
Galaxien, Galaxienhaufen<br />
Interstellarer Staub,<br />
Rote- <strong>und</strong> braune Zwergsterne,<br />
Riesen- <strong>und</strong> Überriesensterne,<br />
Sternentstehungsgebiete,<br />
Zirkumstellare Scheiben<br />
7<br />
INTEGRAL, CGRO (COMPTON-<br />
Observatorium)<br />
H.E.S.S., MAGIC (La Palma)<br />
ROSAT, CHANDRA, XMM-Newton, XEUS<br />
IUE, SOHO (Sonne), EUVE, TRACE (Sonne)<br />
FUSE, GALEX, SWIFT, z.T. HST<br />
HST (Hubble Space Telescope)<br />
LBT, GTC, Keck I <strong>und</strong> II, SALT, HET, Subaru<br />
Telescope, VLT 1 – 4, Gemini North / South<br />
IRAS, ISO, SST (Spitzer Telescope), Akari,<br />
Herschel<br />
Keck I <strong>und</strong> II sowie alle weiteren Großteleskope<br />
mit<br />
Detektoren für nahes Infrarot (NIR)<br />
Mikrowellen 1 mm – 30 cm Kosmische Hintergr<strong>und</strong>strahlung COBE, WMAP, PLANCK<br />
Millimeter /<br />
Radio<br />
> 1mm Pulsare, Flare-Sterne,<br />
Planetarische Nebel, Interstellares<br />
Gas, Molekülwolken,<br />
Radiogalaxien<br />
Effelsberg (100 m), Green Bank, Arecibo (305<br />
m),<br />
VLA (27 Teleskope a 25 m), ALMA, LOFAR,<br />
IRAM<br />
LMT, Hertz, Maxwell
Teleskope<br />
8<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Die Fernrohre, welche heute in <strong><strong>de</strong>r</strong> professionellen <strong>Astronomie</strong> Verwendung fin<strong>de</strong>n, sind fast<br />
ausschließlich Spiegelteleskope. Die Größten unter ihnen haben mittlerweile Primärspiegel, <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Durchmesser die 8 Meter-Marke übertreffen (z.B. die Keck-Teleskope, Hobby-Eberle-Teleskop). Es<br />
sind sogar optische Teleskope mit Spiegeldurchmessern von bis zu 100 Metern („OWL“) in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Diskussion bzw. im Stadium von Machbarkeitsstudien.<br />
Hieraus erkennt man, daß es in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> in erster Linie auf das Lichtsammelvermögen, d.h. auf<br />
die Öffnung eines Teleskops ankommt. Darüber hinaus verlangt man noch ein gutes<br />
Auflösungsvermögen <strong>und</strong> ein möglichst großes fehlerfreies Bildfeld. Wenn man be<strong>de</strong>nkt, daß die Form<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> optischen Fläche nur um Bruchteile <strong><strong>de</strong>r</strong> Lichtwellenlänge von <strong><strong>de</strong>r</strong> I<strong>de</strong>alform abweichen darf, kann<br />
man ungefähr die technologische Herausfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ung erahnen, die <strong><strong>de</strong>r</strong> Bau von Riesenteleskopen<br />
darstellt.<br />
Genau wie bei einem Refraktor, <strong>de</strong>ssen Objektiv aus einem kompliziert geschliffenen Satz aus<br />
Glaslinsen besteht, sammelt ein entsprechend geschliffener Spiegel (bei Amateurinstrumenten oft ein<br />
Parabolspiegel) das unter verschie<strong>de</strong>nen Winkeln einfallen<strong>de</strong> Licht in einer sogenannten Brennebene<br />
(die bei manchen Teleskoptypen durchaus gekrümmt sein kann), wo in <strong><strong>de</strong>r</strong> Entfernung f (<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Brennweite) ein reelles Bild entsteht. Für die Helligkeit dieses Bil<strong>de</strong>s (soweit es sich um das Bild eines<br />
ausge<strong>de</strong>hnten Objektes wie z.B. einer Galaxie han<strong>de</strong>lt) ist das Öffnungsverhältnis O verantwortlich.<br />
Darunter versteht man <strong>de</strong>n Quotienten zwischen Brennweite f <strong>und</strong> Spiegeldurchmesser d, <strong><strong>de</strong>r</strong> in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Fotografie auch als Blen<strong>de</strong>nzahl bezeichnet wird. Wie groß ein Objekt mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Winkelaus<strong>de</strong>hnung ϑ<br />
in <strong><strong>de</strong>r</strong> Brennebene abgebil<strong>de</strong>t wird, hängt dagegen nur von <strong><strong>de</strong>r</strong> Brennweite ab.<br />
Bezeichnet man die in senkrechter Richtung zur Spiegelachse gemessene Koordinate mit y, dann ergibt<br />
sich aus elementaren geometrischen Überlegungen sofort folgen<strong>de</strong> Beziehung für <strong>de</strong>n<br />
Abbildungsmaßstab:<br />
y = f tanϑ<br />
o<strong><strong>de</strong>r</strong> bei kleinen Winkeln, wo man <strong>de</strong>n Tangens mit <strong>de</strong>m Bogenmaß gleichsetzen kann:<br />
y = f ϑ ( ϑ in rad )<br />
Das Verhältnis<br />
dϑ 1<br />
=<br />
dy f<br />
[1.1]<br />
[1.2]<br />
[1.3]<br />
bezeichnet man als Plattenskala. Der Name kommt daher, daß man in <strong><strong>de</strong>r</strong> Brennebene eines Fernrohrs<br />
als Detektor oftmals eine Fotoplatte (heute zumeist eine CCD) positioniert. In <strong>de</strong>m man nach <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Entwicklung darauf Abstän<strong>de</strong> (z.B. zwischen Sternabbil<strong><strong>de</strong>r</strong>n) ausmißt, kann man über (1.3) bei<br />
bekannter Brennweite f aus <strong>de</strong>m linearen Abstand <strong>de</strong>n wahren Objektabstand an <strong><strong>de</strong>r</strong> Himmelskugel in<br />
Winkelmaß berechnen. Man erkennt auch, daß mit größer wer<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n f zwei Sterne mit <strong>de</strong>m<br />
konstanten Winkelabstand ϑ in <strong><strong>de</strong>r</strong> Brennebene immer weiter separiert wer<strong>de</strong>n.
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
Ein weiterer wichtiger Parameter ist das Auflösungsvermögen. Es bestimmt, unter welchem Winkel ϑ<br />
zwei Lichtpunkte in <strong><strong>de</strong>r</strong> Brennebene noch getrennt abgebil<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n können.<br />
Das Licht eines Sterns kann aufgr<strong>und</strong> seiner großen Entfernung praktisch als parallel angesehen<br />
wer<strong>de</strong>n. Unter Vernachlässigung <strong><strong>de</strong>r</strong> Auswirkungen <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre kann man davon ausgehen, daß<br />
eine ebene Lichtwelle auf die r<strong>und</strong>e Öffnung <strong>de</strong>s Teleskops auftrifft. Nach <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellentheorie <strong>de</strong>s<br />
Lichtes wird sie an <strong>de</strong>ssen Rand gebeugt, wodurch es zu Interferenzerscheinungen kommt. Diese<br />
führen dazu, daß <strong><strong>de</strong>r</strong> Stern im Brennpunkt <strong>de</strong>s Teleskops nicht genau punktförmig, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n in Form<br />
eines kreisförmigen Musters (<strong>de</strong>m Beugungsscheibchen) abgebil<strong>de</strong>t wird.<br />
Aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Beugungstheorie erhält man für die Intensitätsverteilung I (ϑ)<br />
dieses Scheibchens:<br />
2<br />
2 2<br />
d λ ⎛ ⎛ π d sinϑ<br />
⎞⎞<br />
I ( ϑ)<br />
≈ J 2 ⎜ 1 ⎜ ⎟⎟<br />
4sin ϑ ⎝ ⎝ λ ⎠⎠<br />
[1.4]<br />
d ist die Öffnung, λ die Lichtwellenlänge <strong>und</strong> J 1 die Besselfunktion erster Art <strong><strong>de</strong>r</strong> Ordnung 1. Die<br />
Nullstellen <strong><strong>de</strong>r</strong> Besselfunktion J 1 bestimmen <strong>de</strong>n Ort, wo die Intensität durch Interferenz auf Null<br />
fällt. Sie liegen bei m=3.8317, 7.0156, 10.1735 ..., d.h. die konzentrischen Beugungsringe<br />
mλ<br />
1.220λ<br />
sin ϑ ≈ ϑ = ⇒ ϑ = (1. Minimum),<br />
π d d<br />
2.233λ 3.238λ<br />
ϑ = (2. Minimum), ϑ = (3. Minimum)<br />
d d<br />
stellen jeweils ein Minimum in <strong><strong>de</strong>r</strong> Intensitätsverteilung dar.<br />
9<br />
[1.5]<br />
Das helle Maximum innerhalb <strong>de</strong>s ersten Beugungsrings wird als Airy-Scheibchen (nach <strong>de</strong>m<br />
britischen Astronomen GEORGE AIRY (1801-1892)) bezeichnet. Es konzentriert bei einer perfekten<br />
Optik ca. 84% <strong>de</strong>s Sternlichts in sich.<br />
Berechnete Beugungsbil<strong><strong>de</strong>r</strong> für Fernrohre mit 100 mm, 200 mm <strong>und</strong> 300 mm freier Öffnung, Man<br />
erkennt, wie sich mit steigen<strong><strong>de</strong>r</strong> Apertur das Airy-Scheibchen verkleinert <strong>und</strong> sich damit die Auflösung<br />
verbessert.
10<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Zwei gleichhelle Sternscheibchen können gera<strong>de</strong> noch in einem Fernrohr aufgelöst wer<strong>de</strong>n, wenn das<br />
zentrale Maximum von (1.4) <strong>de</strong>s ersten Sterns mit <strong>de</strong>m ersten Minimum (1.5) <strong>de</strong>s zweiten Sterns<br />
zusammenfällt. Diese Bedingung wird als Rayleigh-Kriterium bezeichnet. Optiken, die <strong>de</strong>m Rayleigh-<br />
Kriterium genügen, bezeichnet man als „beugungsbegrenzt“.<br />
In <strong><strong>de</strong>r</strong> Praxis wird diese Auflösung natürlich so gut wie nie erreicht (genaugenommen können nur<br />
Weltraumteleskope ohne beson<strong><strong>de</strong>r</strong>e technische Hilfsmittel nahezu beugungsbegrenzt arbeiten, s. u.). So<br />
bewirken schon geringe Intensitätsunterschie<strong>de</strong> zwischen zwei eng benachbarten Sternen, daß sie<br />
praktisch nicht mehr aufgelöst wer<strong>de</strong>n, weil <strong><strong>de</strong>r</strong> hellere Stern <strong>de</strong>n Schwächeren überstrahlt. Außer<strong>de</strong>m<br />
begrenzt die Erdatmosphäre das praktische Auflösungsvermögen eines Fernrohrs beträchtlich. Das<br />
Teleskop liefert zwar kurzzeitig beugungsbegrenzte Sternbildchen, nur wer<strong>de</strong>n sie durch die stetigen<br />
Richtungsän<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> refraktiven Eigenschaften einzelner Luftpakete (Seeing) über einen<br />
größeren Bereich (Richtwert ca. 1’’) verschmiert. In <strong><strong>de</strong>r</strong> Speckle-Interferometrie wird dieser an sich<br />
negative Effekt ausgenutzt, um doch noch nahezu beugungsbegrenzte Abbil<strong><strong>de</strong>r</strong> zu erhalten. Auch die<br />
sogenannte adaptive sowie die aktive Optik versuchen diesen Effekt auszuschalten.<br />
Refraktoren<br />
Nach<strong>de</strong>m mit GALILEO GALILEI (1564-1642) 1609 das „Galilei’sche“ Fernrohr in die <strong>Astronomie</strong><br />
eingeführt wur<strong>de</strong>, ist es zum wichtigsten Beobachtungsinstrument <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong>n <strong>Astronomie</strong><br />
gewor<strong>de</strong>n. Die von Galilei verwen<strong>de</strong>te Kombination aus einer langbrennweitigen Sammellinse als<br />
Objektiv <strong>und</strong> einer negativen, kurzbrennweitigen Zerstreuungslinse geht auf einen holländischen<br />
Glasmacher mit Namen HANS LIPPERSHEY (1570-1619) zurück. Diese Form eines Fernrohrs wird<br />
wegen seiner schlechten optischen Eigenschaften heutzutage nicht einmal mehr als Opernglas<br />
verwen<strong>de</strong>t. Das „Astronomische Fernrohr“ geht vielmehr auf JOHANNES KEPLER (1571-1630) zurück,<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> es 1611 ausführlich in seiner „Dioptrice“ beschrieben hat. Da man hier eine Sammellinse als<br />
Okular verwen<strong>de</strong>t, hat man eine echte Fokalebene mit einem reellen Bild zur Verfügung, wo sich z.B.<br />
ein Mikrometer für Winkelmessungen anbringen läßt.<br />
Das Verhältnis von Objektiv-Brennweite zu Okularbrennweite bezeichnet man als „Vergrößerung“.<br />
Diese Kenngröße, die häufig von Laien als erstes erfragt wird, hat in <strong><strong>de</strong>r</strong> praktischen <strong>Astronomie</strong> so gut<br />
wie keine Be<strong>de</strong>utung mehr. Sie ist eigentlich nur noch für visuelle Beobachtungen interessant.<br />
Refraktoren spielen im astronomischen Forschungsbetrieb nur noch eine relativ untergeordnete Rolle,<br />
da ihr Lichtsammelvermögen begrenzt ist. Außer<strong>de</strong>m sind die mit Linsenoptiken verb<strong>und</strong>enen<br />
Bildfehler (insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e die chromatische Aberration) nur durch komplizierte Kombinationen aus<br />
Linsen unterschiedlicher Brecheigenschaften näherungsweise zu beheben. Der 1897 fertiggestellte<br />
Yerkes-Refraktor mit einem Objektivdurchmesser von 1.02 Meter dürfte <strong>de</strong>shalb auch in Zukunft das<br />
größte Linsenfernrohr aller Zeiten bleiben.<br />
Linsenfernrohre sind heute hauptsächlich im Amateurbereich verbreitet, wo sie beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s ihre Stärken<br />
bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Planetenbeobachtung (Kontrast) <strong>und</strong> bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Fotografie größerer Sternfel<strong><strong>de</strong>r</strong> ausspielen können.<br />
Für manche Überwachungsaufgaben (z.B. für die Untersuchung <strong>de</strong>s Lichtwechsels verän<strong><strong>de</strong>r</strong>licher<br />
Sterne) wer<strong>de</strong>n noch Astrographen eingesetzt <strong>und</strong> auch manche Sonnenteleskope besitzen noch eine<br />
Linsenoptik.
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
Reflektoren<br />
Ein Spiegelteleskop besteht aus einem lichtsammeln<strong>de</strong>n Primärspiegel, <strong><strong>de</strong>r</strong> gewöhnlich aus Glas o<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Glaskeramik hergestellt <strong>und</strong> mit Aluminium <strong>und</strong> einer korrosionsbeständigen Schutzschicht belegt<br />
wird, sowie aus weiteren Spiegeln, welche die räumliche Lage <strong><strong>de</strong>r</strong> Fokalebene festlegen (soweit man<br />
nicht im Primärfokus arbeitet).<br />
Im einfachsten Fall hat <strong><strong>de</strong>r</strong> Primärspiegel die Form eines Kugelsegments. Ein <strong><strong>de</strong>r</strong>artiger Hohlspiegel<br />
wird auch als Kugelspiegel bezeichnet. Er ist zumin<strong>de</strong>st bei kleinen Öffnungsverhältnissen ohne<br />
optische Korrektoren für die astronomische Beobachtung ungeeignet, da achsenferne Strahlenbün<strong>de</strong>l<br />
eine kürzere Brennweite haben als achsennahe. Dieser Bildfehler wird als sphärische Aberration<br />
bezeichnet. Sie kann für achsenparallel einfallen<strong>de</strong> Strahlen leicht korrigiert wer<strong>de</strong>n, wenn man <strong>de</strong>m<br />
Spiegel die Form eines Rotationsparaboloids gibt. Aufgr<strong>und</strong> ihrer vergleichsweise einfachen<br />
Herstellungstechnologie wird diese Art von Primärspiegel früher häufig bei professionellen<br />
Teleskopen eingesetzt. Unter Amateuren ist dieser Spiegeltyp weit verbreitet, da man ihn auch ohne<br />
große technische Hilfsmittel durchaus selbst herstellen kann. Dafür tritt jedoch ein neuer Bildfehler auf,<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> das brauchbare Gesichtsfeld eines Parabolspiegels stark einschränkt. Dieser Bildfehler wird als<br />
Koma o<strong><strong>de</strong>r</strong> Asymmetriefehler bezeichnet, da die Sternbildchen außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen Achse wie<br />
kleine „Kometen“ aussehen. Er entsteht, wenn Lichtstrahlen nicht parallel zur optischen Achse<br />
einfallen. Dadurch wird die sphärische Aberration verstärkt wodurch die Lichtpunkte nicht mehr<br />
kreisförmig, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n einseitig auslaufend abgebil<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n. Koma läßt sich durch Linsensysteme, die<br />
vor <strong><strong>de</strong>r</strong> Brennebene angeordnet wer<strong>de</strong>n, über einen größeren Bereich (bis zu 1°) korrigieren.<br />
Komakorrektoren gehören <strong>de</strong>shalb zur Gr<strong>und</strong>ausstattung mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ner Parabolspiegelteleskope.<br />
Teleskope, bei <strong>de</strong>nen sphärische Aberration <strong>und</strong> Koma weitgehend korrigiert sind, bezeichnet man als<br />
aplanatisch. Ein häufig verwen<strong>de</strong>tes aplanatisches optisches System fin<strong>de</strong>t man bei <strong>de</strong>n Ritchey-<br />
Chretien-Teleskopen. Sowohl <strong><strong>de</strong>r</strong> Primärspiegel als auch <strong><strong>de</strong>r</strong> in Cassegrain-Anordnung angebrachte<br />
Sek<strong>und</strong>ärspiegel sind in diesem Fall Hyperbolspiegel, wobei <strong><strong>de</strong>r</strong> Sek<strong>und</strong>ärspiegel, <strong><strong>de</strong>r</strong> für die Koma-<br />
Korrektur verantwortlich ist, schwer herzustellen ist.<br />
RC-Teleskope zeichnen sich durch ein für klassische Spiegelteleskope großes brauchbares Gesichtsfeld<br />
aus. Das Hubble Weltraum-Teleskop <strong>und</strong> das japanische 8.2-Meter Subaru-Teleskop auf Hawaii sind<br />
Beispiele für Forschungsteleskope im Ritchey-Chretien-Design.<br />
Klassische Spiegelteleskope sind für Durchmusterungsaufgaben aufgr<strong>und</strong> kleiner Gesichtsfel<strong><strong>de</strong>r</strong> nicht<br />
beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s gut geeignet. 1930 gelang es <strong>de</strong>m genialen Optiker BERNHARD SCHMIDT (1879-1935) an <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Hamburger Sternwarte mittels einer speziell geformten dünnen Korrektionsplatte, die in doppelter<br />
Brennweite vor einem etwas größeren Kugelspiegel angebracht wur<strong>de</strong>, alle Bildfehler über einen<br />
großen Winkelbereich (mehrere Grad !) fast vollständig zu eliminieren. Der Nachteil <strong><strong>de</strong>r</strong> gekrümmten<br />
Fokalfläche kann man leicht dadurch ausgleichen, daß man die Fotoplatte über eine Kugelkalotte<br />
spannt. Bei kleineren „Schmidt-Kameras“ kann dieser Nachteil auch durch eine Ebnungslinse<br />
ausgeglichen wer<strong>de</strong>n. Die durch die Korrektionsplatte eingetragene schwache chromatische Aberration<br />
hat in <strong><strong>de</strong>r</strong> Praxis kaum eine Be<strong>de</strong>utung. Bekannte Schmidtteleskope sind <strong><strong>de</strong>r</strong> „Big Schmidt“ („Oschin<br />
Telescope“) <strong>de</strong>s Mt. Palomar-Observatoriums (Korrekturplatte / Hauptspiegel / Brennweite (cm):<br />
126/183/307, 1948), die fast baugleiche Schmidt-Kamera <strong>de</strong>s Siding-Spring-Observatoriums in<br />
11
12<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Australien (124/183/307) <strong>und</strong> – das größte Schmidt-Teleskop <strong><strong>de</strong>r</strong> Welt – das „Alfred-Jensch-Teleskop“<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Thüringer Lan<strong>de</strong>ssternwarte in Tautenburg bei Jena (134/200/400). Letztere erreicht ein<br />
vignettefreies Gesichtsfeld von 2.4° x 2.4°.<br />
Neben <strong>de</strong>m Schmidt-Teleskop gibt es noch weitere katadioptrische Systeme (das sind Fernrohre, die<br />
aus einer Kombination von Spiegel- <strong>und</strong> Linsenoptik bestehen), die heute in <strong><strong>de</strong>r</strong> professionellen<br />
<strong>Astronomie</strong> nur eine untergeordnete Rolle spielen. Dazu gehören z.B. die bei Amateuren sehr beliebten<br />
Maksutov-Teleskope (hier wird als Korrekturoptik eine konkave Meniskusliste verwen<strong>de</strong>t) <strong>und</strong> die<br />
Schmidt-Cassegrain-Systeme.<br />
Very Large Telescope <strong>de</strong>s ESO-Observatoriums auf <strong>de</strong>m Mt. Paranal / Chile
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
Da die Spiegel in Spiegelteleskopen auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Rückseite unterstützt wer<strong>de</strong>n, sind für <strong><strong>de</strong>r</strong>en Größe keine<br />
prinzipiellen Grenzen gesetzt. Aus technologischen Grün<strong>de</strong>n ist es aber sinnvoll, Teleskope mit einem<br />
Primärspiegeldurchmesser von mehr als 8 Meter aus mehreren Spiegelsegmenten zusammenzusetzen.<br />
So bestehen z.B. die bei<strong>de</strong>n 10-Meter Keck-Teleskope aus jeweils 36 hexagonalen Spiegelsegmenten<br />
die so ausgerichtet wer<strong>de</strong>n können, daß sie einen gemeinsamen Brennpunkt bil<strong>de</strong>n <strong>und</strong> <strong>de</strong>shalb wie ein<br />
einziger monolithischer Spiegel wirken.<br />
Eine an<strong><strong>de</strong>r</strong>e Metho<strong>de</strong>, Spiegel mit möglichst großer Apertur herzustellen, besteht in <strong><strong>de</strong>r</strong> I<strong>de</strong>e, als<br />
Spiegel rotieren<strong>de</strong> metallische Flüssigkeiten (wie z.B. Quecksilber o<strong><strong>de</strong>r</strong> Gallium) zu verwen<strong>de</strong>n. Eine<br />
gleichmäßig rotieren<strong>de</strong> Flüssigkeit nimmt die Form eines Rotationsparaboloids an, also genau die<br />
Form, die man für ein Spiegelteleskop benötigt. Nachteil ist, daß ein <strong><strong>de</strong>r</strong>artiges Teleskop natürlich nur<br />
senkrecht betrieben wer<strong>de</strong>n kann, was seine Nutzung auf einen schmalen Bereich um <strong>de</strong>n Zenit herum<br />
begrenzt. Die Nachführung läßt sich in einem eng begrenzten Bereich durch eine gleichmäßige<br />
horizontale Verschiebung <strong><strong>de</strong>r</strong> Kamera o<strong><strong>de</strong>r</strong> elektronisch durch eine Verschiebung <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
lichtempfindlichen Pixelreihen <strong><strong>de</strong>r</strong> Aufnahme-CCD erreichen (sogenannter „drift-scan mo<strong>de</strong>“). Wenn<br />
man ein bestimmtes Himmelsareal in aufeinan<strong><strong>de</strong>r</strong>folgen<strong>de</strong>n Nächten auf diese Weise immer wie<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
beobachtet, lassen sich die Einzelaufnahmen in einem Computer zu einem lichtstarken Gesamtbild<br />
aufaddieren. Daß die mit einem solchen Teleskop verb<strong>und</strong>enen technischen Probleme lösbar sind, hat<br />
eine ganze Anzahl von Testinstallationen (übrigens bis zu einem Durchmesser von 2.70 Meter) gezeigt.<br />
Die dabei gewonnenen Erfahrungen haben mit dazu beigetragen, daß 1995 beschlossen wur<strong>de</strong>, ein<br />
Teleskop <strong><strong>de</strong>r</strong> 6-Meter-Klasse (f/1.5) nach dieser Technologie zu entwickeln <strong>und</strong> zu bauen. Dieses<br />
Projekt ist das „Large Zenith Telescope“ im Fraser Valley in British Columbia / Kanada. Dieses<br />
Teleskop hat mittlerweile sein „First Light“ (2002) hinter sich. Es besitzt ein korrigiertes Blickfeld von<br />
24 Bogenminuten <strong>und</strong> erlaubt eine maximale Integrationszeit von etwa 1 Minute. Ziel ist es, mit<br />
diesem Teleskop in Form eines Surveys die spektralen Eigenschaften <strong>und</strong> Rotverschiebungen von<br />
einigen 100000 Galaxien <strong>und</strong> Quasaren zu ermitteln, um das statistische F<strong>und</strong>ament <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong>n<br />
Kosmologie zu verbessern.<br />
Flüssigspiegelteleskope sind nicht nur bei Umweltschützern umstritten, da Quecksilber ein sehr starkes<br />
Umweltgift ist.<br />
Designstudien für Arrays aus Zenitteleskopen mit 10-Meter-Flüssigkeitsspiegeln sind z.Z. in Arbeit<br />
wie z.B. das Projekt LAMA (= „Large Aperture Mirror Array“) zeigt. Wenn es gebaut wird,<br />
entspricht es in seiner Leistung einem monolithischen Spiegelteleskop von 42 Meter Öffnung. Durch<br />
die Verwendung verschiebbarer Gegenspiegel wer<strong>de</strong>n diesem Riesenteleskop immerhin 6% <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
gesamten Himmelsfläche (ca. 2400 Quadratgrad) zugänglich sein.<br />
Nach <strong><strong>de</strong>r</strong> Art <strong>de</strong>s Strahlenganges <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Art <strong>de</strong>s verwen<strong>de</strong>ten Sek<strong>und</strong>ärspiegels unterschei<strong>de</strong>t man<br />
folgen<strong>de</strong> Bautypen von Spiegelteleskopen, die häufig auch in Kombination vorkommen:<br />
Primärfokus: Bei sehr großen Teleskopen verzichtet man oft auf einen Gegenspiegel <strong>und</strong> baut an<br />
<strong>de</strong>ssen Stelle eine Beobachterkabine an <strong><strong>de</strong>r</strong> Stelle <strong><strong>de</strong>r</strong> Fokalebene ein. Bekanntestes Beispiel ist das 5-<br />
Meter Hale-Teleskop auf <strong>de</strong>m Mt. Palomar.<br />
Newton-Teleskop: Beim Newton-Teleskop wird das Licht durch einen 45°-Planspiegel seitlich aus<br />
<strong>de</strong>m Tubus geführt. Diese Bauart ist im Amateurbereich weit verbreitet.<br />
13
14<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Cassegrain-Teleskop: Beim Cassegrain-Teleskop besitzt <strong><strong>de</strong>r</strong> Primärspiegel eine zentrale Bohrung,<br />
durch die das Licht, welches durch einen vor <strong>de</strong>m Primärfokus angeordneten hyperbolisch<br />
geschliffenen Gegenspiegel zurückgeworfen wird, herausgeführt wird. Auf diese Weise kann die<br />
effektive Brennweite f <strong>de</strong>s Fernrohr vergrößert, die Baulänge aber auf ca. f / 2 verkürzt wer<strong>de</strong>n.<br />
Nasmyth-Teleskop: Kombination zwischen Cassegrain- <strong>und</strong> Newton-Teleskop. Der Cassegrain-Fokus<br />
wird in Höhe <strong><strong>de</strong>r</strong> Deklinationsachse durch einen 45°-Planspiegel seitlich aus <strong>de</strong>m Tubus herausgeführt.<br />
Cou<strong>de</strong>’ –System: Durch einen Ablenkspiegel im Schnittpunkt <strong><strong>de</strong>r</strong> Höhen- <strong>und</strong> St<strong>und</strong>enachse wird das<br />
Strahlenbün<strong>de</strong>l durch die St<strong>und</strong>enachse in ein Labor unterhalb <strong>de</strong>s Teleskops geleitet. Dadurch wird<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Fokus raumfest, d.h. seine Lage ist unabhängig von <strong><strong>de</strong>r</strong> momentanen Ausrichtung <strong>de</strong>s Teleskops.<br />
Im Cou<strong>de</strong>’-Raum wer<strong>de</strong>n oftmals hochempfindliche Spektrographen betrieben.<br />
Nicht nur die Herstellung großer Optiken ist eine Herausfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ung an die Technologie. Auch <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Entwurf, die Herstellung <strong>und</strong> Steuerung <strong><strong>de</strong>r</strong> sie tragen<strong>de</strong>n Montierungen erfor<strong><strong>de</strong>r</strong>n vielfältige<br />
Innovationen (es han<strong>de</strong>lt sich immerhin um Präzisions-Schwermaschinenbau!). Ein Fernrohr muß sich<br />
an je<strong>de</strong>n Punkt <strong>de</strong>s Himmels ausrichten lassen <strong>und</strong> es muß <strong><strong>de</strong>r</strong> täglichen Bewegung <strong><strong>de</strong>r</strong> Himmelskörper<br />
nachgeführt wer<strong>de</strong>n <strong>und</strong> daß mit einer Nachführgenauigkeit von Bruchteilen einer Bogensek<strong>und</strong>e.<br />
Für Großteleskope hat sich in <strong>de</strong>n letzten Jahrzehnten die azimutale Montierung durchgesetzt. Bei<br />
dieser Art <strong><strong>de</strong>r</strong> Montierung, wo eine Achse immer senkrecht zur Schwerkraft <strong>und</strong> die an<strong><strong>de</strong>r</strong>e parallel<br />
dazu ausgerichtet ist, lassen sich mechanische Probleme wie Biegungen leichter beherrschen als bei<br />
parallaktisch montierten Teleskopen. Das „Bolshoi“-Teleskop <strong><strong>de</strong>r</strong> Russischen Aka<strong>de</strong>mie <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Wissenschaften im Kaukasus hat dabei eine Vorreiterolle gespielt. Es wur<strong>de</strong> 1976 in Dienst gestellt<br />
<strong>und</strong> hat einen Spiegeldurchmesser von 6 Meter. Im Gegensatz zu einem parallaktisch montierten<br />
Teleskop erfolgt bei einem azimutal aufgestellten Fernrohr die Nachführung durch die kontinuierliche<br />
Bewegung zweier Achsen (Höhe <strong>und</strong> Azimut). Außer<strong>de</strong>m muß die dabei unausweichlich auftreten<strong>de</strong><br />
Bildfelddrehung kompensiert wer<strong>de</strong>n. Mit Hilfe mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ner Computertechnik <strong>und</strong> hochgenauer<br />
Schrittmotoren ist das aber kein Problem mehr. Selbst Amateurfernrohre mit Computersteuerung sind<br />
häufig azimutal montiert.<br />
Als parallaktische (bzw. äquatoriale) Montierung bezeichnet man eine Montierung, bei <strong><strong>de</strong>r</strong> die<br />
St<strong>und</strong>enachse genau zum Himmelspol ausgerichtet ist. Das hat <strong>de</strong>n Vorteil, daß man zum Ausgleich<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Erdrotation im Prinzip nur eine Achse <strong>und</strong> zwar die St<strong>und</strong>enachse <strong>de</strong>n Sternen nachführen muß.<br />
Auch tritt keine Drehung <strong><strong>de</strong>r</strong> Fokalebene auf.<br />
Äquatoriale Montierungen gibt es in einer Vielzahl von Bauformen. Bei kleineren Teleskopen fin<strong>de</strong>t<br />
man oft die <strong>de</strong>utsche Montierung. Große Spiegelteleskope haben meistens eine Gabel- o<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Rahmenmontierung.<br />
Etwas aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Reihe tanzt eine völlig neue Montierungsform, die erstmalig im Jahre 2000 auf <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Weltausstellung Expo2000 in Hannover vorgestellt wur<strong>de</strong>. Das 1.5 Meter Hexpod-Teleskop steht auf 6<br />
hochgenauen Spin<strong>de</strong>ln, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Länge mit Hilfe eines Computers so verän<strong><strong>de</strong>r</strong>t wer<strong>de</strong>n kann, daß dadurch<br />
eine beliebige Positionierung am Himmel sowie eine kontinuierliche Nachführung möglich wer<strong>de</strong>n.<br />
Sein endgültiger Aufstellungsort ist das Observatorio Cerro Armazonis in <strong>de</strong>n chilenischen An<strong>de</strong>n.
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
Inwieweit diese Konzeption für zukünftige Riesenspiegelteleskope eine Be<strong>de</strong>utung haben wird, kann<br />
noch nicht gesagt wer<strong>de</strong>n.<br />
Eine spezielle Art von Fernrohren sind die Coelostaten, die beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s in <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung<br />
eingesetzt wer<strong>de</strong>n. Bei ihnen ist vor <strong>de</strong>m festmontierten Fernrohr ein System aus zwei Planspiegeln<br />
angebracht, die das Licht <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne in das Objektiv hineinspiegeln. Das Fernrohr selbst befin<strong>de</strong>t sich<br />
dabei senkrecht in einem Turm („Turmteleskope“). Eine spezielle Bauform ist <strong><strong>de</strong>r</strong> Jensch-Coelostat.<br />
bei <strong>de</strong>m das Fernrohr horizontal angeordnet ist.<br />
Systeme mit einem Nachführspiegel, die als Heliostaten (Planspiegel parallaktisch montiert, Fernrohr<br />
senkrecht) bzw. Si<strong><strong>de</strong>r</strong>ostaten (Planspiegel azimutal montiert, Fernrohr waagerecht) bezeichnet wer<strong>de</strong>n,<br />
haben in <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung keine Be<strong>de</strong>utung mehr.<br />
Die größten Spiegelteleskope <strong><strong>de</strong>r</strong> Welt<br />
Je größer die freie Öffnung eines Fernrohrs, <strong>de</strong>sto lichtschwächere Objekte lassen sich damit<br />
nachweisen, <strong>de</strong>sto weiter kann man in das Weltall hinaus <strong>und</strong> – in die Vergangenheit zurück blicken.<br />
Der Fortschritt <strong><strong>de</strong>r</strong> astronomischen Forschung ist eng mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Verfügbarkeit immer größerer Teleskope<br />
verb<strong>und</strong>en. Mittlerweile hat man bei optischen Spiegelteleskopen die 10-Meter Größe erreicht. Für die<br />
nächsten Jahren <strong>und</strong> Jahrzehnte erwartet man, daß diese Größe weiter überschritten wird.<br />
Technologische Studien sind weltweit in Arbeit <strong>und</strong> wer<strong>de</strong>n auf speziellen Symposien diskutiert.<br />
Weltraumteleskope<br />
Seit<strong>de</strong>m man wissenschaftliche Geräte auch außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre zum Einsatz bringen kann,<br />
haben sich die Beobachtungsmöglichkeiten <strong><strong>de</strong>r</strong> Astronomen nicht nur quantitativ erweitert (z.B. durch<br />
die Erschließung von <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> aus nicht zugänglicher Wellenlängenbereiche), son<strong><strong>de</strong>r</strong>n es wur<strong>de</strong> auch<br />
eine völlig neue Qualitätsstufe erreicht, die sich in vielen aufregen<strong>de</strong>n Ent<strong>de</strong>ckungen in <strong>de</strong>n letzten<br />
Jahrzehnten nie<strong><strong>de</strong>r</strong>geschlagen hat - zu nennen sei hier nur die sehr genaue Bestimmung <strong>de</strong>s<br />
„Weltalters“ aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtung <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen Hintergr<strong>und</strong>strahlung mit <strong>de</strong>m WMAP-Satelliten<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> NASA. Im Folgen<strong>de</strong>n sollen aus <strong><strong>de</strong>r</strong> mittlerweile unüberschaubar gewor<strong>de</strong>nen Menge von<br />
astronomischen Beobachtungssatelliten zwei etwas näher vorgestellt wer<strong>de</strong>n, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Ergebnisse auch<br />
von <strong><strong>de</strong>r</strong> nicht unbedingt astronomisch interessierten Öffentlichkeit mit Aufmerksamkeit bedacht<br />
wur<strong>de</strong>n. Es han<strong>de</strong>lt sich dabei um das Hubble-Weltraumteleskop <strong>und</strong> um das im Infrarotbereich<br />
arbeiten<strong>de</strong> Spitzer-Weltraumteleskop.<br />
Hubble-Weltraumteleskop<br />
Das Hubble-Teleskop (HST) ist das erste größere optische Teleskop, welches außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Erdatmosphäre arbeitet. Es wur<strong>de</strong> nach einer mehrjährigen Verzögerung aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Challenger-<br />
Katastrophe (1986) am 24.4.1990 in eine 590 km hohe Erdumlaufbahn gebracht. Herzstück <strong>de</strong>s 16<br />
Meter langen Teleskops ist ein Hauptspiegel mit einem Durchmesser von 2.4 Meter, <strong><strong>de</strong>r</strong> in<br />
Kombination mit einem 0.3 Meter großen Ablenkspiegel ein f/24 Ritchey-Chretien-System bil<strong>de</strong>t. Er<br />
ist mit einer dünnen Aluminiumschicht versehen, die durch eine weitere Schicht aus Magnesium-<br />
15
16<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Fluorit geschützt ist. Diese Fluorit-Schicht erhöht zugleich das Reflektionsvermögen im Ultraviolett-<br />
Bereich. Meßgeräte <strong>und</strong> Kameras wer<strong>de</strong>n im Cassegrain-Fokus betrieben. Sie sind dort in speziellen<br />
Gerätecontainern untergebracht, die sich im Orbit (z.B. bei einer Service-Mission) austauschen lassen.<br />
Der Bildfehler, <strong><strong>de</strong>r</strong> die Leistung <strong>de</strong>s Teleskops anfänglich herabsetzte, konnte mit <strong><strong>de</strong>r</strong> ersten<br />
Servicemission 1993 behoben wer<strong>de</strong>n, so daß „Hubble“ seit<strong>de</strong>m nahezu beugungsbegrenzte Bil<strong><strong>de</strong>r</strong> in<br />
bemerkenswerter Qualität liefert. Zu diesem Zweck wur<strong>de</strong> ursprünglich ein spezielles optisches<br />
System entwickelt, welches die durch die falsche Hauptspiegelform verursachten Unschärfen<br />
ausgleichen konnte (COSTAR – „Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement“).<br />
Mittlerweile sind bei <strong>de</strong>n bei Service-Missionen neu eingesetzten Instrumenten die Korrekturoptiken<br />
bereits integriert, so daß COSTAR überflüssig gewor<strong>de</strong>n ist <strong>und</strong> durch ein mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nes UV-Spektrometer<br />
ausgetauscht wer<strong>de</strong>n konnte (COS).<br />
Hubble-Weltraumteleskop beim Herausheben aus <strong><strong>de</strong>r</strong> La<strong>de</strong>bucht <strong>de</strong>s Space Shuttles<br />
Folgen<strong>de</strong> Instrumente kommen bzw. kamen im Hubble-Teleskop zum Einsatz (Auswahl):<br />
WFPC2 – Wi<strong>de</strong> Field / Planetary Camera 2<br />
Diese Kamera besitzt 4 CCD-Arrays <strong><strong>de</strong>r</strong> Größe 800x800 Pixel. Ein Array erreicht eine Auflösung von<br />
0.1’’ <strong>und</strong> wird landläufig als Planetenkamera bezeichnet. Sie wur<strong>de</strong> bei <strong><strong>de</strong>r</strong> 4. Service-Mission durch<br />
die Kamera WFC3 ersetzt.
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
STIS - Space Telescope Imaging Spectrograph<br />
Dieser Spektrograph benutzt sogenannte MAMA’s („Multi Ano<strong>de</strong> Microchannel Array“) <strong>und</strong> CCD’s,<br />
mit <strong><strong>de</strong>r</strong>en Hilfe Bil<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>und</strong> Spektren über einen großen Wellenlängenbereich – vom UV bis zum nahen<br />
Infrarot – aufgenommen wer<strong>de</strong>n können.<br />
NICMOS - Near-Infrared Camera and Multi Object Spectrograph<br />
Dieses Gerät besteht aus drei Kameras, die ausschließlich im infraroten Spektralbereich arbeiten. Als<br />
Strahlungsempfänger verwen<strong>de</strong>t man HgCdTe-Detektoren, die auf 77K gekühlt wer<strong>de</strong>n.<br />
ACS – Advanced Camera for Surveys<br />
Das Bildfeld <strong><strong>de</strong>r</strong> ACS ist ungefähr doppelt so groß wie <strong><strong>de</strong>r</strong> älteren WFPC2. Sie besteht aus drei<br />
Kameras, <strong><strong>de</strong>r</strong> „Wi<strong>de</strong> Field Camera“ (WFC, zwei 2048x4096 CCD-Arrays, 15 µm pro Pixel), <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
„High Resolution Camera“ (HRC, 1024x1024 CCD, 21 µm pro Pixel) <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> „Blind Sun Camera“<br />
(SBC, 1024x1024 MAMA-Detektor). Mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Letzteren kann man Streulichtanteile von <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne<br />
blockieren, um die UV-Empfindlichkeit <strong><strong>de</strong>r</strong> Kamera zu erhöhen. Außer<strong>de</strong>m wur<strong>de</strong> die HRC mit einem<br />
Stern-Koronographen ausgestattet, mit <strong><strong>de</strong>r</strong> man hellere Sterne o<strong><strong>de</strong>r</strong> Quasare ab<strong>de</strong>cken kann, um ihre<br />
nähere Umgebung untersuchen zu können.<br />
WFC3 – Wi<strong>de</strong> Field Camera 3<br />
Unterstützt ACS <strong>und</strong> erweitert <strong><strong>de</strong>r</strong>en Fähigkeiten im infraroten Spektralbereich.<br />
COS – Cosmic Origin Spectrograph<br />
Dieses UV-Spektrometer wur<strong>de</strong> für die Beobachtung von sehr schwachen Punktquellen bei einer<br />
mo<strong><strong>de</strong>r</strong>aten spektralen Auflösung konzipiert. Es ist seit <strong><strong>de</strong>r</strong> 4.Servicemission im Einsatz. An ihrem Platz<br />
befand sich zuvor die Korrekturoptik COSTAR, die nicht mehr benötigt wird.<br />
Das Gemeinschaftsprojekt <strong><strong>de</strong>r</strong> NASA <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> ESA wird vom Space Telescope Science Institute in<br />
Baltimore geleitet <strong>und</strong> koordiniert (www.stsci.edu). Die schönsten Aufnahmen <strong>de</strong>s Weltraumteleskops<br />
stehen im Internet auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Website <strong>de</strong>s „Hubble Heritage Project“ je<strong><strong>de</strong>r</strong>mann zur Verfügung<br />
(heritage/.stsci.edu) <strong>und</strong> ein regelmäßiger Blick darauf lohnt immer wie<strong><strong>de</strong>r</strong> einmal.<br />
Das Hubble-Teleskop soll bis etwa 2013 betrieben wer<strong>de</strong>n. Voraussetzung ist, daß die 2006<br />
angekündigte Service-Mission im Mai 2008 auch wirklich stattfin<strong>de</strong>t.<br />
Nachfolger für „Hubble“ wird voraussichtlich das James Webb Space Teleskope, welches sich z.Z. in<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Entwicklungsphase befin<strong>de</strong>t. Es soll nach <strong>de</strong>n ersten Planungen mit einem 6.5-Meter Primärspiegel<br />
aus Beryllium ausgestattet <strong>und</strong> im Librationspunkt L2 <strong>de</strong>s Er<strong>de</strong>-Mond-Systems positioniert wer<strong>de</strong>n. Es<br />
wird für Infrarotbeobachtungen ausgelegt.<br />
17
Spitzer-Weltraumteleskop (SIRTF)<br />
18<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Nach <strong><strong>de</strong>r</strong> überaus erfolgreichen IRAS-Mission, die im Januar 1983 gestartet wur<strong>de</strong>, blieb <strong><strong>de</strong>r</strong> Wunsch<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Astronomen nach einem großen <strong>und</strong> leistungsfähigen Weltraumteleskop, welches im infraroten<br />
Spektralbereich arbeitet, lange Zeit unerfüllt. 2003 war es aber dann doch soweit. Das „Space Infrared<br />
Telescope Facility“, kurz SIRTF nahm seinen Betrieb auf <strong>und</strong> wur<strong>de</strong> auch sogleich – einer guten<br />
Tradition folgend – in „Spitzer-Weltraumteleskop“ umbenannt. LYMAN SPITZER JR (1914-1997), <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
sich nicht nur in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astrophysik</strong> Verdienste erworben hat (er war u.a. <strong><strong>de</strong>r</strong> Erfin<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>de</strong>s Stellerator-<br />
Prinzips bei Kernfusionsreaktoren), war die treiben<strong>de</strong> Kraft bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Entwicklung <strong>de</strong>s Hubble-<br />
Weltraumteleskops gewesen. Man hat ihn <strong>de</strong>shalb oft mit Recht als „Vater <strong>de</strong>s Weltraumteleskops“<br />
bezeichnet.<br />
Weltraumteleskop „Spitzer“ in einer künstlerischen Darstellung<br />
Das Spitzer-Teleskop ist ein Spiegelteleskop, <strong>de</strong>ssen 85 cm großer Spiegel aus Beryllium – einem sehr<br />
sprö<strong>de</strong>n, stahlgrauen Leichtmetall – besteht, welches sehr gut Infrarotstrahlung reflektiert. Der<br />
Wellenlängenbereich, <strong><strong>de</strong>r</strong> durch die Optik <strong>und</strong> die Detektoren abge<strong>de</strong>ckt wird, liegt etwa zwischen 3<br />
<strong>und</strong> 180 µm. Um Störungen durch die Eigenstrahlung <strong>de</strong>s Teleskops zu vermei<strong>de</strong>n, wird das gesamte
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
Teleskop inklusive <strong><strong>de</strong>r</strong> Meßgeräte in einem speziellen Kryostaten gelagert <strong>und</strong> mit flüssigen Helium<br />
gekühlt wobei für eine fehlerfreie Funktion eine Betriebstemperatur von ca. 5.5 K garantiert wer<strong>de</strong>n<br />
muß. Außer<strong>de</strong>m hat man das Teleskop auf eine Bahn um die Sonne gebracht, auf <strong><strong>de</strong>r</strong> es sich<br />
kontinuierlich von <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> entfernt. Auf einem Erdorbit wäre es zu sehr <strong><strong>de</strong>r</strong> irdischen Wärmestrahlung<br />
ausgesetzt gewesen, was zwangsläufig zu einer Beeinträchtigung <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtungen geführt hätte.<br />
Weitere konstruktive Vorkehrungen schirmen die empfindlichen Meßeinrichtungen noch zusätzlich<br />
von <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenstrahlung ab.<br />
Die wissenschaftliche Nutzlast <strong>de</strong>s Spitzer-Weltraumteleskops besteht neben <strong>de</strong>m eigentlichen<br />
Infrarotteleskop aus folgen<strong>de</strong>n Meßgeräten:<br />
IRAC - Infrared Array Camera<br />
eine Infrarotkamera, welche simultan vier Kanäle mit <strong>de</strong>n Wellenlängen 3,6 µm, 4,5 µm, 5,8 µm <strong>und</strong> 8<br />
µm aufnehmen kann. Das Gesichtsfeld beträgt 5,12 x 5,12 Bogenminuten <strong>und</strong> die Auflösung ist 256 x<br />
256 Pixel.<br />
IRS - Infrared Spectrograph<br />
ein Infrarot-Spektrometer mit vier Unter-Modulen, die die Wellenlängenbereiche 5,3µm-14µm (niedrig<br />
auflösend), 10µm-19,5µm (hoch auflösend), 14µm-40µm (niedrig auflösend), 19µm-37µm (hoch<br />
auflösend) ab<strong>de</strong>cken.<br />
MIPS - Multiband Imaging Photometer for Spitzer<br />
besteht aus drei Detektor-Arrays im fernen Infrarotbereich (128 x 128 Pixel bei 24µm, 32 x 32 Pixel<br />
bei 70µm, 2 x 20 Pixel bei 160µm), welche neben Bil<strong><strong>de</strong>r</strong>n auch spektroskopische Daten liefern. Das<br />
Gesichtsfeld variiert dabei zwischen 5 x 5 Bogenminuten bei kürzeren Wellenlängen <strong>und</strong> 5 x 0,5<br />
Bogenminuten bei längeren Wellenlängen.<br />
Diese Geräte sind alle in einer speziellen Box untergebracht, die als „Multiple Instrument Chamber“<br />
bezeichnet wird.<br />
Mit <strong>de</strong>m Spitzer-Weltraumteleskop erschließt sich <strong>de</strong>n Astronomen ein Spektralbereich, <strong><strong>de</strong>r</strong> von <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Er<strong>de</strong> aus völlig unzugänglich ist. Die kosmischen Objekte, die bevorzugt <strong><strong>de</strong>r</strong>artige Strahlung<br />
emittieren, sind sehr vielgestaltig. Es han<strong>de</strong>lt sich dabei z.B. um Braune Zwergsterne, um<br />
„umherirren<strong>de</strong>“ Großplaneten ohne Mutterstern o<strong><strong>de</strong>r</strong> um kalte Gasscheiben um neuentstehen<strong>de</strong> Sterne<br />
in Molekülwolken. Aber auch die Beobachtung von interstellaren Gas- <strong>und</strong> Staubwolken in fernen<br />
Galaxien <strong>und</strong> die Suche nach Sternsystemen, die einen Großteil ihrer Strahlung im Infraroten<br />
emittieren, sind von großem Interesse. Man hofft insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e auch Informationen über die Entstehung<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> ersten Sterngenerationen nach <strong>de</strong>m Urknall zu erhalten. Hier wer<strong>de</strong>n Fragestellungen berührt, die<br />
für die kosmologische Forschung sehr wichtig sind. Man erwartet, 5 Jahre lang mit diesem Teleskop<br />
Beobachtungen ausführen zu können. Danach sind die Heliumvorräte, die zur Kühlung benötigt<br />
wer<strong>de</strong>n, aufgebraucht.<br />
19
20<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Kompensation mechanischer <strong>und</strong> optischer Unzulänglichkeiten eines<br />
Teleskops<br />
Großteleskope haben nicht nur mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Luftunruhe am Beobachtungsort zu kämpfen. Thermische <strong>und</strong><br />
gravitative Verformungen <strong><strong>de</strong>r</strong> oft mehrere Tonnen wiegen<strong>de</strong>n Hauptspiegel müssen genauso<br />
kompensiert wer<strong>de</strong>n wie Biegungen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Montierung.<br />
Um eine stabile Oberflächenform eines Spiegels trotz <strong><strong>de</strong>r</strong> Temperaturschwankungen während einer<br />
Beobachtungsnacht zu gewährleisten, verwen<strong>de</strong>t man als Spiegelmaterial fast ausschließlich spezielle<br />
Glaskeramiken. Ihr thermischer Aus<strong>de</strong>hnungskoeffizient liegt im Gegensatz zum normalen Kronglas<br />
nahe bei Null. Ein beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s beliebtes Spiegelmaterial für astronomische Teleskope ist unter <strong>de</strong>m<br />
−6<br />
−1<br />
Markennamen Zerodur bekannt ( α ≈ 0 ± 0.<br />
05⋅10<br />
K ). Ein ähnliches Material – aber für einen ganz<br />
an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Verwendungszweck ausgelegt – nennt man Sital.<br />
Aktive Optik<br />
Das Gewichtsproblem <strong><strong>de</strong>r</strong> Spiegel löst man, in <strong>de</strong>m man <strong>de</strong>n Spiegelträger verhältnismäßig dünn<br />
auslegt, mit Bohrungen versieht o<strong><strong>de</strong>r</strong> ihm eine wabenartige Struktur gibt. Durch die Bohrungen läßt<br />
sich <strong><strong>de</strong>r</strong> Spiegel mit Hilfe von Aktuatoren abstützen <strong>und</strong> – was das Wesentliche ist – seine Form<br />
kontrollieren. Auf diese Weise lassen sich Verformungen aufgr<strong>und</strong> <strong>de</strong>s Eigengewichts sowie eventuell<br />
vorhan<strong>de</strong>ne Restfehler <strong><strong>de</strong>r</strong> Optik „aktiv“ ausgleichen. Beim „New Technology Telescope“ (NTT) <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
ESO sind es insgesamt 75 Aktuatoren, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Druck auf <strong>de</strong>n Spiegel von einem Computer ständig <strong>de</strong>n<br />
thermischen <strong>und</strong> mechanischen Gegebenheiten angepaßt wird. Ähnlich wie bei <strong><strong>de</strong>r</strong> adaptiven Optik<br />
erhält er seine Informationen von einem speziellen Sensor <strong><strong>de</strong>r</strong> ständig überprüft, ob das Bildscheibchen<br />
<strong>de</strong>s Nachführsterns kreisr<strong>und</strong> bleibt. Wenn das nicht mehr <strong><strong>de</strong>r</strong> Fall ist, wer<strong>de</strong>n aus <strong>de</strong>m Grad <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Deformation Korrektursignale berechnet, die über die Aktuatoren die Form <strong>de</strong>s Spiegels entsprechend<br />
korrigieren. Mit dieser Metho<strong>de</strong>, die man als „Aktive Optik“ bezeichnet, können nie<strong><strong>de</strong>r</strong>frequente<br />
Störeinflüsse wie Verbiegungen, thermisch <strong>und</strong> mechanisch bedingte Bildfehler sowie in gewissen<br />
Grenzen eine ungenaue Nachführung ausgeglichen wer<strong>de</strong>n. Für hochfrequente Störungen – verursacht<br />
durch das Seeing – ist dagegen die „Adaptive Optik“ zuständig.<br />
Die hochpräzise Steuerung einzelner Spiegelsegmente wie z.B. bei <strong>de</strong>n Keck-Teleskopen auf <strong>de</strong>m<br />
Mauna Kea in Hawaii erfolgt im Prinzip nach <strong><strong>de</strong>r</strong> gleichen Methodik. Der ca. 10 m große Hauptspiegel<br />
besteht aus jeweils 36, 1.8 m großen hexagonalen Spiegelsegmenten (Gesamtgewicht ca. 14 t). Die<br />
technische Herausfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ung war, die einzelnen Teilspiegel so zu steuern, daß sie das Licht <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
kosmischen Objekte über eine Beobachtungsnacht hinweg in einen gemeinsamen Brennpunkt<br />
vereinigen. Insgesamt sind über die gesamte Spiegelfläche 168 Sensoren verteilt, welche die jeweils<br />
momentane Lage <strong><strong>de</strong>r</strong> Spiegelsegmente ermitteln. 108 Aktuatoren dienen <strong><strong>de</strong>r</strong> präzisen Ausrichtung <strong>und</strong><br />
Formgebung. Das Zusammenspiel zwischen Sensoren <strong>und</strong> Aktuatoren gewährleistet ein schneller<br />
Computer mit einem zwar simplen, aber leistungsfähigen Programm, welches ungefähr 100-mal pro<br />
Sek<strong>und</strong>e (!) die Lage <strong><strong>de</strong>r</strong> Spiegelsegmente bestimmt <strong>und</strong> gegebenenfalls korrigiert.<br />
Es ist müßig zu sagen, daß alle neuen Riesenteleskope mit aktiver Optik ausgestattet sind.
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
Kompensation <strong>de</strong>s Einflusses <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre auf die Bildqualität<br />
Der Brechungsin<strong>de</strong>x n von Luft hängt bekanntermaßen von ihrer Dichte ρ <strong>und</strong> damit von ihrer<br />
Temperatur T ab. Außer<strong>de</strong>m ist die Erdatmosphäre hochgradig turbulent, d.h. einzelne Zellen<br />
erwärmter Luft steigen kontinuierlich nach oben während an<strong><strong>de</strong>r</strong>e, kühlere <strong>und</strong> damit schwerere<br />
Luftpakete zu Bo<strong>de</strong>n sinken. Diese statistisch verteilten Luftpakete unterschei<strong>de</strong>n sich geringfügig in<br />
ihrem Brechungsin<strong>de</strong>x, wodurch sie optisch wie schlechte langbrennweitige Linsen wirken. Das führt<br />
dazu, daß die Sterne „funkeln“, eine Erscheinung, die man auch Szintillation nennt <strong>und</strong> die man<br />
beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s gut in Horizontnähe o<strong><strong>de</strong>r</strong> beim Durchzug eines Sturmtiefs beobachten kann. Der<br />
Durchmesser <strong><strong>de</strong>r</strong> einzelnen optisch wirksamen Luftpakete beträgt dabei 10 bis 20 Zentimeter. Sie<br />
verursachen in Bo<strong>de</strong>nnähe Intensitätsschwankungen über einen linearen Bereich, <strong><strong>de</strong>r</strong> ungefähr <strong>de</strong>m<br />
Durchmesser dieser Luftpakete entspricht. Fällt das Sternlicht auf <strong>de</strong>n Spiegel eines Teleskops, <strong>de</strong>ssen<br />
Öffnung größer ist als <strong><strong>de</strong>r</strong> Durchmesser <strong><strong>de</strong>r</strong> Luftpakete, dann entfallen auf die Teleskopfläche<br />
entsprechend viele Turbulenzzellen <strong>und</strong> das beugungsbegrenzte Bild eines Sterns wird entsprechend<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Anzahl dieser Turbulenzzellen in einzelne „Speckles“ aufgespalten, die sich wie wild über einen<br />
Bereich von ungefähr 1 Bogensek<strong>und</strong>e Durchmesser zufällig hin <strong>und</strong> her bewegen. Ist die<br />
Belichtungszeit kleiner als 1/10 Sek<strong>und</strong>e, dann kann man Momentaufnahmen dieser Specklebil<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
gewinnen. Wählt man dagegen eine größere Integrationszeit (was gewöhnlich <strong><strong>de</strong>r</strong> Fall ist), dann<br />
überlagern sich diese Specklebil<strong><strong>de</strong>r</strong> zu einem gleichmäßig ausgeleuchteten Sternscheibchen, <strong>de</strong>ssen<br />
Halbwertsbreite in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> als „Seeing“ bezeichnet wird.<br />
Bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Fotografie <strong>de</strong>s Seeingscheibchens eines Sterns wur<strong>de</strong> die Belichtungszeit so kurz gewählt, daß<br />
die einzelnen Speckles sichtbar wer<strong>de</strong>n<br />
21
22<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
In Mitteleuropa ist das Seeing selten besser als 1’’, erreicht aber an <strong>de</strong>n Standorten <strong><strong>de</strong>r</strong> Großteleskope<br />
in trockenen Wüstengebieten o<strong><strong>de</strong>r</strong> auf hohen Bergen durchaus Werte
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
einem schnellen Computer <strong>und</strong> <strong>de</strong>m schon erwähnten Kippspiegel. Man kann sie mittlerweile so<br />
preiswert herstellen, daß sie auch in <strong><strong>de</strong>r</strong> Amateurastronomie als „low cost adaptive Optic“ ihren<br />
Einzug gehalten haben. Mit Hilfe einer solchen Korrekturoptik lassen sich nicht nur „schärfere“ CCD-<br />
Aufnahmen gewinnen. Sie ist auch in <strong><strong>de</strong>r</strong> Lage, Unzulänglichkeiten in <strong><strong>de</strong>r</strong> Fernrohrmontierung <strong>und</strong> in<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Nachführung auszugleichen.<br />
Der Einsatz von reinen Tip-Tilt-Systemen ist bei Großteleskopen nicht mehr üblich. Man strebt<br />
vielmehr eine komplette Rekonstruktion <strong><strong>de</strong>r</strong> ursprünglichen ebenen Wellenfront an, d.h. man versucht<br />
nicht nur einem Speckle nachzuführen, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n möglichst vielen. Technisch erreicht man das durch<br />
adaptive Optiken mit <strong>de</strong>formierbaren Hilfsspiegeln.<br />
Adaptive Optik<br />
Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne adaptive Optiken bestehen aus einer Kombination aus Wellenfrontsensor, einen tip-tilt-<br />
Spiegel <strong>und</strong> einen verformbaren Korrektionsspiegel, <strong><strong>de</strong>r</strong> die atmosphärische Wellenfront<strong>de</strong>formation<br />
kontinuierlich ausgleicht. Die Informationen, die <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenfrontsensor über <strong>de</strong>n Zustand <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
einfallen<strong>de</strong>n Wellenfront (darunter versteht man die räumliche Fläche gleicher Phase) liefert, muß ein<br />
schneller Computer in Echtzeit in Steuersignale für sogenannte Aktuatoren umrechnen. Darunter<br />
versteht man die hinter einem dünnen Planspiegel angeordneten piezoelektrischen Bauelemente, mit<br />
<strong>de</strong>nen gezielt auf <strong>de</strong>n Spiegel Druck ausgeübt wer<strong>de</strong>n kann. Ziel ist es, die Spiegelfläche kurzzeitig so<br />
zu „verbiegen“, daß als Resultat - nach <strong><strong>de</strong>r</strong> Reflektion - wie<strong><strong>de</strong>r</strong> eine annähernd ebene Wellenfront<br />
entsteht. Diese Deformation muß innerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Korrelationszeit<br />
r<br />
0 τ 0 ≈ [1.10]<br />
v wind<br />
erfolgen. v wind ist dabei die mittlere Windgeschwindigkeit in <strong><strong>de</strong>r</strong> Luftschicht, in <strong><strong>de</strong>r</strong> sich die stören<strong>de</strong>n<br />
Luftpakete befin<strong>de</strong>n. Die Anzahl <strong><strong>de</strong>r</strong> über einen Spiegel verteilten Aktuatoren sollte in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Größenordnung <strong><strong>de</strong>r</strong> zu erwarten<strong>de</strong>n Speckles sein. Hier wird <strong>de</strong>utlich (siehe Tabelle), warum man bei<br />
Großteleskopen adaptive Optiken beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s für Beobachtungen im infraroten Spektralbereich einsetzt.<br />
Da die von <strong>de</strong>n Piezo-Aktuatoren erreichte maximale Auslenkung (+- 10 µm) nicht ausreicht, um die<br />
durch das Seeing bewirkten Richtungsän<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen voll auszugleichen, wer<strong>de</strong>n adaptive Systeme<br />
zusätzlich noch mit einem tip-tilt-Spiegel ausgestattet.<br />
Wesentlich ist dabei die über <strong>de</strong>n Steuercomputer realisierte Rückkopplungsstrecke. Die gestörte<br />
Wellenfront von einem genügend hellen Referenzstern wird von <strong>de</strong>m entsprechend <strong>de</strong>formierten<br />
Spiegel in eine möglichst perfekte ebene Wellenfront reflektiert. Diese fällt auf einen Strahlteiler <strong>und</strong><br />
von dort auf einen Wellenfrontsensor. Dort wer<strong>de</strong>n die noch bestehen<strong>de</strong>n Abweichungen von <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
I<strong>de</strong>alform bestimmt <strong>und</strong> die Ergebnisse vom Steuerrechner in entsprechen<strong>de</strong> Signale für die<br />
Aktuatoren umgerechnet, welche <strong>de</strong>n Korrekturspiegel Bruchteile von Sek<strong>und</strong>en danach neu in Form<br />
bringen. Wenn die Zeit zum Durchlaufen dieser Rückkopplungsstrecke kürzer ist als die<br />
τ , dann wird die Wellenfront hinter <strong>de</strong>m System weitgehend <strong>de</strong>m I<strong>de</strong>al einer ebenen<br />
Korrelationszeit 0<br />
Welle entsprechen.<br />
23
24<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Als Wellenfrontsensor verwen<strong>de</strong>t man häufig einen sogenannten Shack-Hartmann-Sensor. Durch einen<br />
Kollimator wird das einfallen<strong>de</strong> Licht in ein gera<strong>de</strong>s Strahlenbün<strong>de</strong>l verwan<strong>de</strong>lt <strong>und</strong> auf ein<br />
rechteckiges Array von kleinen Linsen geleitet, die auf einem dahinterliegen<strong>de</strong>n CCD-Chip jeweils ein<br />
kleines Sternbildchen erzeugen. Das Ziel ist es, die Position dieser Sternbildchen möglichst genau <strong>und</strong><br />
mit hoher Zeitauflösung zu bestimmen. Eine Störung <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenfront äußert sich dann darin, daß diese<br />
kleinen Sternbildchen gegenüber ihrer Normallage verschoben sind. Aus dieser Verschiebung kann<br />
man mit Hilfe spezieller mathematischer Verfahren näherungsweise die Form <strong><strong>de</strong>r</strong> gestörten<br />
Wellenfront berechnen.<br />
Damit man überhaupt mit adaptiver Optik beobachten kann, benötigt man in unmittelbarer Objektnähe<br />
einen möglichst hellen Referenzstern. Und das ist auch das Problem. Diese For<strong><strong>de</strong>r</strong>ung läßt sich lei<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
in <strong>de</strong>n meisten Fällen für das gera<strong>de</strong> interessieren<strong>de</strong> Beobachtungsziel nicht erfüllen. Deshalb arbeitet<br />
man neuerdings mit einem künstlichen Referenzstern. Man erzeugt ihn, in <strong>de</strong>m man einen Laserstrahl<br />
in eine bestimmte, in ca. 90 Kilometer Höhe befindliche Atmosphärenschicht richtet. In dieser Schicht<br />
gibt es in geringer Konzentration Natriumatome, die von diesem Laserlicht zu einer Lichtemission bei<br />
einer Wellenlänge von 589.6 nm bzw. 589.0 nm (die „D-Linien“) angeregt wer<strong>de</strong>n. Der dabei<br />
entstehen<strong>de</strong> Lichtfleck wird dann als Referenzstern für die adaptive Optik verwen<strong>de</strong>t.<br />
Die folgen<strong>de</strong> Abbildung zeigt <strong>de</strong>n prinzipiellen Aufbau einer adaptiven Korrektionsoptik:
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
Strahlungs<strong>de</strong>tektoren<br />
<strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong> beruhen im hohen Maße auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Analyse <strong><strong>de</strong>r</strong> elektromagnetischen<br />
Strahlung, die von kosmischen Objekten emittiert, reflektiert o<strong><strong>de</strong>r</strong> gestreut wird. Man bestimmt die<br />
Richtung, die spektrale Intensitätsverteilung <strong>und</strong> <strong>de</strong>n Polarisationszustand dieser Strahlung um daraus<br />
Informationen über <strong>de</strong>n Ort, <strong>de</strong>n physikalischen Zustand <strong>und</strong> die zeitliche Entwicklung <strong><strong>de</strong>r</strong> jeweiligen<br />
Quellen zu ermitteln. Was für Strahlungs<strong>de</strong>tektoren dabei zum Einsatz kommen, hängt in erster Linie<br />
von <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlänge <strong><strong>de</strong>r</strong> zu untersuchen<strong>de</strong>n Strahlung ab. Bis zum letzten Drittel <strong>de</strong>s vergangenen<br />
Jahrhun<strong><strong>de</strong>r</strong>ts war z.B. die fotografische Platte <strong><strong>de</strong>r</strong> wichtigste <strong>und</strong> ökonomischste Strahlungsempfänger<br />
in <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong>n <strong>Astronomie</strong>. Sie wird auch heute noch – z.B. in Schmidt-Teleskopen – als<br />
universeller Strahlungsempfänger <strong>und</strong> Informationsspeicher in Einem verwen<strong>de</strong>t. Auf ihr lassen sich in<br />
kurzer Zeit sehr große Himmelsfel<strong><strong>de</strong>r</strong> abbil<strong>de</strong>n <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong>en Zustand kostengünstig <strong>und</strong> dauerhaft<br />
konservieren. Die Plattenarchive großer Sternwarten bil<strong>de</strong>n heute noch – im digitalen Zeitalter – einen<br />
riesigen <strong>und</strong> nur zu einem kleinen Bruchteil ausgewerteten F<strong>und</strong>us astronomischen<br />
Beobachtungsmaterials, <strong><strong>de</strong>r</strong>en wissenschaftliche Be<strong>de</strong>utung kaum abzuschätzen ist. Einige<br />
Plattensammlungen sind bereits als legendär zu bezeichnen wie z.B. die Plattenarchive <strong>de</strong>s Harvard-<br />
Observatoriums <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> von CUNO HOFFMEISTER (1892-1968) gegrün<strong>de</strong>ten Sternwarte Sonneberg in<br />
Thüringen. Man bemüht sich z.Z. diese Schätze durch Digitalisierung <strong>de</strong>n Wissenschaftlern weltweit<br />
allgemein zugänglich zu machen.<br />
Die klassische Fotografie hat im Beobachtungsbetrieb <strong><strong>de</strong>r</strong> Großteleskope ihre ursprüngliche Be<strong>de</strong>utung<br />
jedoch weitgehend verloren. Als Strahlungs<strong>de</strong>tektoren wer<strong>de</strong>n fast ausschließlich optoelektronische<br />
Bauelemente verwen<strong>de</strong>t, die an ihrem Ausgang elektrische Signale liefern, die mit mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nen<br />
Computern leicht zu speichern, zu analysieren <strong>und</strong> auszuwerten sind. Außer<strong>de</strong>m können sie quasi in<br />
Echtzeit über internationale Datennetze verbreitet <strong>und</strong> <strong>de</strong>n interessierten Wissenschaftlern (<strong>und</strong><br />
Hobbyastronomen!) zugänglich gemacht wer<strong>de</strong>n. Jemand, <strong><strong>de</strong>r</strong> am Tage in einem Büro über<br />
Bestellungen <strong>und</strong> Rechnungen sitzt, kann abends zur Entspannung an seinem Computer die neuesten<br />
Aufnahmen <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenson<strong>de</strong> SOHO nach Kometen durchsehen, die gera<strong>de</strong> dabei sind in die Sonne zu<br />
stürzen ...<br />
Die fotografische Platte <strong>und</strong> die CCD sind ohne Zweifel die Innovationen, welche von Seiten <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Strahlungsempfänger die <strong>Astronomie</strong> am weitesten vorangebracht haben. Und trotz<strong>de</strong>m soll ein<br />
Strahlungsempfänger nicht vergessen wer<strong>de</strong>n. Die Phasen <strong><strong>de</strong>r</strong> Venus, die Jupitermon<strong>de</strong>, <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Saturnring, <strong><strong>de</strong>r</strong> Planet Uranus <strong>und</strong> die Hun<strong><strong>de</strong>r</strong>te von Nebelflecken (Galaxien, wie wir heute wissen)<br />
wur<strong>de</strong>n mit <strong>de</strong>m Auge am Fernrohr ent<strong>de</strong>ckt. Und auch heute noch sollte man trotz <strong><strong>de</strong>r</strong> brillianten <strong>und</strong><br />
aufsehenerregen<strong>de</strong>n Bil<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Großteleskope in Büchern, Zeitschriften <strong>und</strong> im Internet nicht auf das<br />
Vergnügen verzichten, diese Objekte einmal in einer dunklen Nacht durch das Okular eines Fernrohrs<br />
zu betrachten ...<br />
25
Fotografie<br />
26<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Die fotografische Platte (o<strong><strong>de</strong>r</strong>, beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s gern von Amateurastronomen eingesetzt, <strong><strong>de</strong>r</strong> Film) war <strong>und</strong><br />
ist eines <strong><strong>de</strong>r</strong> wichtigsten Strahlungsempfänger <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen <strong>Astronomie</strong>. Sie vereint in sich eine hohe<br />
Informationsdichte mit leichter Archivierbarkeit <strong>und</strong> stellt jeweils ein unikates wissenschaftliches<br />
Dokument dar. Außer<strong>de</strong>m ist sie im Vergleich zu mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nen photoelektrischen Strahlungsempfängern<br />
konkurrenzlos billig <strong>und</strong> kann (z.B. in Astrographen <strong>und</strong> Schmidt-Teleskopen) in Abmessungen<br />
eingesetzt wer<strong>de</strong>n, die von CCD-Arrays nicht einmal näherungsweise zu erreichen sind.<br />
In <strong><strong>de</strong>r</strong> Astrofotografie wird wie bei <strong><strong>de</strong>r</strong> normalen Fotografie ein fotochemischer Prozeß ausgenutzt, um<br />
mit Hilfe einer Kamera o<strong><strong>de</strong>r</strong> eines Teleskops dauerhafte Abbil<strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischer Objekte zu erhalten. Eine<br />
typische Fotoplatte besteht aus einem Glasträger, auf <strong><strong>de</strong>r</strong>en Oberseite eine dünne, lichtempfindliche<br />
Schicht aufgetragen ist. Diese Schicht – oft als Emulsion bezeichnet - besteht im Wesentlichen aus in<br />
Gelatine eingelagerten feinen Silberbromid- <strong>und</strong> Silberjodidkörnern sowie weiteren chemischen<br />
Bestandteilen, die hauptsächlich auf die spektrale Empfindlichkeit Einfluß nehmen. Während <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Belichtung entsteht in dieser Emulsionsschicht ein sogenanntes latentes Bild, welches anschließend in<br />
einem chemischen Prozeß, <strong>de</strong>n man Entwicklung nennt, sichtbar gemacht wird. Dabei wer<strong>de</strong>n die<br />
Silberhalogenidkörner, die während <strong><strong>de</strong>r</strong> Belichtung genügend viele Photonen absorbiert haben, zu<br />
metallischem Silber reduziert. Die unbelichtet gebliebenen Silberhalogenidkristalle lassen sich nach<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Entwicklung durch einen weiteren chemischen Prozeß – <strong><strong>de</strong>r</strong> Fixage – aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Emulsion entfernen.<br />
Dabei wird das Bild – ein Negativ - dauerhaft „fixiert“ <strong>und</strong> kann nach Trocknung archiviert wer<strong>de</strong>n.<br />
Trotz<strong>de</strong>m ist die Fotoplatte ein <strong>de</strong>nkbar schlechter Strahlungsempfänger. Ihre Quanteneffizienz erreicht<br />
gera<strong>de</strong> einmal 0.1%, d.h. von 1000 Photonen, die das Teleskop von einem fernen Stern liefert, führt im<br />
statistischen Mittel gera<strong>de</strong> einmal eins zur Ausbildung eines geschwärzten Silberkorns. Das ist auch<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Gr<strong>und</strong> dafür, daß heute Amateurastronomen mit einem vergleichsweise beschei<strong>de</strong>nen Equipment<br />
(z.B. 30 cm-Spiegelteleskop) <strong>und</strong> einer empfindlichen CCD-Kamera fast schon die Reichweite von<br />
herkömmlichen Fotografien mit <strong>de</strong>m 5-m- Mt. Palomar-Teleskops erreichen können.<br />
Wesentlich für die astronomische Anwendbarkeit eines photochemischen Strahlungsempfängers ist,<br />
daß <strong><strong>de</strong>r</strong> Grad <strong><strong>de</strong>r</strong> Schwärzung S auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Fotoplatte <strong><strong>de</strong>r</strong> absorbierten Lichtmenge – also <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Lichtintensität I – proportional ist. Den funktionalen Zusammenhang zwischen <strong><strong>de</strong>r</strong> Menge <strong>de</strong>s auf die<br />
fotografische Schicht fallen<strong>de</strong>n Lichtes <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> dadurch erzeugten Schwärzung S nennt man<br />
Schwärzungskurve. Lei<strong><strong>de</strong>r</strong> ist sie in ihrer Gesamtheit nicht linear, was bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Photometrie von Sternen<br />
zu Problemen führt. Nur ihr mittlerer Teil läßt sich weitgehend durch eine lineare Funktion annähern,<br />
so daß gilt:<br />
S ~ lg( I t )<br />
[1.11]<br />
I ist die Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong> einfallen<strong>de</strong>n Strahlung, t <strong><strong>de</strong>r</strong>en Einwirkungszeit (Belichtungszeit)<br />
Der Anstieg <strong><strong>de</strong>r</strong> Kurve (1.11) nennt man Gradation. Von ihr hängt <strong><strong>de</strong>r</strong> Kontrast eines Fotos ab.<br />
Karl Schwarzschild (1873-1916) konnte zeigen, daß die tatsächlich erzeugte Schwärzung nicht genau<br />
<strong>de</strong>m Produkt � � proportional ist, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n vielmehr <strong>de</strong>m Produkt � � mit einem p zwischen 0.8 <strong>und</strong><br />
0.9. Dieser Effekt wird als Schwarzschild-Effekt <strong>und</strong> p als Schwarzschil<strong>de</strong>xponent bezeichnet.<br />
Die in <strong><strong>de</strong>r</strong> Fotografie eingesetzten Silberhalogeni<strong>de</strong> sind nur in <strong>de</strong>m Wellenlängenintervall λ >=250<br />
nm <strong>und</strong> λ
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
Empfindlichkeitsgrenze durch die Einlagerung spezieller Farbstoffmoleküle in die Emulsionsschicht<br />
(Sensibilisierung) bis in das nahe Infrarot auszu<strong>de</strong>hnen. Auf diese Weise kann mit mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nem<br />
Fotomaterial das gesamte sichtbare Spektrum abge<strong>de</strong>ckt wer<strong>de</strong>n. Die fotografische Drei- <strong>und</strong><br />
Mehrfarbenphotometrie beruht beispielsweise auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Anwendung genau abgestimmter Emulsions-<br />
Farbfilter-Kombinationen.<br />
Eine weitere wichtige Kenngröße ist die Empfindlichkeit. Sie ist ein Maß dafür, wie schnell eine<br />
Emulsion Strahlungseindrücke aufsummieren kann. Fotoplatten hoher Empfindlichkeit sind schneller<br />
ausbelichtet als Fotoplatten geringerer Empfindlichkeit. Die Belichtungszeit kann natürlich nicht<br />
beliebig verlängert wer<strong>de</strong>n, da auch <strong><strong>de</strong>r</strong> Himmelshintergr<strong>und</strong> sowie die fotografische Schicht selbst<br />
(chemischer Schleier) zu einer gleichmäßigen Hintergr<strong>und</strong>schwärzung beiträgt. Wird sie zu groß,<br />
kommt es entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> zu einer Schwärzungsumkehr (Solarisation) o<strong><strong>de</strong>r</strong> die schwächeren Sterne<br />
verschwin<strong>de</strong>n im Hintergr<strong>und</strong>rauschen. Erfahrungen zeigen, daß eine Himmelsaufnahme dann i<strong>de</strong>al<br />
ausbelichtet ist, wenn die Hintergr<strong>und</strong>schwärzung S = lg( I0 / I)<br />
0.6 bis 0.8 beträgt.<br />
Abgesehen von <strong><strong>de</strong>r</strong> Empfindlichkeit unterschei<strong>de</strong>n sich verschie<strong>de</strong>ne Emulsionen noch in ihrem<br />
Auflösungsvermögen. Man gibt sie oft in Linien pro Millimeter an <strong>und</strong> meint damit, daß bei <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
genannten Anzahl von Linien jeweils zwei nebeneinan<strong><strong>de</strong>r</strong>liegen<strong>de</strong> gera<strong>de</strong> noch getrennt wer<strong>de</strong>n. Es ist<br />
offensichtlich, daß diese Größe etwas mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Größe <strong><strong>de</strong>r</strong> lichtempfindlichen Körner in <strong><strong>de</strong>r</strong> Emulsion zu<br />
tun hat. Emulsionen hoher Empfindlichkeit wer<strong>de</strong>n <strong>de</strong>shalb auch als „grobkörnig“ bezeichnet, da sie<br />
lediglich eine Auflösung von ungefähr 50 Linien/mm besitzen. Extrem feinkörnige (<strong>und</strong> damit auch<br />
sehr unempfindliche) Emulsionen erreichen dagegen immerhin eine Auflösung von bis zu 1000<br />
Linien/mm. Sie haben in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> jedoch so gut wie keine Be<strong>de</strong>utung.<br />
Im Laufe <strong><strong>de</strong>r</strong> Zeit wur<strong>de</strong> eine Vielzahl von Verfahren entwickelt, um die Empfindlichkeit<br />
fotografischer Platten zu erhöhen. Sie wer<strong>de</strong>n unter <strong>de</strong>m Begriff <strong><strong>de</strong>r</strong> Hypersensibilisierung<br />
zusammengefaßt <strong>und</strong> zielen darauf ab, das Schwarzschild-Verhalten einer Emulsion zu reduzieren. Ein<br />
oft eingesetztes Verfahren ist die Wasserstoff-Hypersensibilisierung. Dabei wird das in <strong><strong>de</strong>r</strong> Emulsion<br />
enthaltene Wasser durch Wasserstoff ersetzt. Zu diesem Zweck bringt man die Fotoplatten (o<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>de</strong>n<br />
Film) in ein Druckgefäß, welches anschließend evakuiert wird wodurch das Wasser aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Emulsion<br />
abdampft. Anschließend füllt man das Gefäß mit einer Wasserstoff-Stickstoff-Mischung <strong>und</strong> läßt<br />
dieses Gas unter Druck <strong>und</strong> erhöhter Temperatur (ca. 60° C) mehrere St<strong>und</strong>en auf die Emulsion<br />
einwirken. Diesen Vorgang nennt man im Fachjargon auch „backen“. Nach <strong><strong>de</strong>r</strong> Behandlung erhöht<br />
sich ein wenig die Empfindlichkeit <strong>de</strong>s Fotomaterials <strong>und</strong> p nähert sich 1 an.<br />
Auch durch eine starke Kühlung <strong><strong>de</strong>r</strong> Emulsion kann man <strong>de</strong>n Schwarzschild-Effekt abschwächen.<br />
Dieses Verfahren wird von manchen Amateurastronomen für Farbaufnahmen mit Diafilm angewen<strong>de</strong>t.<br />
Man benutzt dafür speziell konstruierte Tieftemperaturkameras <strong>und</strong> kühlt <strong>de</strong>n Farbfilm mit Trockeneis<br />
(festes CO2, T~ -78° C) auf ca. –40° C ab.<br />
In <strong><strong>de</strong>r</strong> professionellen <strong>Astronomie</strong> wer<strong>de</strong>n Fotoplatten gegenüber Film bevorzugt, da sie formstabiler<br />
sind <strong>und</strong> sich <strong>de</strong>shalb besser vermessen lassen. Wenn es auf eine sehr genaue Positionsbestimmung<br />
ankommt (z.B. bei Parallaxenmessungen), wird als Trägermaterial sogar geschliffenes Spiegelglas<br />
verwen<strong>de</strong>t um Fehler durch Unebenheiten o<strong><strong>de</strong>r</strong> Emulsionsverschiebungen weitgehend auszuschließen.<br />
Filme sind für <strong><strong>de</strong>r</strong>artige Messungen ungeeignet.<br />
27
CCD – Charge Coupled Devices<br />
28<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Der wichtigste elektrooptische Detektor in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> ist die CCD. Die Abkürzung be<strong>de</strong>utet<br />
“charge coupled <strong>de</strong>vices“ <strong>und</strong> beinhaltet eine vage Beschreibung ihrer Funktionsweise. Dieser<br />
Strahlungs<strong>de</strong>tektor wur<strong>de</strong> 1969 von W.S.BOYLE <strong>und</strong> G.E.SMITH (Bell Laboratories) erf<strong>und</strong>en <strong>und</strong><br />
befin<strong>de</strong>t sich heute in je<strong><strong>de</strong>r</strong> digitalen Foto- o<strong><strong>de</strong>r</strong> Vi<strong>de</strong>okamera. Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Fertigungstechnologien<br />
erlauben eine preisgünstige Massenfertigung, von <strong>de</strong>m auch die Amateurastronomen infolge <strong>de</strong>s damit<br />
verb<strong>und</strong>enen Preisverfalls profitieren.<br />
Ein CCD-Chip ist eine spezielle Halbleiterstruktur, die aus einer zweidimensionalen Anordnung von<br />
Bil<strong>de</strong>lementen – <strong>de</strong>n Pixeln – besteht <strong>und</strong> die in <strong><strong>de</strong>r</strong> Lage ist, Licht in elektrische Ladungen<br />
umzuwan<strong>de</strong>ln <strong>und</strong> diese bis zum sogenannten Auslesevorgang zu akkumulieren <strong>und</strong> zu speichern.<br />
Ähnlich wie bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Fotoplatte entsteht während <strong><strong>de</strong>r</strong> Belichtung in <strong><strong>de</strong>r</strong> Detektorfläche ein latentes<br />
Ladungsbild, das ohne Umwege auf elektronischem Weg leicht in eine digitale, d.h. computerlesbare<br />
Form gebracht wer<strong>de</strong>n kann. Der aufwendige Entwicklungsvorgang wie bei einer Fotoplatte entfällt<br />
damit völlig <strong>und</strong> das kosmische Objekt erscheint sofort nach Beendigung <strong><strong>de</strong>r</strong> Belichtung auf <strong>de</strong>m<br />
Computermonitor.<br />
Hochempfindlicher CCD-Sensor, wie er in <strong><strong>de</strong>r</strong> astronomischen Forschung eingesetzt wird<br />
Ein „Pixel“ wird im CCD-Sensor durch drei MOS-Strukturen („metal oxi<strong>de</strong> semiconductor“), die wie<br />
ein Kon<strong>de</strong>nsator Ladungen sammeln können, repräsentiert. Der physikalisch relevante Teil ist dabei<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Übergang zwischen einem p- <strong>und</strong> einem n-dotierten Halbleiter. Im Übergangsbereich diff<strong>und</strong>ieren<br />
Elektronen vom n-Halbleiter in <strong>de</strong>n p-Halbleiter bzw. Defektelektronen („Löcher“) vom p-Halbleiter in<br />
<strong>de</strong>n n-Halbleiter, wodurch ein Diffusionsstrom entsteht. Dieser fließt solange, bis ein<br />
Gleichgewichtszustand erreicht ist. Der räumliche Bereich, <strong><strong>de</strong>r</strong> durch <strong>de</strong>n dabei auftreten<strong>de</strong>n<br />
Potentialabfall gekennzeichnet ist, bezeichnet man als Depletionszone. Trifft ein Photon <strong><strong>de</strong>r</strong> Energie<br />
E auf einen Halbleiter, dann können Elektronen aus <strong>de</strong>m Leitungsband in das Valenzband angehoben<br />
γ<br />
wer<strong>de</strong>n, wenn die Energie E γ ausreicht, die Bandlücke (das „gap“) zu überwin<strong>de</strong>n. Auf diese Weise<br />
entsteht ein Elektron-Lochpaar („innerer Fotoeffekt“), das jedoch nicht wie<strong><strong>de</strong>r</strong> rekombinieren kann, da
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
es durch <strong>de</strong>n Potentialabfall in <strong><strong>de</strong>r</strong> Depletionszone räumlich getrennt wird. Auf diese Weise sammeln<br />
sich im Bereich <strong>de</strong>s Pixels Ladungen an. Dieser Effekt läßt sich verstärken, wenn man auf <strong>de</strong>n p-<br />
Halbleiter eine nur Bruchteile eines Mikrometers dicke Isolatorschicht aufbringt <strong>und</strong> darauf eine<br />
Metallelektro<strong>de</strong> setzt („Gate“). Gewöhnlich verwen<strong>de</strong>t man als Substrat p-dotiertes Silizium <strong>und</strong> als<br />
Isolationsschicht Siliziumdioxid ( SiO 2 ). Legt man nun am Gate eine positive Spannung an, dann<br />
sammeln sich die durch <strong>de</strong>n inneren Fotoeffekt erzeugten freien Elektronen im Bereich <strong><strong>de</strong>r</strong> Substrat-<br />
Isolator-Grenze an, während die Löcher in das Innere <strong>de</strong>s Halbleitermaterials abgedrängt wer<strong>de</strong>n. Auf<br />
diese Weise entsteht ein Potentialtopf, <strong><strong>de</strong>r</strong> sich mit Ladungsträgern füllen läßt. Eine Raumladungszone<br />
verhin<strong><strong>de</strong>r</strong>t die Rekombination <strong><strong>de</strong>r</strong> darin enthaltenen Elektronen mit <strong>de</strong>n Löchern. Jetzt braucht diese<br />
während <strong><strong>de</strong>r</strong> Lichteinwirkung angesammelte Ladung nur noch in eine Spannung umgewan<strong>de</strong>lt <strong>und</strong> auf<br />
eine geeignete Art <strong>und</strong> Weise ausgelesen zu wer<strong>de</strong>n. Ein Problem dabei ist, das im Bereich <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Raumladungszone natürlich auch thermische Elektronen-Loch-Paare entstehen. Diese Elektronen<br />
wer<strong>de</strong>n natürlich auch im Potentialtopf gefangen. Bei Zimmertemperatur ist dieser Dunkelstrom so<br />
groß, daß die CCD innerhalb weniger Dutzend Sek<strong>und</strong>en bereits ihren Sättigungszustand erreicht.<br />
Deshalb sind bei han<strong>de</strong>lsüblichen Digitalkameras auch keine langen Belichtungszeiten möglich.<br />
Astronomisch brauchbare CCD-Arrays wer<strong>de</strong>n aus diesem Gr<strong>und</strong> gewöhnlich mit flüssigem Stickstoff<br />
gekühlt, um das thermische Rauschen zu unterdrücken. Amateur-CCD’s besitzen zumin<strong>de</strong>st ein<br />
Peltier-Element, um <strong>de</strong>n Chip bis zu 40° unter die Umgebungstemperatur zu kühlen.<br />
Ein aktives Element besteht aus drei <strong><strong>de</strong>r</strong> beschriebenen MOS-„Kon<strong>de</strong>nsatoren“, viele davon bil<strong>de</strong>n<br />
eine CCD-Zeile <strong>und</strong> viele Zeilen wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um die lichtempfindliche Fläche <strong>de</strong>s Detektors. Während <strong>de</strong>s<br />
Belichtungsvorgangs in <strong><strong>de</strong>r</strong> CCD-Kamera wird an das Gate <strong><strong>de</strong>r</strong> mittleren MOS-Struktur eine kleine<br />
positive Spannung angelegt. Die Gates <strong><strong>de</strong>r</strong> benachbarten MOS-Strukturen wer<strong>de</strong>n dagegen auf einer<br />
niedrigeren Spannung gehalten (z.B. 0 V). Auf diese Weise wird eine Potentialbarriere aufgebaut,<br />
welche die aktiven, d.h. ladungssammeln<strong>de</strong>n MOS-Strukturen durch jeweils zwei Elektro<strong>de</strong>n von ihren<br />
aktiven Nachbarn trennt. In<strong>de</strong>m man nach <strong><strong>de</strong>r</strong> Belichtung die Potentiale dieser Gates in einem<br />
bestimmten Regime än<strong><strong>de</strong>r</strong>t (Multiplexbetrieb, „charge coupling“), kann man erreichen, daß die<br />
gesammelten Ladungen von Element zu Element verschoben wer<strong>de</strong>n, bis sie am Rand <strong><strong>de</strong>r</strong> CCD-Zeile<br />
angelangt sind. Dort befin<strong>de</strong>t sich die sogenannte Auslesespalte. Sie unterschei<strong>de</strong>t sich von einer<br />
normalen CCD-Spalte nur dahingehend, daß in ihr die Ladungen rechtwinklig zur bisherigen Richtung<br />
bewegt wer<strong>de</strong>n. Das letzte Element dieser Spalte ist schließlich mit einem Analog-Digital-Wandler<br />
verb<strong>und</strong>en, welcher die Größe <strong><strong>de</strong>r</strong> in diesem Pixel angesammelten Ladung digitalisiert, damit sie von<br />
einem Computer bearbeitet wer<strong>de</strong>n kann.<br />
Die Auslesezeit ist ein wichtiger technischer Parameter. Sie muß so ausgelegt wer<strong>de</strong>n, daß das auf <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
CCD gespeicherte Ladungsmuster beim Lesevorgang nicht verwischt wird.<br />
Das Ergebnis einer CCD-Aufnahme ist vom Prinzip her nichts weiter als eine Tabelle, die genauso<br />
viele Zeilen enthält wie die CCD Pixel hat. Dabei ist je<strong>de</strong>m Pixelin<strong>de</strong>x eine ganze Zahl zugeordnet, die<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> angesammelten Ladung in <strong>de</strong>m entsprechen<strong>de</strong>n CCD-Element proportional ist. Der Wertebereich<br />
dieser Zahlen hängt vom Auflösungsvermögen <strong>de</strong>s verwen<strong>de</strong>ten Analog-Digitalwandlers ab. Er<br />
bestimmt im Wesentlichen auch die Dynamik <strong><strong>de</strong>r</strong> CCD-Kamera (genauer, <strong><strong>de</strong>r</strong>en „Bildtiefe“). Eine<br />
Auflösung von 12 Bit liefert <strong>de</strong>mnach einen Wertebereich von<br />
29<br />
12<br />
2 ={0..4095}. Eine Auflösung von 2
30<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Byte (=16 Bit) liefert Pixelwerte zwischen 0 <strong>und</strong> 65535. Die meisten in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> eingesetzten<br />
CCD-Kameras arbeiten mit dieser Auflösung.<br />
Für die Speicherung astronomischer Bilddaten (aber auch Meßwerten von Radioteleskopen) hat man<br />
übrigens ein eigenes Datenformat entwickelt. Es wird als „Flexible Image Transport System“<br />
bezeichnet o<strong><strong>de</strong>r</strong> kurz „FITS“ genannt. Es garantiert, daß überall auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Welt Profiastronomen <strong>und</strong><br />
Amateure in die Lage versetzt wer<strong>de</strong>n (z.B. über das Internet) einheitlich, geräteunabhängig <strong>und</strong><br />
standardisiert auf die in diesem Format gespeicherten Daten zuzugreifen. Mittlerweile wird dieses<br />
Format auch von vielen Bildverarbeitungsprogrammen gelesen <strong>und</strong> verarbeitet.<br />
Funktionsweise eines „CCD-Pixels“ im Bän<strong><strong>de</strong>r</strong>mo<strong>de</strong>ll einer MOS-Struktur. Unter Einwirkung von<br />
Licht geeigneter Wellenlänge kann <strong><strong>de</strong>r</strong> „Potentialtopf“ mit Elektronen gefüllt wer<strong>de</strong>n, die aus <strong>de</strong>m<br />
Leitungsband stammen. Legt man an die MOS-Kon<strong>de</strong>nsatoren-Kette mit Hilfe eines Taktgenerators<br />
eine bestimmte Impulsfolge an, so läßt sich die darin angesammelte elektrische Ladung in Form von<br />
Paketen kontrolliert an <strong><strong>de</strong>r</strong> Oberfläche eines Si-Substrats zu einem Auslesepixel transportieren<br />
CCD’s können natürlich auch überbelichtet wer<strong>de</strong>n. Das ist dann <strong><strong>de</strong>r</strong> Fall, wenn in einem CCD-<br />
Element die Sättigungsladung erreicht ist o<strong><strong>de</strong>r</strong> – profan gesprochen – <strong><strong>de</strong>r</strong> Potentialtopf voll ist. Wird<br />
diese Sättigungsladung überschritten, dann laufen die überschüssigen Elektronen in die Potentialtöpfe<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> benachbarten Pixel. Auf Himmelsaufnahmen sieht man dann längliche, spitz zulaufen<strong>de</strong> Streifen,<br />
die von einem hellen Stern ausgehen. Diese zumeist unerwünschte Erscheinung wird als „Blooming-<br />
Effekt“ bezeichnet. Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Sensoren sind häufig auch in einer Variante mit Blooming-<br />
Unterdrückung verfügbar. Durch spezielle Strukturen zwischen <strong>de</strong>n lichtempfindlichen Elementen
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
lassen sich dort die überschüssigen Ladungen ableiten ohne daß sie die Nachbarpixel beeinflussen<br />
können. Das erfolgt jedoch auf Kosten <strong><strong>de</strong>r</strong> Empfindlichkeit <strong>und</strong> auf Kosten <strong><strong>de</strong>r</strong> Photometriegenauigkeit.<br />
Astronomisch genutzte CCD’s bestehen aus ungefähr 1Kx1K bis zu 8Kx8K (K=1024) Pixeln, <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Größe zwischen 7µm <strong>und</strong> 20µm liegt. Im Vergleich zu Fotoplatten sind CCD’s winzig klein. Das<br />
schränkt ihren Einsatz für Surveys entschei<strong>de</strong>nd ein, soweit man nicht mehrere von ihnen zu größeren<br />
Arrays zusammenfaßt. Zur Untersuchung von Einzelobjekten sind sie dagegen <strong><strong>de</strong>r</strong> herkömmlichen<br />
Fotografie haushoch überlegen:<br />
§ Die Quantenausbeute (=Effizienz <strong>de</strong>s Detektors) erreicht im empfindlichen Wellenlängenbereich<br />
bis zu 90%, d.h. fast alle einfallen<strong>de</strong>n Photonen führen zu einer Vergrößerung <strong><strong>de</strong>r</strong> Ladungsdichte in<br />
<strong>de</strong>m entsprechen<strong>de</strong>n CCD-Element.<br />
§ Die angesammelte Ladung ist <strong><strong>de</strong>r</strong> Intensität <strong>de</strong>s einfallen<strong>de</strong>n Lichts direkt proportional, d.h. es tritt<br />
kein Schwarzschild-Effekt auf.<br />
§ Durch Kühlung kann man <strong>de</strong>n Dunkelstrom soweit unterdrücken, daß sogar mehrstündige<br />
Belichtungszeiten möglich wer<strong>de</strong>n.<br />
§ Das Signal-Rausch-Verhältnis läßt sich verbessern, wenn man viele relativ kurzbelichtete<br />
Aufnahmen rechentechnisch überlagert („aufaddiert“).<br />
§ Die Spektrale Empfindlichkeit, die im roten Bereich bei Wellenlängen um 650 nm ihr Maximum<br />
hat, kann mittels spezieller Beschichtungen o<strong><strong>de</strong>r</strong> durch die Verwendung von „back illuminated<br />
CCD’s“ bis in <strong>de</strong>n UV-Bereich hin ausge<strong>de</strong>hnt wer<strong>de</strong>n.<br />
Beim Einsatz einer CCD-Kamera sollte die Pixelgröße so gewählt wer<strong>de</strong>n, daß mehrere Pixel die<br />
Größe eines Seeingscheibchens (bzw. bei adaptiver Optik <strong>de</strong>s effektiven Beugungsscheibchens)<br />
über<strong>de</strong>cken. Für manche Zwecke ist es auch sinnvoll, mehrere Pixel elektronisch zu einem<br />
„Superpixel“ zusammenzufassen, was man als „Binning“ bezeichnet. Man unterschei<strong>de</strong>t dabei<br />
zwischen Hardware-Binning <strong>und</strong> Software-Binning. Beim Hardware-Binning faßt man beim<br />
Auslesevorgang die Ladungen mehrerer Pixel zusammen, was letztendlich zu einem verbesserten<br />
Signal-Rausch-Verhältnis führt. Wenn es auf die Auflösung nicht so genau ankommt, kann man mit<br />
diesen Verfahren noch Lichtquellen sehr geringer Intensität nachweisen (Deep-Sky-Fotografie). Wenn<br />
man die Pixel erst im Zuge <strong><strong>de</strong>r</strong> Bildverarbeitung zusammenfaßt, spricht man vom Software-Binning.<br />
Ein Rohbild („science frame“) muß auf je<strong>de</strong>m Fall noch nachbearbeitet wer<strong>de</strong>n, bevor es auf einem<br />
elektronischen Datenträger archiviert wird. Diese Korrektur besteht aus zwei Schritten <strong><strong>de</strong>r</strong>en Ziel es ist,<br />
Fehler durch eine umgebungs- <strong>und</strong> herstellungsbedingte ungleichmäßige Empfindlichkeit <strong><strong>de</strong>r</strong> Pixel<br />
auszugleichen (Flatfield-Korrektur) sowie um das thermische Rauschen in Abzug zu bringen.<br />
Dunkelbild-Korrektur<br />
Ein Dunkelbild erstellt man möglichst zeitnah mit <strong><strong>de</strong>r</strong> gleichen Belichtungszeit wie die eigentliche<br />
Aufnahme – nur mit völlig abge<strong>de</strong>cktem Chip. Auf diese Weise erfaßt man das thermische Rauschen<br />
über die Aufnahmefläche.<br />
31
Flatfield-Korrektur<br />
32<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Flatfield-Korrektur kann man unterschiedliche Pixelempfindlichkeiten, die Auswirkungen von<br />
Staub auf optischen Flächen sowie eine ungleichmäßige Ausleuchtung <strong>de</strong>s Chips durch Vignettierung-<br />
<strong>und</strong> Beugungserscheinungen ausgleichen. Dazu wird lediglich eine gleichmäßig beleuchtete weiße<br />
Fläche aufgenommen. Das geschieht in <strong><strong>de</strong>r</strong> Regel auf die Weise, daß man vor Beginn o<strong><strong>de</strong>r</strong> am En<strong>de</strong><br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtungsnacht ein Stück Dämmerungshimmel aufnimmt <strong>und</strong> als Flatfield speichert.<br />
Bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Korrektur wird in einem Bildbearbeitungsprogramm (o<strong><strong>de</strong>r</strong> bereits in <strong><strong>de</strong>r</strong> Aufnahmesoftware)<br />
für je<strong>de</strong>s Pixel folgen<strong>de</strong> Rechnung ausgeführt:<br />
S[ m, n] − D[ m, n]<br />
Skorr[ m, n]<br />
= [1.12]<br />
F [ n. m]<br />
D=Dunkelbild, F=Flatfield, S=Originalaufnahme, [m,n] Pixelin<strong>de</strong>x Zeile-Spalte<br />
Das korrigierte Bild ist dann das Bild, welches für die weitere wissenschaftliche Bearbeitung<br />
verwen<strong>de</strong>t wird.<br />
Bei langen Belichtungszeiten gelangt man bei helleren Sternen, die sich neben <strong>de</strong>m aufzunehmen<strong>de</strong>n<br />
Objekt im Bildfeld befin<strong>de</strong>n, sehr schnell in <strong>de</strong>n Bereich <strong><strong>de</strong>r</strong> Pixelsättigung (Blooming). Dieser Effekt<br />
läßt sich vermei<strong>de</strong>n, wenn man eine Serie von relativ kurzbelichteten Aufnahmen aufaddiert.<br />
Außer<strong>de</strong>m verringert sich dabei das Rauschen mit 1 / n , wenn n die Anzahl <strong><strong>de</strong>r</strong> Einzelaufnahmen ist.<br />
Sek<strong>und</strong>ärelektronenvervielfacher (SEV)<br />
Ein SEV o<strong><strong>de</strong>r</strong> Photomultiplier ist ein Gerät, welches auf <strong>de</strong>m äußeren lichtelektrischen Effekt beruht.<br />
Ein Photon löst aus einer Photokatho<strong>de</strong> ein Elektron heraus, welches in einem elektrischen Feld<br />
beschleunigt wird <strong>und</strong> auf eine Prallano<strong>de</strong> – die sogenannte Dyno<strong>de</strong> – trifft. Dort löst sie mehrere<br />
Sek<strong>und</strong>ärelektronen heraus, die wie<strong><strong>de</strong>r</strong> beschleunigt wer<strong>de</strong>n <strong>und</strong> auf eine weitere Dyno<strong>de</strong> treffen usw.<br />
bis sie zur letzten Elektro<strong>de</strong> – <strong><strong>de</strong>r</strong> Ano<strong>de</strong> – gelangen. Durch diesen kaska<strong>de</strong>nartigen Prozeß kann das<br />
Eingangssignal bis auf das 100 Millionenfache verstärkt wer<strong>de</strong>n. Mit einer Quanteneffizienz von z.T.<br />
über 30% gehört <strong><strong>de</strong>r</strong> Photomultiplier <strong>de</strong>shalb mit zu <strong>de</strong>n empfindlichsten optischen<br />
Strahlungsmeßgeräten, die bei <strong><strong>de</strong>r</strong> astronomischen Beobachtung zum Einsatz gelangen. Mit ihm kann<br />
man sogar einzelne Photonen nachweisen. Außer<strong>de</strong>m ist auch bei diesem Gerät – wie bei <strong><strong>de</strong>r</strong> CCD –<br />
das Ausgangssignal <strong><strong>de</strong>r</strong> einfallen<strong>de</strong>n Lichtintensität direkt proportional. Die spektrale Empfindlichkeit<br />
reicht vom nahen Infrarot bis in <strong>de</strong>n UV-Bereich <strong>und</strong> hängt in erster Linie vom Katho<strong>de</strong>nmaterial ab.<br />
In <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> wird er vornehmlich bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtung verän<strong><strong>de</strong>r</strong>licher Sterne bzw. unter<br />
Verwendung von Farbfiltern zur Mehrfarbenfotometrie eingesetzt. Beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s vorteilhaft ist <strong><strong>de</strong>r</strong> geringe<br />
Meßfehler, <strong><strong>de</strong>r</strong> häufig unter 1% gedrückt wer<strong>de</strong>n kann. Nachteilig ist, daß sich die Helligkeit immer<br />
nur von einem Stern zur gleichen Zeit messen läßt. Photomultiplier wer<strong>de</strong>n <strong>de</strong>shalb nach <strong>und</strong> nach –<br />
soweit sinnvoll - durch mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne CCD-Kameras ersetzt.<br />
Sternphotometer montiert man so an ein Teleskop, daß <strong><strong>de</strong>r</strong> Stern in <strong><strong>de</strong>r</strong> Fokalebene genau in die<br />
Öffnung einer Lochblen<strong>de</strong> abgebil<strong>de</strong>t wird. Diese Blen<strong>de</strong> verhin<strong><strong>de</strong>r</strong>t, daß benachbarte Sterne bzw. <strong><strong>de</strong>r</strong>
<strong>Astronomie</strong> im optischen <strong>und</strong> infraroten Spektralbereich<br />
Himmelshintergr<strong>und</strong> die Meßwerte verfälschen. Die Größe <strong><strong>de</strong>r</strong> Blen<strong>de</strong> wird dabei so gewählt, daß auch<br />
die äußeren Bereiche <strong>de</strong>s Beugungs- bzw. Seeingscheibchens darin noch Platz haben. In <strong><strong>de</strong>r</strong> Praxis<br />
haben sich für diesen Zweck Irisblen<strong>de</strong>n bewährt. Hinter <strong><strong>de</strong>r</strong> Blen<strong>de</strong> beginnt <strong><strong>de</strong>r</strong> Meßstrahlengang. In<br />
ihm wer<strong>de</strong>n u.a. Filter angebracht, wobei die spektralen Durchlässigkeiten <strong><strong>de</strong>r</strong> Filter so ausgewählt<br />
wird, daß sie in Kombination mit <strong><strong>de</strong>r</strong> wellenlängenabhängigen Empfindlichkeit <strong><strong>de</strong>r</strong> Photokato<strong>de</strong> <strong>de</strong>s<br />
SEV die gewünschte Durchlaßkurven möglichst gut annähern. Eine Fabry-Linse projiziert schließlich<br />
das Sternbildchen leicht extrafokal auf eine kleine Fläche <strong><strong>de</strong>r</strong> Photokatho<strong>de</strong>.<br />
Schematischer Aufbau eines Photomultipliers<br />
Mit Photometer hoher Zeitauflösung beobachtet man auch Sternbe<strong>de</strong>ckungen durch <strong>de</strong>n Mond. Aus<br />
<strong>de</strong>n dabei während <strong>de</strong>s Be<strong>de</strong>ckungsvorgangs entstehen<strong>de</strong>n Beugungsmustern lassen sich z.B. die<br />
Winkeldurchmesser <strong><strong>de</strong>r</strong> Sterne, die be<strong>de</strong>ckt wer<strong>de</strong>n, ableiten. Man hat mit dieser Metho<strong>de</strong> auch schon<br />
sehr enge Doppelsterne ent<strong>de</strong>ckt.<br />
Bolometer<br />
Eine weitere Metho<strong>de</strong> zur Strahlungsmessung beruht auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Ausnutzung <strong>de</strong>s thermoelektrischen<br />
Effekts, auch Seebeck-Effekt genannt. Wenn Strahlung – z.B. Wärmestrahlung – auf eine geschwärzte<br />
Fläche fällt, dann wird diese Strahlung absorbiert wodurch es zu einer geringfügigen Erwärmung<br />
kommt. Diese Erwärmung versucht man mit Hilfe von Bolometer zu messen.<br />
Ein klassisches Bolometer (von griech. „bole“=Strahlung) ist im Wesentlichen ein Thermoelement,<br />
welches aus zwei verlöteten Metallen (z.B. Platin <strong>und</strong> Silber) besteht. Wird die z.B. mit Ruß<br />
geschwärzte Lötstelle durch Strahlung erwärmt, fließt ein elektrischer Strom (Thermostrom), <strong>de</strong>n man<br />
verstärken <strong>und</strong> über eine Brückenschaltung messen kann.<br />
Ein Bolometer kann Strahlung aller Wellenlängen aufnehmen, die von ihm absorbiert wer<strong>de</strong>n. Deshalb<br />
ist er auch für Messungen im Infraroten bis zum Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeter-Bereich geeignet. Ein<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong>artiges Bolometer wird unmittelbar in <strong><strong>de</strong>r</strong> Brennebene <strong>de</strong>s Fernrohrs (o<strong><strong>de</strong>r</strong> Radiospiegels)<br />
angebracht. Um ein genaueres Signal zu erhalten, wechselt man in kurzer Folge zwischen Objekt <strong>und</strong><br />
Himmelshintergr<strong>und</strong> hin <strong>und</strong> her (z.B. 10-mal pro Sek<strong>und</strong>e) <strong>und</strong> mißt die Differenz <strong><strong>de</strong>r</strong> bei<strong>de</strong>n Signale.<br />
33
34<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Damit lassen sich Störeinflüsse, die durch die Fluktuationen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre entstehen,<br />
verringern.<br />
Um das thermische Rauschen auszuschalten, muß <strong><strong>de</strong>r</strong> Detektor entsprechend gekühlt wer<strong>de</strong>n.<br />
An mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nen Teleskopen setzt man Thermoelemente als Bolometer nicht mehr ein. Zur<br />
Strahlungsmessung wer<strong>de</strong>n spezielle Halbleiterbauelemente verwen<strong>de</strong>n, die vom Prinzip her das<br />
Gleiche leisten. 1961 wur<strong>de</strong> von FRANK LOW ein Detektor entwickelt, <strong><strong>de</strong>r</strong> aus Gallium-gedopten<br />
Germanium besteht. Man muß ihn mit flüssigem Helium kühlen, damit er effektiv arbeiten kann.<br />
Gemessen wird eine Än<strong><strong>de</strong>r</strong>ung <strong>de</strong>s Wi<strong><strong>de</strong>r</strong>stan<strong>de</strong>s <strong>de</strong>s Germanium-Kristalls sobald er sich durch<br />
Einwirkung von Infrarotstrahlung erwärmt. Die absorbierte Strahlungsenergie wird bei diesem<br />
Vorgang in Gitterschwingungen umgewan<strong>de</strong>lt die wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um das Wi<strong><strong>de</strong>r</strong>standsverhalten <strong>de</strong>s Halbleiters<br />
beeinflussen.<br />
In mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nen Halbleiter-Bolometern bil<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Absorber <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Detektor eine Einheit. Eine größere<br />
Anzahl <strong><strong>de</strong>r</strong>artiger Komposit-Bolometer lassen sich sogar in einen bildgeben<strong>de</strong>n 2D-Detektor<br />
zusammenfassen. Ein <strong><strong>de</strong>r</strong>artiger Detektor arbeitet z.B. in einem Wellenlängenbereich zwischen<br />
2 µ m < λ < 5000µ<br />
m . Er muß jedoch mit flüssigen Helium (0.4 K
Analysegeräte<br />
Analysegeräte<br />
Elektromagnetische Strahlung ist die wichtigste Informationsquelle in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong>. Zu ihrer<br />
Analyse wur<strong>de</strong>n die verschie<strong>de</strong>nsten Meßgeräte entwickelt, um aus ihren quantifizierbaren<br />
Eigenschaften die physikalischen Bedingungen am Ort ihrer Entstehung o<strong><strong>de</strong>r</strong> Modifikation abzuleiten.<br />
Dazu steht seit <strong>de</strong>m Beginn <strong>de</strong>s Raumflugzeitalters <strong>de</strong>m Astronomen quasi das gesamte Frequenzband<br />
von <strong><strong>de</strong>r</strong> harten Gammastrahlung bis hin zu langwelligen Radiowellen zur Beobachtung zur Verfügung.<br />
Gera<strong>de</strong> die Frequenzbereiche, die von <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdoberfläche aus aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Absorptionseigenschaften<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Atmosphäre unzugänglich sind, haben in <strong>de</strong>n letzten Jahrzehnten zu vielen überraschen<strong>de</strong>n<br />
Ent<strong>de</strong>ckungen geführt. Als ein beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s prägnantes Beispiel sei hier nur die Ent<strong>de</strong>ckung <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
kosmischen Gammastrahlungsburster genannt.<br />
Daneben wur<strong>de</strong>n <strong>und</strong> wer<strong>de</strong>n weitere Informationsquellen erschlossen. Neben <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen<br />
Partikelstrahlung sind die Neutrinos <strong>und</strong> nicht zuletzt die Gravitationswellen Gegenstand intensiver<br />
Forschung, die auch eine Herausfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ung an die Technologie ihres Nachweises <strong>und</strong> ihrer Messung<br />
stellen.<br />
In diesem Abschnitt sollen jedoch in erster Linie die Geräte <strong>und</strong> Metho<strong>de</strong>n behan<strong>de</strong>lt wer<strong>de</strong>n, die<br />
insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e in <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen <strong>Astronomie</strong> zum Einsatz kommen <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Analyse von Licht dienen.<br />
Spektrographen <strong>und</strong> Spektroskope<br />
<strong>Astrophysik</strong> im Unterschied zur klassischen <strong>Astronomie</strong> wur<strong>de</strong> eigentlich erst möglich, nach<strong>de</strong>m<br />
GUSTAV ROBERT KIRCHHOFF (1824-1887) <strong>und</strong> ROBERT WILHELM BUNSEN (1811-1899) die<br />
Spektralanalyse auf eine experimentelle Gr<strong>und</strong>lage stellten. Mit ihrer Hilfe ließen sich auf einmal<br />
Informationen über die stoffliche Zusammensetzung <strong>und</strong> über die physikalischen Zustandsgrößen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Himmelskörper, die ja von <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> aus prinzipiell unerreichbar sind, gewinnen. Bis heute ist die<br />
Spektroskopie <strong>und</strong> Spektralanalyse eine außeror<strong>de</strong>ntlich wichtige Disziplin <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong>n<br />
<strong>Astronomie</strong> geblieben.<br />
Unter Spektroskopie versteht man ganz allgemein die Zerlegung von Strahlung in ihre Bestandteile.<br />
Licht besteht z.B. aus einem Gemisch von elektromagnetischen Wellen verschie<strong>de</strong>ner Frequenzen.<br />
Dieses Licht wird in einem Spektralapparat in ein Spektrum zerlegt, in <strong>de</strong>m die einzelnen Lichtanteile<br />
nach ihrer Frequenz (bzw. Wellenlänge) angeordnet sind.<br />
Um ein optisches Spektrum zu erzeugen, kann man zwei verschie<strong>de</strong>ne physikalische Prozesse<br />
ausnutzen: einmal die Brechung (z.B. unter Verwendung eines Glasprismas) <strong>und</strong> zum an<strong><strong>de</strong>r</strong>en die<br />
Beugung (unter Verwendung eines Beugungsgitters).<br />
Bei einem Prismenspektrograph wird das Sternlicht durch ein Glasprisma geleitet. Nach <strong>de</strong>m<br />
Brechungsgesetz<br />
n sinα = n sin β<br />
[1.13]<br />
l g<br />
35
36<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
wird ein monochromatischer Lichtstrahl beim Durchdringen <strong><strong>de</strong>r</strong> Grenzfläche Luft (Brechungsin<strong>de</strong>x<br />
n ≈1)<br />
– Glas (Brechungsin<strong>de</strong>x n g ) zum Lot hin gebrochen.<br />
l<br />
Da <strong><strong>de</strong>r</strong> Brechungsin<strong>de</strong>x n g <strong>de</strong>m Quadrat <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlänge λ umgekehrt proportional ist, wird<br />
kurzwelliges Licht stärker zum Lot hin abgelenkt als langwelliges Licht.<br />
Bezeichnet man ganz allgemein <strong>de</strong>n Ablenkungswinkel mit ϑ , dann ergibt sich für die<br />
Winkeldispersion<br />
dϑ dn<br />
~<br />
dλ dλ<br />
<strong>und</strong> wegen<br />
dϑ<br />
n ~ λ ~ λ<br />
dλ<br />
⇒ [1.14]<br />
−2 −3<br />
Hieraus erkennt man schon <strong>de</strong>n größten Nachteil eines Prismenspektrographen: Die Dispersionskurve<br />
ist nicht linear. Aus diesem Gr<strong>und</strong> wer<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong>artige Spektrographen in <strong><strong>de</strong>r</strong> astronomischen Praxis nur<br />
noch selten verwen<strong>de</strong>t.<br />
Ein Beugungsgitter als dispergieren<strong>de</strong>s Element besitzt diesen Nachteil nicht. Es besteht aus einer<br />
großen Anzahl paralleler Striche (o<strong><strong>de</strong>r</strong> Stufen) mit einem Abstand d (<strong><strong>de</strong>r</strong> Gitterkonstante), die z.B. mit<br />
einem Diamanten auf eine planparallele Glasplatte geritzt sind.<br />
Bezeichnet man mit ϑ E <strong>de</strong>n Einfallswinkel <strong>und</strong> mit ϑ A <strong>de</strong>n Ausfallswinkel, dann ergibt sich aus <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Beugungstheorie für <strong>de</strong>n Gangunterschied zwischen zwei benachbarten Strahlen:<br />
(sinϑ − sin ϑ ) d = k λ ( k = ± 1, ± 2, ... → Beugungsordnung)<br />
[1.15]<br />
A E<br />
Praktisch ist die Anzahl <strong><strong>de</strong>r</strong> Ordnungen aus geometrischen Grün<strong>de</strong>n begrenzt. Man kann leicht zeigen,<br />
das folgen<strong>de</strong> Beziehung<br />
k<br />
max<br />
2d<br />
= [1.16]<br />
λ<br />
gilt. Nachteilig ist jedoch, daß die durch ein Beugungsgitter entstehen<strong>de</strong>n Spektren bei größer<br />
wer<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n k immer länger wer<strong>de</strong>n <strong>und</strong> dabei irgendwann überlappen. Durch konstruktive Maßnahmen<br />
(z.B. durch einen Predisperser bzw. mittels Farbfilter) läßt sich diese Überlappung bei höheren<br />
Ordnungen vermei<strong>de</strong>n.<br />
Die Winkeldispersion ist natürlich auch abhängig von <strong><strong>de</strong>r</strong> Beugungsordnung <strong>und</strong> ergibt sich aus (1.15)<br />
durch Differentiation nach <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlänge λ ( ϑ E als Konstante betrachten):<br />
dϑA k<br />
= [1.17]<br />
dλ d cosϑ<br />
A<br />
Wie man sieht, ist sie im Gegensatz zu (1.14) wellenlängenunabhängig.<br />
Eine weitere wichtige Kenngröße für ein optisches Gitter ist das Auflösungsvermögen. Es ist <strong>de</strong>finiert<br />
durch <strong>de</strong>n Quotienten aus Wellenlänge <strong>und</strong> <strong>de</strong>m gera<strong>de</strong> noch unterscheidbaren Wellenlängenintervall:
Analysegeräte<br />
R<br />
λ<br />
= [1.18]<br />
∆ λ<br />
Für ein Prisma mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Basislänge b gilt<br />
n g<br />
R = b [1.19]<br />
∆ λ<br />
<strong>und</strong> für ein Gitter mit insgesamt N Strichen auf seiner Gesamtfläche<br />
R = k N<br />
[1.20]<br />
Schon mit kleinen Beugungsgittern erhält man bei einer entsprechend hohen Strichzahl eine be<strong>de</strong>utend<br />
bessere spektrale Auflösung als mit einem Glasprisma. In <strong><strong>de</strong>r</strong> Praxis wer<strong>de</strong>n Gitter mit 300 bis 1800<br />
Linien pro Millimeter verwen<strong>de</strong>t.<br />
Beugungsgitter gibt es als Transmissionsgitter <strong>und</strong> als Reflektionsgitter. Bei <strong>de</strong>n meisten an<br />
Teleskopen genutzten Spektrographen wer<strong>de</strong>n Reflektionsgitter verwen<strong>de</strong>t. Dabei han<strong>de</strong>lt es sich<br />
zumeist um sogenannte Blaze-Gitter, die in <strong><strong>de</strong>r</strong> Lage sind, bis zu 80% <strong>de</strong>s Lichtes eines Objektes<br />
bevorzugt in einem Spektrum einer bestimmten Ordnung zu konzentrieren. Das erreicht man durch<br />
eine spezielle, sägezahnartige Form <strong><strong>de</strong>r</strong> Furchen.<br />
Mit Blaze-Gitter, bei <strong>de</strong>nen <strong><strong>de</strong>r</strong> Lichteintritt sehr schräg erfolgt, lassen sich in höheren Ordnungen<br />
(k=50 .. 100) sehr große Dispersionen erzielen. Man bezeichnet <strong><strong>de</strong>r</strong>artige Gitter auch als Echelle-<br />
Gitter. Sie wer<strong>de</strong>n gern in ortsfesten Cou<strong>de</strong>`-Spektrographen (s.u.) eingesetzt.<br />
In <strong><strong>de</strong>r</strong> astronomischen Spektroskopie verwen<strong>de</strong>t man überwiegend Spaltspektrographen, die<br />
vollständig aus spiegeln<strong>de</strong>n optischen Bauteilen aufgebaut sind. Das Licht (z.B. eines Sterns) wird<br />
durch die Teleskopoptik auf einen schmalen Spalt fokussiert <strong>und</strong> mittels eines Kollimatorspiegels in<br />
ein entsprechend großes paralleles Lichtbün<strong>de</strong>l umgewan<strong>de</strong>lt, welches auf das schräg stehen<strong>de</strong> Blaze-<br />
Gitter gelenkt wird. Dort erfolgt die spektrale Zerlegung <strong>de</strong>s Lichts <strong>und</strong> das dabei entstehen<strong>de</strong><br />
Spektrum wird über eine weitere Optik (z.B. einer Schmidt-Kamera) auf <strong>de</strong>n Detektor (welcher heute<br />
meistens ein CCD-Chip ist) abgebil<strong>de</strong>t.<br />
Spaltspektrographen wer<strong>de</strong>n oft am Cassegrain-, Nasmyth- o<strong><strong>de</strong>r</strong> Cou<strong>de</strong>`-Fokus eines Teleskops<br />
betrieben. Cou<strong>de</strong>`-Spektrographen können sehr große Ausmaße annehmen. Sie wer<strong>de</strong>n (um Meßfehler<br />
zu minimieren) in speziell temperierten Räumen unterhalb eines Teleskops aufgestellt. Durch ihr hohes<br />
spektrales Auflösungsvermögen erlauben sie die <strong>de</strong>taillierte Untersuchung von Sternspektren um z.B.<br />
über die Aufspaltung von Spektrallinien auf die Existenz <strong>und</strong> Größe von Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong>n zu schließen<br />
(Zeeman-Effekt).<br />
Das Auflösungsvermögen eines Spaltspektrographen wird von <strong><strong>de</strong>r</strong> Größe <strong>de</strong>s parallelen<br />
Strahlungsbün<strong>de</strong>ls in Dispersionsrichtung bestimmt <strong>und</strong> ist damit abhängig von <strong><strong>de</strong>r</strong> konkreten Bauart<br />
<strong>de</strong>s Spektrographen. In <strong><strong>de</strong>r</strong> Regel wird die Abbildungsoptik (also die Kamera) so dimensioniert, daß es<br />
das Strahlenbün<strong>de</strong>l mit <strong>de</strong>m Durchmesser D vollständig aufnehmen kann. Das Auflösungsvermögen<br />
wird dann entsprechend (1.5) durch das erste Minimum <strong><strong>de</strong>r</strong> Beugungsfigur bestimmt. Ob sich dieses<br />
Auflösungsvermögen auch wirklich ausnutzen läßt, hängt natürlich auch noch von <strong><strong>de</strong>r</strong> Art <strong>de</strong>s<br />
Detektors ab (Fotoplatte o<strong><strong>de</strong>r</strong> CCD-Array).<br />
37
38<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Zusätzlich zum Objektspektrum wer<strong>de</strong>n (meist ober- <strong>und</strong> unterhalb) Vergleichsspektren aufgenommen.<br />
Sie dienen sowohl <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlängen- als auch <strong><strong>de</strong>r</strong> Intensitätskalibrierung. Zum Vergleich verwen<strong>de</strong>t<br />
man häufig das Licht einer Neon-Eisen-Hohlkatho<strong>de</strong>, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Emissionsspektrum sehr genau bekannt ist.<br />
Spaltspektrographen haben <strong>de</strong>n Nachteil, daß man während <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtungszeit i.d.R. nur von einem<br />
bestimmten Objekt ein Spektrum aufnehmen kann. Wenn es dabei nicht auf eine beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s große<br />
spektrale Auflösung ankommt, kann man anstelle eines Eintrittsspaltes in <strong><strong>de</strong>r</strong> Fokalebene <strong>de</strong>s<br />
Teleskops die Stirnfläche einer Glasfaser, wie sie z.B. in <strong><strong>de</strong>r</strong> Faseroptik verwen<strong>de</strong>t wird, anordnen <strong>und</strong><br />
durch dieses „Lichtleitkabel“ das Sternlicht auf <strong>de</strong>n regulären Spalt eines Spaltspektrographen leiten.<br />
In <strong>de</strong>m man mehrere solcher Glasfasern verwen<strong>de</strong>t, kann man simultan die Spektren einer ganzen<br />
Anzahl etwa gleichheller Objekte gewinnen. Das Hauptproblem ist dabei die Positionierung <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Glasfasereintrittsflächen im Teleskop. Die technischen Lösungen reichen dabei von speziellen<br />
Lochmasken (wobei die Löcher, in <strong>de</strong>nen dann später die Glasfasern stecken, entsprechend einer zuvor<br />
aufgenommenen Himmelsaufnahme an <strong><strong>de</strong>r</strong> Fokalposition <strong><strong>de</strong>r</strong> interessieren<strong>de</strong>n Objekte gebohrt<br />
wer<strong>de</strong>n müssen) bis hin zu frei positionierbaren „Spinnen“, an <strong><strong>de</strong>r</strong>en „Fußspitzen“ die Glasfasern<br />
montiert sind. Während die erste Metho<strong>de</strong> sehr aufwendig ist (für je<strong>de</strong>s zu untersuchen<strong>de</strong> Objektfeld<br />
muß zuvor eine präzise Lochmaske hergestellt wer<strong>de</strong>n), ist die Zweite zwar – was die Mechanik<br />
betrifft – komplizierter, aber dafür lassen sich die Positionen <strong><strong>de</strong>r</strong> Glasfasereintrittsöffnungen relativ<br />
leicht mit entsprechen<strong>de</strong>n Computerprogrammen kontrollieren. Letztere Metho<strong>de</strong> hat sich beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s<br />
bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Bestimmung <strong><strong>de</strong>r</strong> Rotverschiebung weit entfernter Galaxien bewährt. Sie ist sehr ökonomisch,<br />
da sich damit die Spektren von bis zu 100 Galaxien auf einmal aufnehmen lassen.<br />
Typisches optisches Layout eines einfachen Gitterspektrographen. Der Kollimatorspiegel „begradigt“<br />
das vom Spalt ausgehen<strong>de</strong> Lichtbün<strong>de</strong>l <strong>und</strong> reflektiert es auf das Beugungsgitter. Das von dort spektral<br />
aufgespaltene Licht wird vom Kameraspiegel auf <strong>de</strong>n Detektor (heute meistens ein CCD-Chip)<br />
abgebil<strong>de</strong>t, <strong>de</strong>ssen Signal in einem Computer gespeichert <strong>und</strong> weiterverarbeitet wird.
Analysegeräte<br />
Für große Spektraldurchmusterungen – insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e für Sterne – wur<strong>de</strong>n lange Zeit<br />
Objektivprismenspektrographen eingesetzt. Dazu hat man einfach ein Glasprisma so vor das Objektiv<br />
eines Fernrohrs – meist eines Astrographen – angebracht, daß anstelle <strong>de</strong>s Schwärzungsscheibchens<br />
eines Sterns ein zumeist kurzes Spektrum auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Fotoplatte abgebil<strong>de</strong>t wird. Auf diese Weise konnten<br />
sehr effektiv die Spektraltypen sehr vieler Sterne auf einer einzigen Himmelsaufnahme bestimmt<br />
wer<strong>de</strong>n. Detailuntersuchungen sind jedoch aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> zu geringen Dispersionen auf diese Weise<br />
kaum möglich. Aber man kann leicht aus <strong><strong>de</strong>r</strong> riesigen Anzahl <strong><strong>de</strong>r</strong> Objekte, die auf einer<br />
Himmelsaufnahme abgebil<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n, die Interessanteren für Einzeluntersuchungen (wie<br />
Planetarische Nebel, Quasare, Emissionsliniensterne) herausfin<strong>de</strong>n. Deshalb hat man z.B. auch viele<br />
große Schmidteleskope mit Objektivprismen meist geringer Dispersion (um die Reichweite möglichst<br />
wenig zu beeinflussen) ausgestattet. Am Karl-Schwarzschild-Observatorium <strong><strong>de</strong>r</strong> Lan<strong>de</strong>ssternwarte<br />
Thüringen verwen<strong>de</strong>t man beispielsweise ein schwachbrechen<strong>de</strong>s Glasprisma mit einem brechen<strong>de</strong>n<br />
Winkel von lediglich 0.5° (was bei 4 Meter Brennweite zu einer Dispersion von 250 nm/mm bei H γ<br />
führt), um Objekte mit einer außergewöhnlichen Energieverteilung im Kontinuum (wie z.B. aktive<br />
Galaxien) aufzufin<strong>de</strong>n.<br />
Optische Filter<br />
In <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> muß man oft <strong>de</strong>n Strahlungsfluß eines Himmelskörpers in einem mehr o<strong><strong>de</strong>r</strong> weniger<br />
begrenzten Frequenzbereich bestimmen. Im optischen Spektralbereich wer<strong>de</strong>n dafür Filter verwen<strong>de</strong>t,<br />
die – vereinfacht gesagt - nur das Licht einer bestimmten Farbe hindurch lassen. Um z.B. die Farben<br />
von Sternen zu bestimmen, braucht man lediglich Himmelsfel<strong><strong>de</strong>r</strong> mittels bestimmter Kombinationen<br />
von Fotoemulsionen <strong>und</strong> mehr o<strong><strong>de</strong>r</strong> weniger breitbandigen Farbfiltern zu fotografieren. Je nach <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Eigenfarbe (die ein Maß für ihre Oberflächentemperatur ist) wer<strong>de</strong>n die Sterne auf <strong>de</strong>n einzelnen<br />
Fotoplatten mit unterschiedlichen Schwärzungen abgebil<strong>de</strong>t. Die Differenz dieser Schwärzungen<br />
(ausgedrückt in Sternhelligkeiten) – <strong><strong>de</strong>r</strong> Farbenin<strong>de</strong>x – ist dann ein Maß für eine wichtige<br />
physikalische Größe, nämlich <strong><strong>de</strong>r</strong> Oberflächentemperatur <strong>de</strong>s Sterns. Auf dieser Methodik beruht die<br />
beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s in <strong><strong>de</strong>r</strong> Stellarastronomie wichtige fotografische Photometrie. Standardisierte Farbsysteme<br />
(wie das bekannte UBV-System nach Johnson) sind z.B. bestimmten Emulsion-Filterkombinationen<br />
zugeordnet. Natürlich können breit- <strong>und</strong> mittelbandige Farbfilter (die zumeist aus gefärbtem Glas o<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
in Glas eingeschlossener gefärbter Gelatine bestehen) auch mit CCD-Kameras <strong>und</strong> lichtelektrischen<br />
Photometern verwen<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n.<br />
Schmalbandige Filter sind dagegen nicht ganz so leicht herzustellen. Bei einfacheren<br />
Aufgabenstellungen reichen manchmal Kombinationen von herkömmlichen Farbfiltern aus, um die<br />
Durchlaßfähigkeit für ein gegebenes Detektorsystem auf die gewünschte Art <strong>und</strong> Weise<br />
einzuschränken. Will man z.B. dagegen die Emission von Gasnebeln ausschließlich im Licht vom<br />
dreifach ionisierten Sauerstoff o<strong><strong>de</strong>r</strong> im Hα -Licht untersuchen, dann benötigt man Filter mit möglichst<br />
wenigen nm Durchlaßvermögen bei <strong><strong>de</strong>r</strong> gewünschten Wellenlänge. Derartige Schmalbandfilter lassen<br />
sich in Form von Interferenzfiltern realisieren. Genaugenommen stellen sie eine spezielle Bauform <strong>de</strong>s<br />
sogenannten Fabry-Perot-Interferometers dar, einem Instrument, das wegen seiner hohen spektralen<br />
Auflösung auch nativ in <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong>n <strong>Astronomie</strong> eingesetzt wird.<br />
39
40<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Das zuerst 1897 von CHARLES FABRY (1867-1945) <strong>und</strong> ALFRED PEROT (1863-1925) vorgeschlagene<br />
Spektrometer besteht aus zwei fast (o<strong><strong>de</strong>r</strong> genau) planparallelen Glasplatten mit einem dünnen Luftspalt<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Dicke d dazwischen. Diese Glasplatten sind auf <strong>de</strong>n gegenüberliegen<strong>de</strong>n Seiten schwach versilbert<br />
<strong>und</strong> zwar gera<strong>de</strong> so stark, daß noch ein kleiner Teil <strong>de</strong>s schräg einfallen<strong>de</strong>n Lichts durch die bei<strong>de</strong>n<br />
Platten hindurchgeht, <strong><strong>de</strong>r</strong> überwiegen<strong>de</strong> Anteil aber zwischen <strong>de</strong>n Platten hin- <strong>und</strong> her reflektiert wird<br />
bis es schließlich doch noch austritt. Durch diese Reflektionen entstehen Gangunterschie<strong>de</strong> zwischen<br />
<strong>de</strong>n Teilstrahlen die wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um zur Interferenz <strong><strong>de</strong>r</strong> Teilstrahlenbün<strong>de</strong>l führen. Da sich die meisten<br />
Wellenlängen dabei durch <strong>de</strong>struktive Interferenz auslöschen, wird nur Licht in einem sehr<br />
schmalbandigen Wellenlängenbereich hindurch gelassen, <strong><strong>de</strong>r</strong> wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um vom Plattenabstand d abhängt.<br />
Projiziert man mit einer Optik die austreten<strong>de</strong>n Strahlenbün<strong>de</strong>l auf einen Schirm (o<strong><strong>de</strong>r</strong> Fotoplatte),<br />
dann erkennt man dort ringförmige <strong>und</strong> z.T. sehr scharfe Interferenzbil<strong><strong>de</strong>r</strong>. Je<strong><strong>de</strong>r</strong> Ring entspricht dabei<br />
einer bestimmten Beugungsordnung m.<br />
Ein Interferenzfilter arbeitet ähnlich. Auf eine planparallele Glasplatte wer<strong>de</strong>n eine dünne<br />
Metallschicht, darüber eine Schicht aus einem transparenten dielektrischen Material <strong>und</strong> darüber eine<br />
weitere Metallschicht aufgebracht (z.B. durch Bedampfen im Vakuum). Diese Schichten wer<strong>de</strong>n i.d.R.<br />
durch eine weitere Glasplatte vor Umwelteinflüssen geschützt. Das dielektrische Material entspricht im<br />
Fabry-Perot-Interferometer <strong>de</strong>m Luftspalt <strong>und</strong> wird durch die Schichtdicke d <strong>und</strong> <strong>de</strong>n Brechungsin<strong>de</strong>x<br />
n charakterisiert. Beim senkrechten Lichteinfall gilt für <strong>de</strong>n Gangunterschied zweier Strahlen 2nd <strong>und</strong><br />
konstruktive Interferenz tritt unter folgen<strong><strong>de</strong>r</strong> Bedingung auf:<br />
2 n d = mλ m=1,2,3, ...<br />
Die Wellenlänge für das m-te Maximum ist also<br />
2 n d<br />
λm<br />
=<br />
m<br />
<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Abstand zwischen zwei Maxima<br />
λ<br />
λ<br />
λ<br />
∆ m = m − m+<br />
1<br />
2 n d<br />
=<br />
m ( m + 1)<br />
.<br />
Da es bei einem Interferenzfilter darauf ankommt, die Durchlaßfähigkeit bei einer bestimmten<br />
Wellenlänge λ m – z.B. für die Wasserstoffemission H α bei 656.3 nm – zu maximieren, muß man für<br />
einen möglichst großen Abstand <strong><strong>de</strong>r</strong> benachbarten Maxima λ m±<br />
1 sorgen. Das läßt sich technisch für<br />
kleine m <strong>und</strong> kleine Schichtdicken d (in <strong><strong>de</strong>r</strong> Größenordnung <strong><strong>de</strong>r</strong> gewünschten Wellenlänge) erreichen.<br />
Die Halbwertsbreite <strong>de</strong>s Interferenzmaximums hängt dagegen stark von <strong><strong>de</strong>r</strong> Reflektionsfähigkeit <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
die dielektrische Schicht einschließen<strong>de</strong>n Metallschichten ab. Maxima, die weiter von λ m entfernt<br />
sind, können durch nachgeordnete Breitbandfilter (z.B. in Form <strong>de</strong>s entsprechend eingefärbten<br />
Trägerglases) blockiert wer<strong>de</strong>n.<br />
Für schmalbandige Interferenzfilter gibt es vielfältige Einsatzmöglichkeiten in <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong>n<br />
<strong>Astronomie</strong>. Bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenbeobachtung – insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Protuberanzen – haben enge Hα -
Analysegeräte<br />
Filter die streulichtanfälligen Protuberanzenfernrohre mit eingebauter Kegelblen<strong>de</strong> weitgehend<br />
verdrängt. Durch die Massenfertigung <strong><strong>de</strong>r</strong>artiger Filter sind die Preise auch so weit gefallen, daß<br />
ernsthafte Amateurastronomen die Sonne in engen Spektralfenstern (Bruchteile eines nm) fast ebenso<br />
gut beobachten können wie die Profiastronomen.<br />
Was <strong>de</strong>n Nachthimmel betrifft sind alle Objekte, die Emissionslinienspektren besitzen, mit<br />
schmalbandigen Filtern in Kombination mit photographischer – o<strong><strong>de</strong>r</strong> CCD-Technik sehr gut zu<br />
beobachten. Das betrifft insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e galaktische Emissionsnebel <strong>und</strong> viele planetarische Nebel. Dazu<br />
kommt noch <strong><strong>de</strong>r</strong> positive Effekt, daß diese Filter auch das von <strong><strong>de</strong>r</strong> irdischen Lichtverschmutzung<br />
herrühren<strong>de</strong> Licht (z.B. <strong><strong>de</strong>r</strong> Quecksilber- <strong>und</strong> Natriumdampflampen) weitgehend abblocken. So kann<br />
man durchaus mit entsprechen<strong>de</strong>m Equipment vom Dach eines Wolkenkratzers <strong>de</strong>n<br />
schwachleuchten<strong>de</strong>n Californianebel im Sternbild Perseus fotografieren...<br />
Polarimeter <strong>und</strong> Polarimetrie<br />
Elektromagnetische Wellen sind gemäß <strong>de</strong>n Maxwell‘schen Gleichungen nichts an<strong><strong>de</strong>r</strong>es als sich mit<br />
Lichtgeschwindigkeit ausbreiten<strong>de</strong> periodisch verän<strong><strong>de</strong>r</strong>liche elektrische <strong>und</strong> magnetische Fel<strong><strong>de</strong>r</strong>, <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Feldstärkevektoren E <strong>und</strong> B senkrecht aufeinan<strong><strong>de</strong>r</strong> stehen:<br />
k= E× B [1.21]<br />
2π<br />
ω<br />
Die Größe k = n = n nennt man Wellenzahlvektor. Seine Richtung ist durch die Richtung <strong>de</strong>s<br />
λ c<br />
Energieflusses, also <strong><strong>de</strong>r</strong> Ausbreitungsrichtung <strong><strong>de</strong>r</strong> elektromagnetischen Welle bestimmt (Vektor n ).<br />
Aufgr<strong>und</strong> von (1.21) kann man <strong>de</strong>n elektrischen Feldvektor E als Repräsentant <strong><strong>de</strong>r</strong> gesamten ebenen<br />
Welle auffassen (was eine Konvention ist) <strong>und</strong> dafür schreiben:<br />
sin( kx t)<br />
ω<br />
E= E −<br />
[1.22]<br />
0<br />
ω nennt man die Kreisfrequenz. Sie ist über die Dispersionsbeziehung k = ω/<br />
cmit<br />
<strong>de</strong>m Betrag <strong>de</strong>s<br />
Wellenzahlvektors k <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Lichtgeschwindigkeit c (im Vakuum) verb<strong>und</strong>en.<br />
Führt man ein kartesisches Koordinatensystem ( ex, ey, e z ) mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Richtung z als Ausbreitungsrichtung<br />
ein, dann läßt sich <strong><strong>de</strong>r</strong> Vektor (8.22) in bezug auf die Koordinatenachsen x <strong>und</strong> y (welche die<br />
sogenannten Polarisationsebene aufspannen) folgen<strong><strong>de</strong>r</strong>maßen zerlegen:<br />
⎡ ⎤<br />
E y ( z, t) = ⎣E0, ycos( k z − ω t −ε<br />
1)<br />
⎦ e y<br />
[1.23]<br />
E ( z, t) = ⎡⎣ E cos( k z − ω t −ε<br />
) ⎤⎦<br />
e<br />
X 0, X 2 X<br />
wobei δ ε 1 − ε 2<br />
= die Phasendifferenz ist.<br />
Ist δ ein konstanter Wert, dann befin<strong>de</strong>n sich bei<strong>de</strong> Partialwellen in Phase <strong>und</strong> man sagt, daß die<br />
Welle linear polarisiert ist. Ist das nicht <strong><strong>de</strong>r</strong> Fall, dann han<strong>de</strong>lt es sich um eine elliptisch polarisierte<br />
Welle.<br />
41
42<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
In <strong><strong>de</strong>r</strong> Polarisationsebene bewegt sich die Spitze <strong>de</strong>s Feldstärkevektors E entlang einer Ellipse, <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Lage <strong>und</strong> Form von <strong>de</strong>m Wert <strong><strong>de</strong>r</strong> Phasendifferenz abhängt (beträgt die Phasendifferenz genau 90°,<br />
dann spricht man von einer zirkularen Polarisation). So anschaulich eine Schwingungsellipse auch sein<br />
mag, sie gilt immer nur für einen konkreten Wellenzug. In <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> hat man es aber immer mit<br />
einer Vielzahl von einan<strong><strong>de</strong>r</strong> unabhängigen Wellenzügen zu tun, so daß sich eine quasi-statistische<br />
Behandlung anbietet. Unpolarisiertes Licht besteht <strong>de</strong>mnach aus Wellen, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Amplitu<strong>de</strong>n (=<br />
Intensität) <strong>und</strong> Phasenverschiebungen praktisch gleichverteilt sind. Abweichungen von dieser<br />
Gleichverteilung führen zu Licht unterschiedlichen Polarisationsgra<strong>de</strong>s. Im Spezialfall <strong>de</strong>s vollständig<br />
polarisierten Lichtes sind das Verhältnis <strong><strong>de</strong>r</strong> Amplitu<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Komponenten <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Phasenverschiebung zueinan<strong><strong>de</strong>r</strong> konstant. Das be<strong>de</strong>utet nichts an<strong><strong>de</strong>r</strong>es, als daß die Lage, das<br />
Achsenverhältnis <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Umlaufsinn <strong><strong>de</strong>r</strong> Schwingungsellipse erhalten bleiben.<br />
Für die „statistische“ Beschreibung <strong><strong>de</strong>r</strong> Polarisation haben sich die sogenannten Stokes-Parameter<br />
bewährt. Sie wer<strong>de</strong>n im Folgen<strong>de</strong>n mit <strong>de</strong>n Buchstaben I, Q, U <strong>und</strong> V abgekürzt <strong>und</strong> hängen mit <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong> Strahlung, die bei bestimmten Polarisationsrichtungen gemessen wer<strong>de</strong>n, zusammen. Für<br />
diese Messungen verwen<strong>de</strong>t man Polarisationsfilter, die entsprechend ihrer Ausrichtung in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Polarisationsebene nur bestimmte Lichtanteile hindurch lassen. Diese Anteile (Intensitäten) sollen wie<br />
folgt bezeichnet wer<strong>de</strong>n:<br />
l 0 Durchlaßrichtung entlang <strong><strong>de</strong>r</strong> y-Achse<br />
l 45 Durchlaßrichtung 45°<br />
l 90 Durchlaßrichtung entlang <strong><strong>de</strong>r</strong> x-Achse<br />
l 135 Durchlaßrichtung 135°<br />
l zr Rechts zirkular polarisierter Anteil<br />
l zl Links zirkular polarisierter Anteil<br />
Als Bezugsrichtung für die y-Achse <strong><strong>de</strong>r</strong> Polarisationsebene verwen<strong>de</strong>t man in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> i.d.R.<br />
die Richtung eines Großkreises, <strong><strong>de</strong>r</strong> senkrecht zur Äquatorebene steht <strong>und</strong> zum nördlichen Himmelspol<br />
hin verläuft. Richtet man ein Polarisationsfilter genau in diese Richtung aus, dann entspricht die<br />
durchgelassene Lichtintensität (z.B. eines Sterns) <strong>de</strong>m Wert l 0 .<br />
Daraus ergeben sich die Stokes`schen Parameter für die linearen Polarisationsanteile:<br />
I = I + I +<br />
0<br />
90<br />
( = I45<br />
I135<br />
)<br />
Q = I0 − I90<br />
[1.24]<br />
U = I −<br />
45 I135<br />
Je nach <strong>de</strong>m Polarisationszustand einer Lichtquelle gibt es folgen<strong>de</strong> Fälle:<br />
Das Licht ist vollständig polarisiert
Analysegeräte<br />
2 2 2<br />
I = Q + U + V<br />
[1.25]<br />
Das Licht ist teilweise polarisiert<br />
2 2 2 *<br />
I > Q + U + V = I<br />
[1.26]<br />
Das Licht ist unpolarisiert<br />
Q=U=V=0 [1.27]<br />
I<br />
Aus <strong>de</strong>m Verhältnis<br />
I<br />
*<br />
[1.28] läßt sich <strong><strong>de</strong>r</strong> Grad <strong><strong>de</strong>r</strong> Polarisation bestimmen, d.h. wie groß <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Anteil <strong><strong>de</strong>r</strong> polarisierten Strahlungsintensität I pol an <strong><strong>de</strong>r</strong> Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong> Gesamtstrahlung I ist.<br />
Die Polarisationsrichtung erhält man über folgen<strong>de</strong> Beziehung aus <strong>de</strong>n Stokes`schen Parametern:<br />
tan2 U<br />
γ = [1.29]<br />
Q<br />
Der Polarisationswinkel wird dabei (analog <strong>de</strong>m Positionswinkel bei Doppelsternen) von Nord aus<br />
über Ost laufend gezählt.<br />
Die Aufgabe <strong><strong>de</strong>r</strong> Polarimetrie ist es, <strong>de</strong>n Polarisationsgrad <strong>und</strong> <strong>de</strong>n Winkel γ für je<strong>de</strong>n Punkt <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
interessieren<strong>de</strong>n Himmelsfläche (z.B. für einen Reflexionsnebel) zu bestimmen <strong>und</strong> in Karten<br />
festzuhalten.<br />
Polarisiertes Licht enthält u.a. wertvolle Informationen über Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong> (die gela<strong>de</strong>ne Staubteilchen<br />
ausrichten o<strong><strong>de</strong>r</strong> die Teilchen zur Emission von Synchrotronstrahlung veranlassen) <strong>und</strong> über die Natur<br />
lichtstreuen<strong><strong>de</strong>r</strong> Teilchen (wie z.B. in Reflektionsnebeln o<strong><strong>de</strong>r</strong> zirkumstellaren Staubhüllen). Im<br />
Wesentlichen führen folgen<strong>de</strong> Prozesse zur Entstehung polarisierten Lichts:<br />
Synchrotronstrahlung: Elektronen, die sich in einem Magnetfeld spiralförmig entlang <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Magnetfeldlinien bewegen, emittieren bevorzugt in das Innere eines Konus, <strong>de</strong>ssen Achse mit <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
momentanen Bewegungsrichtung <strong>de</strong>s Elektrons zusammenfällt. Diese Strahlung ist stark polarisiert<br />
wobei die Polarisationsrichtung senkrecht zur Richtung <strong>de</strong>s Magnetfel<strong>de</strong>s ist.<br />
Streuung an Staubteilchen: Licht, welches an kleinen Staubteilchen gestreut wird (Mie- <strong>und</strong><br />
Rayleigh-Streuung), wird polarisiert <strong>und</strong> zwar bevorzugt in die Richtung, die senkrecht auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Ebene<br />
steht, die durch die Richtung <strong><strong>de</strong>r</strong> einfallen<strong>de</strong>n Strahlung <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Streustrahlung aufgespannt wird.<br />
Dichroitische Absorption: optisch anisotrope Staubteilchen (z.B. solche mit einer länglichen Form)<br />
absorbieren Licht unterschiedlicher Polarisationsrichtung unterschiedlich stark. Das führt dazu, daß<br />
unpolarisiertes Licht beim Durchgang durch Staubwolken, in <strong>de</strong>nen die Staubteilchen mit ihrer langen<br />
Achse senkrecht zum Magnetfeld ausgerichtet sind, teilweise polarisiert wird.<br />
Messungen <strong><strong>de</strong>r</strong> linearen Polarisation beruhen in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> auf Intensitätsmessungen unter<br />
Verwendung eines Analysators, <strong>de</strong>ssen Durchlaßrichtung in 45°-Schritten gegenüber <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Referenzrichtung gedreht wird. Polarisationsfilter wer<strong>de</strong>n bei professionellen Polarimetern nur noch<br />
43
44<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
selten verwen<strong>de</strong>t, da ihr Absorptionsvermögen zu groß ist. Man verwen<strong>de</strong>t vielmehr spezielle Prismen<br />
aus einem doppelbrechen<strong>de</strong>n Mineral wie z.B. Kalkspat. Bekanntlich wird in einem <strong><strong>de</strong>r</strong>artigen Kristall<br />
einfallen<strong>de</strong>s Licht in einen or<strong>de</strong>ntlichen <strong>und</strong> einen außeror<strong>de</strong>ntlichen Strahl gebrochen, die <strong>de</strong>n<br />
Feldspat versetzt als parallele Strahlenbün<strong>de</strong>l wie<strong><strong>de</strong>r</strong> verlassen. Diese Strahlenbün<strong>de</strong>l haben die<br />
bemerkenswerte Eigenschaft, daß sie senkrecht zueinan<strong><strong>de</strong>r</strong> vollständig polarisiert sind. In einem<br />
Nicolprisma sind zwei <strong><strong>de</strong>r</strong>artige Kalkspatprismen so zusammengesetzt, daß ein Strahl durch<br />
Totalreflektion eliminiert wird. Solch ein Prisma eignet sich sehr gut als Analysator. Als Empfänger<br />
hat man früher die Fotoplatte verwen<strong>de</strong>t. Heute benutzt man dafür selbstverständlich CCD-Arrays.<br />
Ein optisches Polarimeter besteht (ohne spezielle konstruktive Feinheiten zu betrachten) aus einem<br />
entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> drehbar gelagerten o<strong><strong>de</strong>r</strong> fest montierten Nicol-Prisma (bei einem fest montierten Analysator<br />
erreicht man die Drehung <strong><strong>de</strong>r</strong> Durchlaßrichtung durch ein vorgeschaltetes λ / 2-Plättchen<br />
aus Glimmer<br />
o<strong><strong>de</strong>r</strong> Gips) <strong>und</strong> einer CCD-Kamera. Mit dieser Anordnung wer<strong>de</strong>n insgesamt 4 Aufnahmen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
interessieren<strong>de</strong>n Himmelsgegend angefertigt, wobei die Durchlaßrichtung um jeweils 45° gedreht wird.<br />
Die Auswertung dieser Aufnahmen, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Ziel es ist, eine möglichst genaue Polarisationskarte <strong>de</strong>s<br />
Himmelsausschnitts zu erstellen, ist sehr aufwendig <strong>und</strong> kann nur mit leistungsfähiger Rechentechnik<br />
<strong>und</strong> speziellen Bildbearbeitungsmetho<strong>de</strong>n gemeistert wer<strong>de</strong>n. Neben <strong>de</strong>n üblichen<br />
Bearbeitungsschritten wie Flatfield- <strong>und</strong> Dunkelfeldkorrektur kommen noch spezielle<br />
Reduktionsschritte. Sie dienen dazu die Effekte zu minimieren, die sich aus <strong>de</strong>m Fakt ergeben, daß die<br />
einzelnen Aufnahmen niemals unter völlig i<strong>de</strong>ntischen Bedingungen aufgenommen wer<strong>de</strong>n können.<br />
Aus (1.24), (1.28) <strong>und</strong> (1.29) berechnet man schließlich für je<strong>de</strong>s Bil<strong>de</strong>lement (meist eine<br />
Zusammenfassung von mehreren Bildpunkten) <strong>de</strong>n Polarisationsgrad <strong>und</strong> <strong>de</strong>n Polarisationswinkel.<br />
Diese Arbeit wird von speziellen Bildverarbeitungsprogrammen übernommen. Als Ergebnis erhält man<br />
eine Polarisationskarte.<br />
Polarisationsmessungen können prinzipiell natürlich in allen Wellenlängenbereichen durchgeführt<br />
wer<strong>de</strong>n. Beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s in <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie gehört die Polarimetrie zu einer Standardmetho<strong>de</strong>. Die<br />
Messung erfolgt z.B. mittels einer Dipolantenne, die man ähnlich wie ein Polarisationsfilter ausrichtet.<br />
Polarimetrische Messungen im optischen Spektralbereich erfor<strong><strong>de</strong>r</strong>n eine sehr genaue Kalibrierung <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Meßapparatur. Es ist nicht einfach, die wenigen Prozent polarisierten Lichtes vom Himmelshintergr<strong>und</strong><br />
(das wenn auch geringe Streulicht <strong><strong>de</strong>r</strong> Atmosphäre ist auch polarisiert) zu trennen. Außer<strong>de</strong>m darf die<br />
instrumentelle Polarisation nicht unbeachtet bleiben. Je<strong>de</strong> Reflektion an einer spiegeln<strong>de</strong>n Oberfläche,<br />
die nicht rotationssymmetrisch zu einer Achse ist, macht <strong>de</strong>n Einsatz eines Polarimeters unmöglich.<br />
Deshalb ist ihr Einsatz bei Spiegelteleskopen auf <strong>de</strong>n Primärfokus o<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>de</strong>n Cassegrain-Fokus<br />
beschränkt.
Optische Interferometrie<br />
Optische Interferometrie<br />
Das Auflösungsvermögen eines Teleskops hängt (von <strong>de</strong>n Störungen <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre einmal<br />
abgesehen) von seiner Öffnung (Apertur) <strong>und</strong> von <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlänge <strong>de</strong>s Lichts ab, das beobachtet wird.<br />
Wie bereits beschrieben, ist dafür <strong><strong>de</strong>r</strong> Abstand <strong>de</strong>s ersten Minimums <strong>de</strong>s Beugungsscheibchens zu<br />
seinem Zentrum ausschlaggebend. Wenn zwei (gleichhelle) Doppelsterne einen Abstand haben, bei<br />
<strong>de</strong>m <strong><strong>de</strong>r</strong> jeweils erste Beugungsring <strong>de</strong>s einen Sterns mit <strong>de</strong>m <strong>de</strong>s an<strong><strong>de</strong>r</strong>en zusammenfällt, dann<br />
erfüllen sie das Rayleigh-Kriterium <strong>und</strong> wer<strong>de</strong>n gera<strong>de</strong> aufgelöst. Bei Großteleskopen begrenzt lei<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
die Erdatmosphäre das praktische Auflösungsvermögen. Man kann aber durch <strong>de</strong>n Einsatz adaptiver<br />
Optik Bedingungen herstellen, bei <strong>de</strong>nen auch irdische Teleskope zumin<strong>de</strong>st im infraroten<br />
Spektralbereich nahezu beugungsbegrenzt arbeiten. Auf diese Weise ist es möglich, bezüglich <strong>de</strong>s<br />
Auflösungsvermögens in Bereiche <strong><strong>de</strong>r</strong> Größenordnung von einigen 10 Millibogensek<strong>und</strong>en<br />
vorzustoßen (10 Meter-Keck-Teleskope).<br />
Um das Auflösungsvermögen noch weiter zu steigern, nutzt man die mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Version einer I<strong>de</strong>e aus,<br />
die von <strong>de</strong>m französischen Physiker ARMAND HIPPOLYTE LOUIS FIZEAU (1819-1896) stammt <strong>und</strong> die<br />
man als astronomische Interferometrie bezeichnet. Seine (später von ABRAHAM A. MICHELSON (1852-<br />
1931) verbesserte) Metho<strong>de</strong> soll im Folgen<strong>de</strong>n kurz erläutert wer<strong>de</strong>n, da man mit ihr selbst mit kleinen<br />
Amateurgeräten Abstän<strong>de</strong> von hellen Doppelsternen sehr genau vermessen kann.<br />
Wenn man ein Teleskop verwen<strong>de</strong>t, <strong>de</strong>ssen freie Öffnung bis auf zwei Lochblen<strong>de</strong>n (entsprechend <strong>de</strong>m<br />
klassischen Doppelspaltexperiment) abge<strong>de</strong>ckt ist, dann erhält man in <strong><strong>de</strong>r</strong> Brennebene von einem i. A.<br />
nichtauflösbaren Stern ein Beugungsscheibchen mit einem Muster aus hellen <strong>und</strong> dunklen Streifen.<br />
Diese Streifen wer<strong>de</strong>n als „Fringes“ bezeichnet Ist a <strong><strong>de</strong>r</strong> Mittenabstand <strong><strong>de</strong>r</strong> bei<strong>de</strong>n Lochblen<strong>de</strong>n, dann<br />
gilt für <strong>de</strong>n Streifenabstand ϕ:<br />
λ<br />
ϕ = [1.30]<br />
a<br />
Durch eine Verän<strong><strong>de</strong>r</strong>ung <strong>de</strong>s Lochabstan<strong>de</strong>s kann man <strong>de</strong>mnach auch die Anzahl <strong><strong>de</strong>r</strong> Streifen auf<br />
einem Beugungsscheibchen verän<strong><strong>de</strong>r</strong>n wobei sich <strong><strong>de</strong>r</strong> Fringe-Abstand ϕ verkleinert wenn <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Lochabstand vergrößert wird.<br />
Hat man es anstelle eines Sterns mit einem Doppelstern zu tun, <strong>de</strong>ssen Abstand größer ist als das<br />
theoretische Auflösungsvermögen <strong>de</strong>s Teleskops (d.h. wenn a ungefähr <strong><strong>de</strong>r</strong> Apertur entspricht), dann<br />
überlagern sich die Interferenzmuster dieser bei<strong>de</strong>n Sterne. Ist s <strong><strong>de</strong>r</strong> Winkelabstand <strong><strong>de</strong>r</strong> bei<strong>de</strong>n<br />
Komponenten, dann kommt es bei günstig gewählten a zu <strong>de</strong>m Effekt, das ein heller Streifen <strong><strong>de</strong>r</strong> einen<br />
Komponente mit einem dunklen Streifen <strong><strong>de</strong>r</strong> an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Komponente zusammenfällt. Im Okular macht<br />
sich das dadurch bemerkbar, daß <strong><strong>de</strong>r</strong> Kontrast zwischen <strong>de</strong>n hellen <strong>und</strong> dunklen Streifen stark<br />
abnimmt. Die Bedingung für das Zusammenfallen von Minima <strong>und</strong> Maxima ist durch folgen<strong>de</strong>n<br />
Ausdruck gegeben:<br />
(2n −1)<br />
λ<br />
amin ( n)<br />
= [1.31]<br />
2s<br />
45
46<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Während bei einem Einzelstern bei Vergrößerung von a die Fringes immer enger wer<strong>de</strong>n, vermin<strong><strong>de</strong>r</strong>t<br />
sich <strong><strong>de</strong>r</strong> Kontrast V zwischen Minima <strong>und</strong> Maxima bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Auflösung eines Doppelsterns bei ganz<br />
bestimmten Basislängen a.<br />
Den Kontrast V (o<strong><strong>de</strong>r</strong> besser die „visibility“) kann man auch photometrisch bestimmen, da viele<br />
Fringes die Intensität <strong>de</strong>s Beugungsscheibchens verringern. In <strong><strong>de</strong>r</strong> Praxis wird <strong>de</strong>shalb häufig die<br />
Größe<br />
I − I<br />
V =<br />
I + I<br />
max min<br />
max min<br />
[1.32]<br />
über <strong>de</strong>n Lochabstand a aufgetragen. V liegt zwischen 0 (keine Fringes) <strong>und</strong> 1 (voller Kontrast).<br />
Gewöhnlich benutzt man jedoch das Verhältnis V / V R , wobei V R die Visibility einer ein<strong>de</strong>utigen<br />
Punktquelle ist, die zur Kalibrierung mit gemessen wird.<br />
Wenn man die Position <strong><strong>de</strong>r</strong> bei<strong>de</strong>n Lochblen<strong>de</strong>n entsprechend <strong>de</strong>m Positionswinkel <strong>de</strong>s Doppelsterns<br />
ausgerichtet hat, kann man mit einem Photometer bei verschie<strong>de</strong>nen a die Helligkeit <strong>de</strong>s Sterns messen<br />
<strong>und</strong> daraus V berechnen. Beobachtet man visuell (bei möglichst hoher Vergrößerung), versucht man<br />
<strong>de</strong>n Lochabstand so zu wählen, daß das Fringe-Muster auf <strong>de</strong>m Beugungsscheibchen verschwin<strong>de</strong>t.<br />
Aus a kann dann mit (1.31) <strong><strong>de</strong>r</strong> Abstand <strong><strong>de</strong>r</strong> bei<strong>de</strong>n Sterne berechnet wer<strong>de</strong>n. Für n=1 <strong>und</strong> s in<br />
Bogensek<strong>und</strong>en folgt für eine Wellenlänge von λ = 550 nm folgen<strong>de</strong> Formel:<br />
57.24<br />
s = [a in mm] [1.33]<br />
a<br />
Mit einem Spiegelteleskop von 20 cm Öffnung (größere Öffnungen führen aufgr<strong>und</strong> <strong>de</strong>s Seeings zu<br />
Problemen) kann man ungefähr gleichhelle Doppelsterne bis zu einem Abstand von s=0.35´´ nach<br />
dieser Metho<strong>de</strong> trennen. Bei visuellen Beobachtungen ist es außer<strong>de</strong>m günstig, an Stelle <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Lochblen<strong>de</strong>n rechteckige Spalte zu verwen<strong>de</strong>n, wodurch man mehr Licht zur Verfügung hat <strong>und</strong> die<br />
Fringes besser sieht.<br />
Mit diesen verblüffend einfachen Verfahren kann man nicht nur die Distanz von Doppelsternen<br />
messen. Bereits 1891 konnte ALBERT A. MICHELSON nach dieser Metho<strong>de</strong> die Winkeldurchmesser <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
4 hellen Jupitermon<strong>de</strong> bestimmen. 29 Jahre später hatte er die Gelegenheit, seine Messung an hellen<br />
Sternen am damals größten Spiegelteleskop <strong><strong>de</strong>r</strong> Welt – <strong>de</strong>m 2.5 Meter Hooker-Spiegel auf <strong>de</strong>m<br />
Mt.Wilson in Kalifornien - zu wie<strong><strong>de</strong>r</strong>holen. Um die Öffnung <strong>de</strong>s Teleskops künstlich zu vergrößern,<br />
befestigte er zwei rechtwinklige Ablenkspiegel an einer 6.1 Meter langen Trägerkonstruktion, von wo<br />
das Sternlicht über weitere Hilfsspiegel in das Teleskop gelenkt wur<strong>de</strong>. Zusammen mit FRANCIS G.<br />
PEAES (1881-1938) gelang es ihm mit dieser Interferometeranordnung <strong>de</strong>n Durchmesser <strong>de</strong>s Roten<br />
Riesensterns Beteigeuze im Sternbild Orion zu bestimmen. Seit<strong>de</strong>m hat sich die Technik um<br />
Größenordnungen weiterentwickelt. Mit <strong>de</strong>n 10 Meter-Keckteleskop auf Hawaii kann man mit Hilfe<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> adaptiven Optik nicht nur Beteigeuze als Scheibchen abbil<strong>de</strong>n. Auf diesen Scheibchen sind sogar<br />
Strukturen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Sternatmosphäre auszumachen.<br />
Der nächste große Quantensprung in <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen Interferometrie war das kohärente Zusammenführen<br />
<strong>de</strong>s Lichtes von zwei Einzelteleskopen. Was einfach klingt, ist in <strong><strong>de</strong>r</strong> Praxis nur schwer <strong>und</strong> mit<br />
riesigem technischem Aufwand zu realisieren. Die Kohärenzbedingung – das Lichtwellen möglichst
Optische Interferometrie<br />
phasengleich am Detektor eintreffen müssen, damit sie interferieren – ist bei einem Fernrohr mit einem<br />
Objektiv (Linse o<strong><strong>de</strong>r</strong> Spiegel) automatisch erfüllt (genaugenommen bestimmt diese Bedingung die<br />
Lage <strong>de</strong>s Fokus). Benutzt man zwei (o<strong><strong>de</strong>r</strong> mehrere) separate Teleskope, dann ist diese Bedingung<br />
schwieriger zu erfüllen. Die Wellenfront einer praktisch ebenen Kugelwelle, die von einem Stern auf<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> eintrifft, erreicht die bei<strong>de</strong>n Teleskope niemals exakt gleichzeitig (die Weglängen sind<br />
unterschiedlich). Man muß also mit technischen Hilfsmitteln versuchen, die von <strong>de</strong>n Teleskopen<br />
gelieferten bei<strong>de</strong>n Teilstrahlen wie<strong><strong>de</strong>r</strong> in Phase zu bringen. Das erfolgt über eine sogenannte<br />
Verzögerungsstrecke. Dahinter verbirgt sich eine Anordnung von z.T. beweglichen Planspiegeln, mit<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong>en Hilfe man <strong>de</strong>n Lichtweg eines Teilteleskops so anpassen kann, daß die bei<strong>de</strong>n Teilstrahlen – über<br />
einen halbdurchlässigen Spiegel wie<strong><strong>de</strong>r</strong> vereint - interferieren können. Daß dieses Verfahren in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Praxis auch wirklich funktioniert, konnte 1974 A.LABEYRIE eindrucksvoll zeigen. Als Prototyp für ein<br />
optisches Interferometer gilt das „Optical Aperture Synthesis Telescope“, kurz COAST genannt, <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Universität Cambridge (UK). Es arbeitet z.Z. mit vier 40 cm Cassegrain-Teleskopen im roten <strong>und</strong><br />
nahen infraroten Spektralbereich bei einer Basislänge von bis zu 100 Metern. Sie sind parallel zum<br />
Horizont exakt in Nord-Süd-Richtung ausgerichtet <strong>und</strong> erhalten ihr Sternlicht über Si<strong><strong>de</strong>r</strong>ostatenspiegel.<br />
Alle vier zusammen bil<strong>de</strong>n eine Ypselon-artige Struktur, wie man sie auch von<br />
Radiointerferometeranordnungen her kennt.<br />
Aufbau <strong>de</strong>s COAST-Interferometers. Die von <strong>de</strong>n vier Teleskopen ausgehen<strong>de</strong>n Teilstrahlen wer<strong>de</strong>n of<br />
einer optischen Bank im Inneren eines thermisch stabilisierten optischen Laboratoriums<br />
phasenstabilisiert zusammengeführt <strong>und</strong> dort zur Interferenz gebracht. © University Cambridge,<br />
Cavendish Astrophysics<br />
47
48<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Der Raum, in <strong>de</strong>m die Vereinigung <strong><strong>de</strong>r</strong> Teilstrahlen zu einem Interferogramm erfolgt, ist 32 m lang<br />
<strong>und</strong> 6 m breit. Er enthält eine optische Bank, auf <strong>de</strong>m sowohl die Instrumente zur Überprüfung <strong>und</strong><br />
Korrektur <strong><strong>de</strong>r</strong> genauen Strahlausrichtung als auch die Verzögerungsstrecken für die einzelnen<br />
Teilstrahlen aufgebaut sind.<br />
Zu diesen Geräten gehören auch frequenzstabilisierte Laser, mit <strong>de</strong>nen die präzise Länge <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Lichtwege in <strong><strong>de</strong>r</strong> Verzögerungsstrecke überwacht wird.<br />
Neben <strong><strong>de</strong>r</strong> extrem genauen Justierung aller optischen Komponenten gilt es die durch die<br />
Erdatmosphäre verursachten Effekte – insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e das Seeing – auszuschalten. Man benutzt dazu wie<br />
bei Großteleskopen die adaptive Optik. Luftturbulenzen führen aber zu einem noch schwerer<br />
beherrschbaren Effekt. Aufgr<strong>und</strong> <strong>de</strong>s wechseln<strong>de</strong>n Brechungsin<strong>de</strong>xes <strong><strong>de</strong>r</strong> Luftschichten bzw. <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Turbulenzzellen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre kommt es zu einer zufälligen <strong>und</strong> nicht vorhersagbaren<br />
Än<strong><strong>de</strong>r</strong>ung <strong><strong>de</strong>r</strong> Lichtlaufzeiten <strong><strong>de</strong>r</strong> Lichtwellen, die durch die einzelnen Teilteleskope laufen. Dadurch<br />
wird die Entstehung eines Interferenzbil<strong>de</strong>s erschwert, weshalb eine Korrektur unumgänglich ist. Alle<br />
diese Effekte führen dazu, daß letztendlich für die Messung eines Interferenzsignals nur wenige<br />
Millisek<strong>und</strong>en zur Verfügung stehen.<br />
Der Kontrast zwischen <strong>de</strong>n Interferenzstreifen wird von <strong>de</strong>n Eigenschaften <strong>de</strong>s kosmischen Objekts<br />
bestimmt, welches beobachtet wird. Er hängt z.B. von <strong><strong>de</strong>r</strong> räumlichen Aus<strong>de</strong>hnung <strong><strong>de</strong>r</strong> Lichtquelle<br />
(z.B. <strong>de</strong>m Sterndurchmesser o<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>de</strong>m Winkelabstand bei Doppelsternen) <strong>und</strong> von <strong><strong>de</strong>r</strong> Länge <strong>und</strong><br />
Orientierung <strong><strong>de</strong>r</strong> Basislinien ab. Man nutzt nun aus, daß die Er<strong>de</strong> um ihre Achse rotiert, wodurch sich<br />
die Lage <strong><strong>de</strong>r</strong> Basislinien kontinuierlich in bezug auf das Beobachtungsobjekt än<strong><strong>de</strong>r</strong>n. Auf diese Weise<br />
erhält man Meßreihen, aus <strong>de</strong>nen auf die Eigenschaften <strong>de</strong>s Objekts geschlossen wer<strong>de</strong>n kann.<br />
Wenn man – wie bei COAST – mehrere Teilteleskope zu einem Interferometer zusammenschaltet,<br />
dann läßt sich das Prinzip <strong><strong>de</strong>r</strong> Apertursynthese anwen<strong>de</strong>n, um rechnerisch aus <strong>de</strong>n Interferenzdaten<br />
(Fringes) echte zweidimensionale Bil<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtungsobjekte zu erhalten. Dazu wird das<br />
mathematische Verfahren <strong><strong>de</strong>r</strong> Fouriertransformation angewen<strong>de</strong>t. Nach <strong>de</strong>m van Cittert-Zernike-<br />
Theorem stellt die Visibilität V (1.32) die Amplitu<strong>de</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Fourier-Transformierten <strong><strong>de</strong>r</strong> Quelle dar. Um<br />
ein Bild über die reverse Fouriertransformation zu rekonstruieren, benötigt man noch Informationen<br />
über die Phase <strong><strong>de</strong>r</strong> Fringes. Diese Information ist jedoch aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Luftturbulenzen nur schwer zu<br />
erhalten (wenn sich Turbulenzzellen über die Teleskopaperturen hinwegbewegen, verschieben sich die<br />
Phasendifferenzen <strong><strong>de</strong>r</strong> einzelnen Teilstrahlen auf eine zufällige Art <strong>und</strong> Weise). Benutzt man jedoch<br />
mehr als zwei Teleskope, dann läßt sich aus <strong><strong>de</strong>r</strong> relativen Lage <strong><strong>de</strong>r</strong> Fringes untereinan<strong><strong>de</strong>r</strong> die<br />
gewünschte Information erhalten (die Phasenfehler heben sich in <strong><strong>de</strong>r</strong> Summe auf). Diese von <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Radioastronomie her bekannte Metho<strong>de</strong> wird genauso wie die erwähnte Summe als „Closure Phase“<br />
bezeichnet. Mißt man diese Summe (die vom Zustand <strong><strong>de</strong>r</strong> Atmosphäre unabhängig ist) für<br />
verschie<strong>de</strong>ne Interferometeranordnungen, dann kann man daraus mit Hilfe eines Computers das Bild<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Quelle rekonstruieren.<br />
Optische Interferometrie ist längst <strong>de</strong>m reinen Experimentalstadium entwachsen. Weltweit sind schon<br />
über ein Dutzend <strong><strong>de</strong>r</strong>artiger Anlagen im Einsatz. Beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s erwähnenswert sind die Interferometer,<br />
die zusammen mit <strong>de</strong>n größten Teleskopen <strong><strong>de</strong>r</strong> Welt betrieben wer<strong>de</strong>n: <strong>de</strong>n 10 Meter-Keckteleskopen<br />
auf Hawaii <strong>und</strong> <strong>de</strong>m VLT <strong><strong>de</strong>r</strong> ESO in Chile. Und nicht zu vergessen, das „Large Binocular Telescope“
Optische Interferometrie<br />
auf <strong>de</strong>m Mt. Graham in Arizona, <strong>de</strong>ssen „First Light“ im Jahre 2004 stattfand. Bei diesem Teleskop<br />
sitzen zwei 8.4 Meter Spiegel dicht nebeneinan<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>und</strong> ihr Licht soll im Interferometer-Modus durch<br />
leistungsfähige adaptive Optiken stabilisiert <strong>und</strong> dann interferometrisch kombiniert wer<strong>de</strong>n. Man<br />
erwartet damit be<strong>de</strong>utend schärfere Bil<strong><strong>de</strong>r</strong> (auch von lichtschwachen Objekten) als es <strong><strong>de</strong>r</strong>zeit das<br />
Hubble-Weltraumteleskop zu liefern vermag.<br />
Die Einschränkungen <strong>und</strong> Schwierigkeiten, die sich durch die Erdatmosphäre ergeben, sollen durch<br />
ehrgeizige Projekte im Weltraum umgangen wer<strong>de</strong>n. Z.Z. sind gleich mehrere Interferometer-Projekte<br />
in <strong><strong>de</strong>r</strong> Planung <strong>und</strong> z.T. in <strong><strong>de</strong>r</strong> Ausführungsphase. Die Entwicklung <strong>de</strong>s „Terrestrial Planet Fin<strong><strong>de</strong>r</strong>“, <strong>de</strong>n<br />
die NASA 2014 starten möchte, wird sogar von <strong><strong>de</strong>r</strong> interessierten Öffentlichkeit wahrgenommen. Ziel<br />
ist es, mit interferometrischen Metho<strong>de</strong>n (genaugenommen <strong>de</strong>m interferometrischen Nulling, bei <strong>de</strong>m<br />
ein Stern durch <strong>de</strong>struktive Interferenz ausgeblen<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n kann) erdähnliche Planeten bei<br />
benachbarten Sternen nachzuweisen. Ob er aber jemals in <strong><strong>de</strong>r</strong> angedachten Form gebaut <strong>und</strong> gestartet<br />
wird, ist längst noch nicht entschie<strong>de</strong>n.<br />
Vom wissenschaftlichen Standpunkt aus betrachtet gibt es eine Vielzahl von astronomischen <strong>und</strong><br />
astrophysikalischen Fragestellungen, die mit optischen Interferometern zu bearbeiten sind. Dabei<br />
kristallisieren sich folgen<strong>de</strong> Schwerpunkte heraus:<br />
§ Astrometrische Vermessung von Doppelsternen <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong>en Bahnbestimmung, Ableitung von<br />
Sternmassen (Beispiele: α Aur, β Aur, π And...)<br />
§ Parallaxenmessungen (man erreicht höhere Genauigkeiten als mit Hipparcos)<br />
§ Bestimmung von Sterndurchmessern (z.B. Beteigeuze, Proxima Centauri), Ableitung von<br />
Rotationsparametern von Sternen (z.B. Abplattung von α Aqu (Atair)), periodische <strong>und</strong><br />
nichtperiodische Radiusän<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen (z.B. bei Mira- <strong>und</strong> δ Cephei-Sternen)<br />
§ Oberflächenstrukturen naher Sterne (z.B. Beteigeuze)<br />
§ Nachweis <strong>und</strong> Vermessung von zirkumstellaren Staubscheiben (z.B. um α Lyr (Wega)),<br />
Masseausflüsse <strong>und</strong> Jets<br />
§ Beobachtung von protostellaren Sternscheiben, Sternentstehung<br />
§ Nachweis von Planeten <strong>und</strong> Braunen Zwergsternen um nahe Sterne, Bestimmung ihrer Größe <strong>und</strong><br />
Masse<br />
§ Auflösung <strong>und</strong> Strukturuntersuchungen an galaktischen Kernen, Vermessung von<br />
Gravitationslinsen (insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e Micro-Lensing)<br />
§ Beobachtungen von Novae <strong>und</strong> Supernovae<br />
49
50<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
Mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Untersuchung von kurzwelliger ( λ < 300 nm ) elektromagnetischer Strahlung eröffnet sich <strong>de</strong>m<br />
Astronomen das Gebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> hochenergetischen Vorgänge im Kosmos. Ein für die Astronomen<br />
bedauerlicher <strong>und</strong> für alle an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Lebewesen <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> erfreulicher Umstand ist, daß diese kurzwellige<br />
Strahlung ab <strong><strong>de</strong>r</strong> Absorptionskante <strong>de</strong>s Ozons (<strong><strong>de</strong>r</strong> manchen Sonnenbrand vermei<strong>de</strong>n hilft) bei ca. 300<br />
nm vollständig von <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre abgeblockt wird. O<strong><strong>de</strong>r</strong> an<strong><strong>de</strong>r</strong>s ausgedrückt, die Erdatmosphäre<br />
ist für kurzwellige elektromagnetische Strahlung vollkommen <strong>und</strong>urchsichtig. Um <strong>Astronomie</strong> in<br />
diesem Spektralbereich zu betreiben, muß man zumin<strong>de</strong>st die Ozonschicht in 25 km Höhe unter sich<br />
lassen o<strong><strong>de</strong>r</strong> die Meßinstrumente gleich außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre plazieren: Gamma-, Röntgen-<br />
<strong>und</strong> UV-<strong>Astronomie</strong> ist <strong>de</strong>shalb genaugenommen erst mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Raumfahrt möglich gewor<strong>de</strong>n.<br />
Dazu kommt noch, daß die Beobachtungsgeräte, wie sie in <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen <strong>Astronomie</strong> Verwendung<br />
fin<strong>de</strong>n, im kurzwelligen Bereich unbrauchbar sind. UV-Strahlung wird beispielsweise bereits in<br />
normalen optischen Linsen vollkommen absorbiert (spezielle Fluorit-Optiken einmal ausgenommen).<br />
Lediglich das nahe UV (NUV) kann außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre mit Spiegelteleskopen, die nur<br />
reflektieren<strong>de</strong> Flächen zur optischen Abbildung benutzen, noch recht gut beobachtet wer<strong>de</strong>n (Beispiel:<br />
Hubble-Teleskop). Für Röntgen- <strong>und</strong> Gammastrahlung sind auch sie nicht geeignet.<br />
Die Emission von kurzwelliger elektromagnetischer Strahlung ist immer ein Zeichen extrem<br />
energetischer Vorgänge. Man kann das leicht zeigen, wenn man von <strong><strong>de</strong>r</strong> thermischen Strahlung eines<br />
schwarzen Körpers <strong><strong>de</strong>r</strong> Temperatur T ausgeht, welche durch das berühmte Planck`sche<br />
Strahlungsgesetz beschrieben wird:<br />
I<br />
λ<br />
λ<br />
2<br />
2 h c ⎛ h c ⎞<br />
= (exp 1)<br />
5 ⎜ ⎟ −<br />
λ ⎝ k λ T ⎠<br />
−1<br />
I ist die wellenlängenabhängige Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong> Strahlung (in<br />
[1.34]<br />
−2 −1 − 1<br />
Wm m sterad ), k die<br />
Boltzmannkonstante, h das Plancksche Wirkungsquantum <strong>und</strong> c die Lichtgeschwindigkeit. Berechnet<br />
man daraus das Strahlungsmaximum (durch Differentiation <strong>und</strong> Null-Setzen <strong><strong>de</strong>r</strong> Ableitung), dann<br />
erhält man das Wien`sche Verschiebungsgesetz, daß einen funktionalen Zusammenhang zwischen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
λ <strong>de</strong>s Intensitätsmaximums <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Temperatur T <strong>de</strong>s Strahlers herstellt:<br />
Wellenlänge max<br />
T λ = 0.0028978 [Km]<br />
[1.35]<br />
max<br />
Dem kurzwelligen elektromagnetischen Spektrum entsprechen damit folgen<strong>de</strong> Temperaturbereiche:<br />
Strahlung Wellenlängenbereich Temperaturbereich [in K]<br />
Nahes UV (NUV) 400 nm – 100 nm 7.24 ∙ 10 � − 2.89 ∙ 10 �<br />
Extremes UV (EUV) 100 nm – 10 nm 2.89 ∙ 10 � − 2.89 ∙ 10 �<br />
Weiche Röntgenstrahlung 10 nm – 0.1 nm 2.89 ∙ 10 � − 2.89 ∙ 10 �<br />
Harte Röntgenstrahlung 0.1 nm – 0.01 nm 2.89 ∙ 10 � − 2.89 ∙ 10 �<br />
Gammastrahlung < 0.01 nm > 2.89 ∙ 10 �
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
Der Temperaturbereich <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen Gammastrahlung liegt dabei in einem Wertebereich, <strong><strong>de</strong>r</strong> bis<br />
auf wenige Ausnahmen (z.B. bei Supernovaexplosionen) einen thermischen Ursprung sehr<br />
unwahrscheinlich wer<strong>de</strong>n läßt. Es existieren aber durchaus einige nichtthermische Strahlungsmechanismen,<br />
welche die Erzeugung extrem kurzwelliger Gammastrahlung ermöglichen.<br />
Bei hohen Energien ist die <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlänge λ entsprechen<strong>de</strong> Photonenenergie i.d.R. aussagekräftiger.<br />
Drückt man die Photonenenergie entsprechend <strong><strong>de</strong>r</strong> bekannten Beziehung E = hν<br />
in [eV] aus, dann<br />
kann (1.35) folgen<strong><strong>de</strong>r</strong>maßen geschrieben wer<strong>de</strong>n:<br />
6<br />
Eγ λ = 1.24⋅ 10<br />
[1.36]<br />
−19<br />
wobei 1 eV = 1.<br />
602⋅<br />
10 J ist.<br />
Der Zusammenhang mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Temperatur T läßt sich dann leicht über das Stefan-Boltzmann‘sche<br />
Gesetz herstellen:<br />
E σ T<br />
4<br />
= [1.37]<br />
Es folgt durch Integration aus (1.34), wobei die Strahlungskonstante σ die Zusammenfassung einiger<br />
universeller Konstanten ist:<br />
2π<br />
k<br />
σ<br />
15c<br />
h<br />
5 4<br />
= 2<br />
−8 −2 −4<br />
= 5.67⋅ 10 W m K<br />
3<br />
[1.38]<br />
Kurzwellige Strahlung ist in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> nicht immer thermische Strahlung. Häufiger beobachtet<br />
man eine Strahlung, die als magnetische Bremsstrahlung o<strong><strong>de</strong>r</strong> Synchrotronstrahlung bekannt ist. Ihr<br />
Charakteristikum ist ihre fast 100% lineare Polarisation <strong>und</strong> das sie im gesamten elektromagnetischen<br />
Spektralbereich – von <strong><strong>de</strong>r</strong> kurzwelligen Gammastrahlung bis hin zur langwelligen Radiostrahlung – zu<br />
beobachten ist. Sie ist an die Existenz von Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong>n geb<strong>und</strong>en.<br />
Sie entsteht, wenn sich Elektronen (an<strong><strong>de</strong>r</strong>e gela<strong>de</strong>ne Teilchen sind bei astronomischen<br />
Strahlungsprozessen zu vernachlässigen) schraubenförmig entlang von Magnetfeldlinien bewegen. Im<br />
nichtrelativistischen Fall gilt z.B. für die Bewegungsgleichung einer Ladung mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Geschwindigkeit<br />
v in einem homogenen Magnetfeld B folgen<strong>de</strong> Beziehung (Lorentz-Kraft):<br />
F = q v× B [1.39]<br />
Dabei stellt die magnetische Kraft F für die Ladung q eine Zentralkraft dar, wenn sie sich antiparallel<br />
zum Magnetfeld bewegt. Es genügt für die folgen<strong>de</strong> Argumentation, wenn nur die<br />
Geschwindigkeitskomponente senkrecht zum Magnetfeld B berücksichtigt wird. Die Komponente<br />
parallel zu B liefert im Kreuzprodukt (1.43) keinen Beitrag, so daß man skalar<br />
� = �� �� [1.40]<br />
schreiben <strong>und</strong> die Kraft <strong><strong>de</strong>r</strong> Zentrifugalkraft gleichsetzen kann:<br />
�� � �<br />
� = �� ��<br />
51<br />
γ
52<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Daraus ergibt sich sofort <strong><strong>de</strong>r</strong> Bahnradius � � <strong><strong>de</strong>r</strong> Ladung q bei ihrer meist schraubenförmigen<br />
Bewegung (wenn � ∥ > 0) um die Magnetfeldlinien (Larmor-Radius):<br />
� � = �� �<br />
|�|�<br />
Die Umlauffrequenz � (Larmor-Frequenz) beträgt dann:<br />
� = ��<br />
�<br />
[1.41]<br />
wobei im Falle eines Elektrons q die Elementarladung � = −1.602 ∙ 10 ��� C <strong>und</strong> m die<br />
Elektronenmasse � = 9.109 ∙ 10 ��� kg ist. Da es sich bei dieser Bewegung um eine beschleunigte<br />
Bewegung han<strong>de</strong>lt, ist die Ladung entsprechend <strong>de</strong>n Maxwell‘schen Gleichungen gezwungen,<br />
elektromagnetische Strahlung mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Frequenz (1.45) zu emittieren. Diese Strahlung nennt man im<br />
nichtrelativistischen Fall (� ≪ �) Zyklotronstrahlung.<br />
In <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> hat man es aber zumeist mit sogenannten „relativistischen“ Elektronen zu tun, <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Geschwindigkeiten nahe an <strong><strong>de</strong>r</strong> Lichtgeschwindigkeit c liegen. In diesem Fall muß die relativistische<br />
Massenzunahme im Ansatz für die Lorentz-Kraft mit berücksichtigt wer<strong>de</strong>n. Bezeichnet man wie<br />
üblich mit γ <strong>de</strong>n Lorentzfaktor<br />
γ =<br />
1<br />
⎛ v ⎞<br />
1−<br />
⎜ ⎟<br />
⎝ c ⎠<br />
2<br />
dann modifiziert sich (1.41) zu<br />
1 e B<br />
ω = [1.42]<br />
γ m<br />
0<br />
wobei m 0 die Ruhemasse <strong>de</strong>s Elektrons ist. Die Strahlung, die relativistische Elektronen aussen<strong>de</strong>n,<br />
nennt man Synchrotronstrahlung. Die Beson<strong><strong>de</strong>r</strong>heit von dieser Strahlung ist, daß sie in<br />
Bewegungsrichtung stark gebün<strong>de</strong>lt <strong>und</strong> vollständig linear polarisiert emittiert wird. Man nutzt<br />
übrigens genau diese Eigenschaften aus, um Synchrotronstrahlungsquellen von thermischen<br />
Strahlungsquellen zu unterschei<strong>de</strong>n. Den Polarisationsgrad kosmischer Strahlungsquellen beschreibt<br />
man häufig mittels <strong><strong>de</strong>r</strong> sogenannten Stokes-Parameter (1.24).<br />
Die exakte Theorie <strong><strong>de</strong>r</strong> Synchrotronstrahlung ist im Einzelnen sehr kompliziert. Das Spektrum besteht<br />
z.B. aus dicht benachbarten Emissionslinien, die aber gewöhnlich so dicht liegen, daß sie zu einem<br />
Kontinuum verschmiert wer<strong>de</strong>n. Die Intensitätsverteilung läßt sich dann näherungsweise durch ein<br />
Potenzgesetz <strong><strong>de</strong>r</strong> Form<br />
I<br />
~<br />
α<br />
ω ω − [1.43]<br />
darstellen.<br />
Hochenergetische Synchrotronstrahlung fin<strong>de</strong>t man z.B. in Supernovaüberresten (Pulsare) <strong>und</strong> im<br />
Bereich aktiver galaktischer Kerne. Als Röntgenstrahlung wird <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlängenbereich zwischen
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
λ = 10 nm <strong>und</strong> λ = 0.<br />
01 nm bezeichnet. Er schließt sich nahtlos an das EUV an <strong>und</strong> geht nahtlos in<br />
die noch energiereichere Gammastrahlung über. Sie wur<strong>de</strong> von <strong>de</strong>m ersten Nobelpreisträger <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Wissenschaftsgeschichte, WILHELM CONRAD RÖNTGEN (1845-1923) 1895 in Würzburg ent<strong>de</strong>ckt. Weil<br />
er seine neuen „Strahlen“ X-Strahlen nannte, spricht man noch heute im angelsächsischen Raum bzw.<br />
in <strong><strong>de</strong>r</strong> gesamten astronomischen Community von „x-rays“ , von „x-ray observatories“ <strong>und</strong> von „x-ray<br />
astronomy“ wenn man schlicht <strong>und</strong> einfach Röntgenstrahlung, Röntgensatelliten o<strong><strong>de</strong>r</strong> die<br />
Röntgenastronomie als Teilgebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> meint.<br />
Bei Röntgen- <strong>und</strong> Gammastrahlung macht sich <strong><strong>de</strong>r</strong> korpuskulare Aspekt <strong><strong>de</strong>r</strong> elektro-magnetischen<br />
Strahlung sehr stark bemerkbar. In <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astrophysik</strong> verwen<strong>de</strong>t man <strong>de</strong>shalb zur Charakterisierung von<br />
Röntgen- <strong>und</strong> Gammastrahlung häufig die Energie, die ein Röntgen- o<strong><strong>de</strong>r</strong> Gammaquant trägt.<br />
Entsprechend <strong><strong>de</strong>r</strong> Planckschen Beziehung gilt<br />
hc 1.24 ⎡keV ⎤<br />
E = hν = =<br />
λ λ ⎢ nm ⎥<br />
⎣ ⎦ [1.44]<br />
Der Röntgenbereich reicht also auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Energieskala von 0.1 keV bis 1 MeV. Annihilationsprozesse,<br />
wo Teilchen <strong>und</strong> Antiteilchen zerstrahlen, führen dagegen zu Quantenenergien, die im Gamma-Bereich<br />
liegen. Astronomisch be<strong>de</strong>utsam ist z.B. die Zerstrahlung eines Elektron-Positron-Paares, wobei - wie<br />
man leicht nachrechnet- eine Energie von 1.022 MeV freigesetzt wird.<br />
Die hohen Energien <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgen- <strong>und</strong> γ - Quanten führen, wenn sie auf die Atome <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre<br />
treffen, zu <strong><strong>de</strong>r</strong>en Ionisation. Deshalb ist die Erdatmosphäre ein sehr guter Schutz vor dieser<br />
lebensfeindlichen Strahlung. Der Astronom dagegen muß sein Equipment außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Erdatmosphäre plazieren, wenn er Röntgen- o<strong><strong>de</strong>r</strong> Gammaastronomie betreiben möchte<br />
Für die Entstehung kosmischer Röntgenstrahlung gibt es neben <strong><strong>de</strong>r</strong> Synchrotronstrahlung im<br />
Wesentlichen noch zwei weitere Mechanismen:<br />
Wird aus einem Atom das innerste Elektron (1s-Niveau) entfernt, dann können Elektronen aus<br />
kernfernen Energieniveaus auf <strong>de</strong>ssen Platz zurückfallen wobei die Energiedifferenz zur Emission<br />
eines diskreten Röntgenquants ausreichen kann. Das Röntgenspektrum, was dabei entsteht, besteht aus<br />
scharfen diskreten Emissionslinien, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Wellenlänge (o<strong><strong>de</strong>r</strong> Energie) für je<strong>de</strong>s Element<br />
charakteristisch ist. Mit steigen<strong><strong>de</strong>r</strong> Ordnungszahl <strong><strong>de</strong>r</strong> beteiligten Atome verschieben sich die<br />
Spektrallinien in <strong>de</strong>n Bereich höherer Energie.<br />
Relativistische Elektronen, die mit normalen Materieteilchen kollidieren, wer<strong>de</strong>n dabei abgebremst<br />
(negative Beschleunigung). Dabei entsteht nach <strong>de</strong>n Gesetzen <strong><strong>de</strong>r</strong> Elektrodynamik elektromagnetische<br />
Strahlung, die man als Bremsstrahlung bezeichnet. Im Gegensatz zur Eigenstrahlung <strong><strong>de</strong>r</strong> Atome<br />
han<strong>de</strong>lt es sich hierbei um kontinuierliche Spektren, die im Bereich <strong><strong>de</strong>r</strong> kinetischen Ausgangsenergien<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Elektronen relativ scharf beginnen <strong>und</strong> sich dann über <strong>de</strong>n UV-Bereich bis hin zum sichtbaren<br />
Licht fortsetzen.<br />
Die Röntgen- <strong>und</strong> Gammaastronomie gehören z.Z. mit zu <strong>de</strong>n Zweigen <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong>, wo immer<br />
wie<strong><strong>de</strong>r</strong> überraschen<strong>de</strong> <strong>und</strong> faszinieren<strong>de</strong> Ent<strong>de</strong>ckungen gelingen. Innovative <strong>und</strong> leistungsfähige<br />
Röntgen-Satelliten mit abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n Optiken wie ROSAT, XMM-Newton o<strong><strong>de</strong>r</strong> CHANDRA erlauben<br />
o<strong><strong>de</strong>r</strong> erlaubten (ROSAT) Beobachtungen von Materiezustän<strong>de</strong>n unter extremen Bedingungen.<br />
53
54<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Beispiele sind z.B. Akkretionsscheiben um Neutronensterne <strong>und</strong> Schwarze Löcher, letztere nicht nur<br />
im stellaren Ausmaß. Aktive Galaxienkerne sind i.d.R. auch starke Röntgenstrahler. Unter die Rubrik<br />
„vollkommene Überraschung“ fällt auch die Ent<strong>de</strong>ckung von Röntgenstrahlung aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Koma <strong>de</strong>s<br />
Kometen Hyakutake durch das ROSAT-Team. Und als Letztes <strong>und</strong> vielleicht überzeugendstes Beispiel<br />
sei die Ent<strong>de</strong>ckung <strong><strong>de</strong>r</strong> rätselhaften kosmischen Gammaburster genannt.<br />
Der gesamte Himmel im Röntgenlicht (oben) <strong>und</strong> in Gammastrahlung (unten). Der <strong>de</strong>utsche<br />
Röntgensatellit ROSAT kartographierte innerhalb von 9 Jahren (1990-1999) <strong>de</strong>n gesamten Himmel im<br />
diffusen Röntgenlicht. Die Energie <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenquanten ist in <strong>de</strong>m Bild farblich codiert <strong>und</strong> geht von<br />
Rot (0.1-0.4 keV) bis zu Blau (0.9-2 keV). Eine Anzahl von individuellen Röntgenquellen fin<strong>de</strong>t sich<br />
auch auf <strong>de</strong>m Survey, welches mit <strong>de</strong>m Compton-Observatoriums <strong><strong>de</strong>r</strong> NASA gewonnen wur<strong>de</strong>. Die<br />
hellen Flecke im Bereich <strong><strong>de</strong>r</strong> galaktischen Ebene sind Pulsare während es sich bei <strong>de</strong>n individuellen<br />
Gamma-Quellen außerhalb davon hauptsächlich um Quasare han<strong>de</strong>lt, in <strong><strong>de</strong>r</strong>en Zentrum sich<br />
supermassive Schwarze Löcher befin<strong>de</strong>n. © ESA/NASA
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
UV-<strong>Astronomie</strong><br />
Für die Ultraviolettastronomie können normale Spiegelteleskope, soweit sie zusätzlich keine<br />
abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n Glasoptiken benutzen, eingesetzt wer<strong>de</strong>n (Glas blockiert alle Wellenlängen unter 330 nm).<br />
Als Strahlungs<strong>de</strong>tektoren kommen Fotoplatten <strong>und</strong> modifizierte Festkörper<strong>de</strong>tektoren (CCD`s) zum<br />
Einsatz. Ein kleiner Teil (ca.100 nm) <strong>de</strong>s Spektrums, <strong><strong>de</strong>r</strong> sich an das Violett (U) anschließt, ist auch<br />
von <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdoberfläche aus noch zugänglich. Ab 300 nm setzt jedoch die sehr effektive Ozon-<br />
Absorption ein, die man nur durch satellitengestützte Beobachtungen umgehen kann. Ab einer<br />
Wellenlänge von ca. 90 nm treten auch dort Schwierigkeiten auf, da bei λ < 91.2 nm das sogenannte<br />
Lyman-Kontinuum beginnt. Ab dieser Grenze wer<strong>de</strong>n die UV-Quanten durch das neutrale<br />
Wasserstoffgas <strong>de</strong>s interstellaren Mediums wirksam absorbiert, welches dann in <strong>de</strong>n einfach ionisierten<br />
Zustand übergeht. Durch diesen „interstellaren Nebel“ wird bis hinunter zu etwa λ = 10 nm <strong><strong>de</strong>r</strong> Blick<br />
in <strong>de</strong>n kosmischen Raums weitgehend verschleiert. Deshalb sind Beobachtungen im EUV auf<br />
kosmische Objekte begrenzt, die sich in <strong><strong>de</strong>r</strong> unmittelbaren Umgebung <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne befin<strong>de</strong>n (d.h. bis<br />
Entfernungen von max. 100 pc). Die Sonne selbst ist in diesem Spektralbereich übrigens ein überaus<br />
dankbares Objekt.<br />
Die ersten Versuche, kosmische UV-Strahlung nachzuweisen, erfolgten mit Hilfe von<br />
Stratosphärenballons (ab 1957, Stratoscope I <strong>und</strong> II) <strong>und</strong> mittels ballistischer Raketen. Das bevorzugte<br />
Untersuchungsobjekt war dabei die Sonne. En<strong>de</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> 60-ziger Jahre begann man verstärkt künstliche<br />
Erdsatelliten mit Equipment auszustatten, die eine Beobachtung kosmischer UV-Strahlungsquellen<br />
erlaubte. Ein beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s erfolgreiches Unternehmen war OAO-3 („Orbiting Astronomical<br />
Observatory“), welches 1972 in eine Erdumlaufbahn gelangte <strong>und</strong> ein Jahr später <strong>de</strong>n Namen<br />
„Copernicus“ erhielt. Damit begann übrigens die Tradition, beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s leistungsfähige astronomische<br />
Beobachtungssatelliten nach berühmten Astronomen zu benennen.<br />
Die bei weitem erfolgreichste Beobachtungskampagne im ultravioletten Spektralbereich wur<strong>de</strong><br />
zweifellos mit <strong>de</strong>m „International Ultraviolet Explorer“ (IUE) durchgeführt. Dieser Satellit, <strong><strong>de</strong>r</strong> mit<br />
zwei Spektrographen unterschiedlicher Auflösung für <strong>de</strong>n Wellenlängenbereich von 330 nm bis 115<br />
nm ausgestattet war, wur<strong>de</strong> am 26. Januar 1978 gestartet. Er war eigentlich für einen zwei- bis<br />
dreijährigen Einsatz konzipiert. Letztlich vergingen aber 18.7 Jahre ununterbrochener Betrieb, bis er<br />
1996 endgültig abgeschaltet wur<strong>de</strong> (nicht weil die Beobachtungsobjekte ausgegangen sind, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n –<br />
wie so oft im Leben – wegen Geldmangel). Zu seiner Erfolgsbilanz gehören 110000 UV-Spektren von<br />
mehr als 11000 Objekten, die über das astronomische Recherchesystem INES („IUE Newly Extracted<br />
Spectra“) allen Astronomen über das Internet weltweit für ihre Forschungen zur Verfügung stehen.<br />
Weitere Höhepunkte in <strong><strong>de</strong>r</strong> UV-<strong>Astronomie</strong> waren u.a. die Shuttle-Missionen STS51 (Discovery, Start<br />
12.9.1993) <strong>und</strong> STS80 (Columbia, Start 19.11.1996), bei <strong>de</strong>m <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>de</strong>utsche Forschungssatellit ASTRO-<br />
SPAS zum Einsatz kam. Auf ihm war das UV-Teleskop ORFEUS („Orbiting and Retrievable Far and<br />
Extrem Ultraviolet Spectrometer“) <strong><strong>de</strong>r</strong> Universität Tübingen montiert, mit <strong>de</strong>m während <strong><strong>de</strong>r</strong> Missionen<br />
mit Hilfe eines speziellen Echelle-Gitterspektrographen hochaufgelöste UV-Spektren (Meßbereich 140<br />
nm bis 90 nm) von verschie<strong>de</strong>nen Himmelskörpern aufgenommen wer<strong>de</strong>n konnten. Als Detektor<br />
wur<strong>de</strong> eine Kombination aus einer sogenannten Mikrokanalplatte <strong>und</strong> einer Keilstreifenano<strong>de</strong><br />
verwen<strong>de</strong>t. Einfach gesprochen, besteht eine Mikrokanalplatte aus vielen winzig kleinen SEV-Röhren,<br />
55
56<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
die man als „Kanäle“ bezeichnet. Diese sind in Form von mikroskopisch kleinen Löchern in ein<br />
Glassubstrat eingearbeitet <strong>und</strong> innen mit einer halbleiten<strong>de</strong>n Schicht versehen. Auf bei<strong>de</strong>n Seiten<br />
befin<strong>de</strong>n sich Elektro<strong>de</strong>n, wobei zwischen Ano<strong>de</strong> <strong>und</strong> Katho<strong>de</strong> eine Spannung in <strong><strong>de</strong>r</strong> Größenordnung<br />
von 1 kV angelegt wird. Die Ano<strong>de</strong> ist so aufgebaut, daß man aus <strong>de</strong>m Meßsignal die Position <strong>de</strong>s<br />
Mikrokanals bestimmen kann, <strong><strong>de</strong>r</strong> das Signal ausgelöst hat. Auf diese Weise erhält man – ähnlich<br />
einem CCD - einen zweidimensionalen, abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n Detektor.<br />
Ein UV-Quant, welches einen Mikrokanal leicht schräg trifft, schlägt aus <strong>de</strong>m Material ein Elektron<br />
heraus (Photoeffekt), welches im elektrischen Feld beschleunigt wird <strong>und</strong> beim Durchqueren <strong>de</strong>s<br />
4<br />
Kanals kaska<strong>de</strong>nartig weitere Elektronen herauslöst (die Verstärkung kann das 10 fache pro<br />
Ausgangselektron betragen). Die austreten<strong>de</strong> Ladungswolke wird von <strong>de</strong>n speziell geformten Ano<strong>de</strong>-<br />
Leitungsbahnen aufgenommen <strong>und</strong> einer schnellen Verstärkerelektronik zugeführt. Diese Elektronik<br />
erlaubt die Berechnung sowohl <strong><strong>de</strong>r</strong> Ortskoordinaten als auch <strong><strong>de</strong>r</strong> Energie <strong>de</strong>s auslösen<strong>de</strong>n UV-Quants.<br />
Die Durchmesser gebräuchlicher Kanaltuben liegen übrigens bei etwa 12 µ m,<br />
ihre Länge bei 1 mm.<br />
Im Echelle-Spektrographen ORFEUS kamen insgesamt drei von diesen Mikrokanalplatten zum<br />
Einsatz. Das folgen<strong>de</strong> Bild zeigt das UV-Spektrums <strong>de</strong>s symbiotischen Doppelsterns RR Tel mit einer<br />
ganzen Anzahl von Emissionslinien. Die Aufnahme wur<strong>de</strong> während <strong><strong>de</strong>r</strong> überaus erfolgreichen<br />
ORFEUS II –Mission aufgenommen.<br />
Echelle-Spektrum <strong>de</strong>s symbiotischen Doppelsternsystems RR Telescopii, aufgenommen mit <strong>de</strong>m UV-<br />
Spektrometer ORFEUS II. Nur die leicht schräg liegen<strong>de</strong>n Streifen gehören zum Stern. Der helle<br />
Streifen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Mitte ist gerätebedingt <strong>und</strong> wird u.a. von Streulicht verursacht. © Astronomisches<br />
Institut <strong><strong>de</strong>r</strong> Universität Tübingen
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
Erwähnt soll auch noch die ROSAT-Mission wer<strong>de</strong>n (1990-1999), die vornehmlich auf die<br />
Beobachtung von Röntgenstrahlungsquellen ausgelegt war. Ihre Instrumentierung erlaubte darüber<br />
hinaus auch eine Himmelsdurchmusterung im Extremen Ultraviolett (EUV), genauer im<br />
Wellenlängenbereich zwischen 30 nm <strong>und</strong> 6 nm. Die dabei gewonnenen Daten stellen eine gute<br />
Ergänzung zu <strong>de</strong>n Beobachtungen im Röntgenbereich (10 nm – 0.6 nm) dar.<br />
UV-Aufnahme <strong><strong>de</strong>r</strong> bekannten Galaxie M81 in UMa. Man erkennt die Wolken heißer Sterne <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
extremen Population I, welche die Spiralarme bevölkern <strong>und</strong> die aufgr<strong>und</strong> ihrer hohen effektiven<br />
Temperatur beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s intensiv im ultravioletten Bereich <strong>de</strong>s Spektrums strahlen.<br />
© GALEX, NASA<br />
Starke UV-Emissionen sind an Hochtemperatur-Plasmen geb<strong>und</strong>en, wie sie in Koronen kühlerer<br />
Sterne, <strong><strong>de</strong>r</strong> Oberfläche heißer O- <strong>und</strong> B-Sterne o<strong><strong>de</strong>r</strong> in Akkretionszonen von engen Doppelsternen (z.B.<br />
RS Canis Venaticorum-Sterne, „Hot-Spots“ bei Zwergnovae) vorkommen. UV-Absorptionen<br />
wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um sind gute Indikatoren für das interstellare Gas. Insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e lassen sich aus<br />
Dopplerverschiebungen von Resonanzabsorptionslinien die Strömungsvorgänge in interstellaren<br />
Gaswolken untersuchen. Aber auch die Kometenphysik verdankt UV-Beobachtungen viele wichtige<br />
Ent<strong>de</strong>ckungen. Genannt sei z.B. <strong><strong>de</strong>r</strong> Nachweis einer riesigen neutralen Wasserstoffhülle um die<br />
sichtbare Koma eines Kometen.<br />
57
Röntgenastronomie<br />
58<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Für die Untersuchung <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen Röntgenstrahlung sind spezielle Teleskope <strong>und</strong> Detektoren<br />
notwendig. Was <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenstrahlung auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> vielfältige Anwendungsmöglichkeiten beschert<br />
(nämlich daß sie Körper durchdringen kann), ist bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Entwicklung eines Röntgenteleskops mit<br />
abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n Eigenschaften ein Problem.<br />
Zwar kann man für die Beobachtung <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne wie beim „normalen Röntgen“ Fotoplatten als<br />
Detektoren einsetzen. Die an<strong><strong>de</strong>r</strong>en, d.h. nichtsolaren Röntgenquellen sind in ihrer Intensität so<br />
schwach, daß es eine bessere Metho<strong>de</strong> ist, die einzeln eintreffen<strong>de</strong>n Röntgenquanten zu zählen <strong>und</strong> ihre<br />
Energie zu bestimmen. In <strong><strong>de</strong>r</strong> Anfangszeit <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenastronomie, als mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Halbleiter<strong>de</strong>tektoren<br />
<strong>und</strong> Mikrokanalplatten noch nicht zur Verfügung stan<strong>de</strong>n, hat man z.B. die aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Kernmeßtechnik<br />
bekannten Proportionalzähler zur Messung von Röntgenstrahlung verwen<strong>de</strong>t. Diese „Zähler“ wur<strong>de</strong>n<br />
natürlich so modifiziert, daß man sie in künstlichen Erdsatelliten einsetzen konnte. Im Prinzip<br />
bestan<strong>de</strong>n sie aus einem Behälter, <strong>de</strong>ssen „Beobachtungsfenster“ (das für Röntgenstrahlung<br />
durchlässig sein mußte) aus einer Mylarfolie- o<strong><strong>de</strong>r</strong> dünnen Berylliumplatte hergestellt wur<strong>de</strong>. Der<br />
Behälter selbst war mit einem E<strong>de</strong>lgas wie z.B. Argon o<strong><strong>de</strong>r</strong> Xenon gefüllt. Die Seitenwän<strong>de</strong> dienten als<br />
Katho<strong>de</strong>n <strong>und</strong> davon isolierte Drähte, die das Innere durchzogen, als Zählano<strong>de</strong>n. Zwischen Katho<strong>de</strong><br />
<strong>und</strong> Ano<strong>de</strong> wur<strong>de</strong> permanent eine Spannungsdifferenz von mehreren kV aufrechterhalten.<br />
Wenn ein Röntgenquant durch das Beobachtungsfenster in das Innere <strong>de</strong>s Zählers gelangt, dann wird<br />
es von einem Atom <strong>de</strong>s Füllgases absorbiert. Als Ergebnis entsteht ein freies Elektron, das in Richtung<br />
Ano<strong>de</strong> beschleunigt <strong>und</strong> <strong>de</strong>ssen kinetische Energie in Folge eines Prozesses, <strong>de</strong>n man Stoßionisation<br />
nennt, abgebaut wird. Bei diesem Vorgang kommt es zu einer kaska<strong>de</strong>nartigen Ionisation weiterer<br />
Gasatome. Unter <strong>de</strong>m Einfluß <strong>de</strong>s Potentialunterschie<strong>de</strong>s zwischen Katho<strong>de</strong> <strong>und</strong> Ano<strong>de</strong> driften die<br />
freigesetzten Elektronen zur Ano<strong>de</strong> <strong>und</strong> erzeugen ein meßbares Signal. Die Größe dieses Signals ist in<br />
etwa <strong><strong>de</strong>r</strong> Energie <strong>de</strong>s auslösen<strong>de</strong>n Röntgenquants proportional.<br />
Ein großer Nachteil von Proportionalzählern ist, daß sie auch auf die kosmische Strahlung <strong>und</strong> auf die<br />
Strahlung aus <strong>de</strong>n Strahlungsgürteln <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdmagnetosphäre reagieren. Dadurch entsteht ein<br />
permanentes Hintergr<strong>und</strong>rauschen, von <strong>de</strong>m sich das eigentlich gewünschte Meßsignal nur schwer<br />
abtrennen läßt. Außer<strong>de</strong>m kann man ohne zusätzliche technische Hilfsmittel wie Kollimatorblen<strong>de</strong>n<br />
die Richtung, aus <strong><strong>de</strong>r</strong> die Röntgenstrahlung stammt, nur schwer <strong>und</strong> ungenau bestimmen. Eine<br />
Objekti<strong>de</strong>ntifikation ist damit nur in Einzelfällen gelungen. Klassische Metho<strong>de</strong>n zur Lichtbün<strong>de</strong>lung,<br />
also zur Erzeugung eines reellen Bil<strong>de</strong>s in einer Brennebene, funktionieren bei Röntgenstrahlung nicht.<br />
„Nicht“ be<strong>de</strong>utet hier mit einer Ausnahme, auf die 1952 <strong><strong>de</strong>r</strong> Physiker HANS WOLTER (1911-1978) von<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Universität Kiel hingewiesen hat. Sein Ehrgeiz bestand nicht in <strong><strong>de</strong>r</strong> Entwicklung eines<br />
Röntgenteleskops, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n eines Röntgenmikroskops. Er konnte zeigen, daß Röntgenstrahlung mit<br />
einer Wellenlänge von 1 nm an einer Metallfläche Totalreflexion erlei<strong>de</strong>t, wenn <strong><strong>de</strong>r</strong> Einfallswinkel<br />
unter 1° liegt. Wenn man nun <strong>de</strong>n total reflektieren<strong>de</strong>n Flächen eine spezielle Form gibt, dann kann<br />
man die streifend einfallen<strong>de</strong>n Röntgenphotonen in einen gemeinsamen Brennpunkt zwingen <strong>und</strong> auf<br />
diese Weise flächenhafte Abbildungen erzeugen. Heute verwen<strong>de</strong>t man Wolter-Teleskope, die aus<br />
einer größeren Anzahl hochgenau geschliffener <strong>und</strong> mit einer Goldbeschichtung versehenen<br />
Paraboloid- <strong>und</strong> Hyperboloidsegmenten bestehen, die ineinan<strong><strong>de</strong>r</strong> eingepaßt <strong>und</strong> extrem genau justiert
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
wer<strong>de</strong>n müssen. Mit <strong><strong>de</strong>r</strong>artigen Röntgenteleskopen lassen sich dann immerhin Winkelauflösungen<br />
besser als 1´´ erreichen. Die bekannten Röntgensatelliten ROSAT, CHANDRA <strong>und</strong> XMM-Newton<br />
sind mit jeweils solch einem Teleskop unterschiedlicher Größe <strong>und</strong> Leistungsfähigkeit ausgestattet.<br />
Prinzip einer abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n Röntgen-Optik (Wolters-Teleskop), wie es in Röntgenteleskopen, z.B.<br />
CHANDRA, verwen<strong>de</strong>t wird.<br />
Flächenhaft abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong> Röntgenteleskope benötigen natürlich auch Flächen<strong>de</strong>tektoren. Bei ROSAT<br />
verwen<strong>de</strong>te man z.B. eine Abart <strong>de</strong>s bereits erwähnten Proportionalzählers <strong><strong>de</strong>r</strong> so konstruiert war, daß<br />
er in <strong><strong>de</strong>r</strong> Lage war, möglichst genau <strong>de</strong>n Ort, die Energie <strong>und</strong> die Zeit eines einfallen<strong>de</strong>n<br />
Röntgenquants zu bestimmen. Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nere Röntgenteleskope verwen<strong>de</strong>n dagegen spezielle<br />
Halbleitersensoren, die nach <strong>de</strong>m Prinzip einer CCD arbeiten o<strong><strong>de</strong>r</strong> Detektoren auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Gr<strong>und</strong>lage von<br />
Mikrokanalplatten (siehe Abschnitt UV-<strong>Astronomie</strong>).<br />
Detektionstechniken für Röntgenstrahlung sind stark energieabhängig. Deshalb wer<strong>de</strong>n für die<br />
verschie<strong>de</strong>nen Energiebereiche (weiche Röntgenstrahlung, harte Röntgenstrahlung) z.T.<br />
unterschiedliche Meßmetho<strong>de</strong>n angewen<strong>de</strong>t. Insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e auf <strong>de</strong>m hochinteressanten Gebiet <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Röntgenspektroskopie kommen neuerdings Metho<strong>de</strong>n zum Einsatz, wie man sie bis dato nur in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Festkörperphysik bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenstrukturaufklärung verwen<strong>de</strong>t hat. Zu nennen sind z.B. die<br />
sogenannten Bragg-Kristallspektrometer, in <strong>de</strong>nen das dreidimensionale Atomgitter eines Einkristalls<br />
als Beugungsgitter wirkt. Mit einem <strong><strong>de</strong>r</strong>artigen Spektrometer kann man nicht nur Röntgenspektren in<br />
hoher spektraler Auflösung gewinnen. Man kann damit auch Informationen über <strong>de</strong>n<br />
Polarisationszustand <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenstrahlung erhalten.<br />
Eine weitere Metho<strong>de</strong>, um flächenhafte Bildinformationen zu erhalten, besteht im Einsatz von<br />
codierten Masken. Sie ist auch im Gammastrahlenbereich einsetzbar <strong>und</strong> wird im Kapitel über die<br />
Gammaastronomie überblicksmäßig beschrieben. Einen entsprechen<strong>de</strong>n Detektor hat z.B. <strong><strong>de</strong>r</strong> 1994<br />
gestartete Satellit BEPPO-SAX an Bord.<br />
59
60<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Die Geschichte <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenastronomie ist eng mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Geschichte <strong><strong>de</strong>r</strong> Raumfahrt verb<strong>und</strong>en. Die<br />
ersten Anfänge gehen jedoch schon auf das Jahr 1949 zurück, als amerikanische Militärs in<br />
Zusammenarbeit mit – quasi als Kriegsbeute übernommenen – <strong>de</strong>utschen Raketenwissen-schaftlern<br />
erste Stratosphärenflüge mit umgebauten V2-Raketen (die man hier A4 nannte) unternommen haben.<br />
Dabei konnte zum ersten Mal mit entsprechen<strong>de</strong>n Detektoren Röntgenstrahlen von <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne<br />
nachgewiesen wer<strong>de</strong>n. Dreizehn Jahre später ent<strong>de</strong>ckte RICCARDO GIACCONI mit einem ähnlichen<br />
Raketenexperiment (18.6.1962) die erste interstellare Röntgenquelle SCO X-1. Er konnte damals<br />
natürlich noch nicht ahnen, daß diese Ent<strong>de</strong>ckung eine Forscherkarriere einleitete, die im Jahre 2002<br />
zur Verleihung <strong>de</strong>s Nobelpreises führte...<br />
Neben Raketen wur<strong>de</strong>n ab 1964 verstärkt auch Stratosphärenballons, die damals gera<strong>de</strong> in Mo<strong>de</strong> waren<br />
(am 27.8.1960 sprang z.B. JOSEPH KITTINGER mit einem Fallschirm aus einer Höhe von 31354 m aus<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Gon<strong>de</strong>l seines Ballons ab), zur Beobachtung kosmischer Röntgenstrahlung eingesetzt. In etwa 40<br />
km Höhe war man in <strong><strong>de</strong>r</strong> Lage, für mehrere St<strong>und</strong>en Röntgenstrahlung, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Energie 20 keV<br />
überschritt, mit Hilfe von Proportionalzählern nachzuweisen <strong>und</strong> einige ihrer Parameter grob zu<br />
bestimmen. Das unter Astronomen bekannteste Ergebnis diese Kampagne war zweifellos die<br />
Ent<strong>de</strong>ckung, daß <strong><strong>de</strong>r</strong> Krebsnebel (NGC 1952 o<strong><strong>de</strong>r</strong> M 1) ein starker Röntgenstrahler ist.<br />
Von 1970 bis 1973 war die eigentliche Ära <strong><strong>de</strong>r</strong> finalen Ent<strong>de</strong>ckungen: 1970 wur<strong>de</strong> mit UHURU (SAS-<br />
1, kurz darauf umbenannt auf das Wort „Freiheit“ auf Swahili zur Erinnerung an <strong>de</strong>n 6. Jahrestag <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Unabhängigkeitserklärung Kenias, von wo aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Satellit gestartet wur<strong>de</strong>) die erste Satellitenmission<br />
gestartet, die ausschließlich <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenastronomie diente. Bei dieser ersten Himmelsdurchmusterung<br />
konnten 339 Röntgenquellen ent<strong>de</strong>ckt wer<strong>de</strong>n, darunter insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e Röntgendoppelsterne (z.B. Her<br />
X-1), Supernovaüberreste, aber über-raschen<strong><strong>de</strong>r</strong>weise auch aktive Galaxien <strong>und</strong> sogar ganze<br />
Galaxienhaufen. Ab diesem Zeitpunkt wur<strong>de</strong> es klar, daß es auf <strong>de</strong>m Gebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> interstellaren <strong>und</strong><br />
extragalaktischen Röntgenquellen noch viel Aufregen<strong>de</strong>s zu ent<strong>de</strong>cken gibt. Deshalb wur<strong>de</strong>n seit<strong>de</strong>m<br />
fast je<strong>de</strong>s Jahr neue Missionen mit immer besseren Meßgeräten auf Erdumlaufbahnen gebracht, von<br />
<strong>de</strong>nen nur einige erwähnt wer<strong>de</strong>n sollen:<br />
1971-1973 OSO-7 (Orbiting Solar Observatory)<br />
Himmelsdurchmusterung nach Röntgenquellen, Röntgenbeobachtung solarer Flares<br />
1972-1981 OAO-3 (Orbiting Astronomical Satellite) COPERNICUS<br />
War mit <strong>de</strong>n ersten Wolter-Teleskopen ausgestattet. Highlights waren die Ent<strong>de</strong>ckung verschie<strong>de</strong>ner<br />
Röntgenpulsare <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Nachweis einer sehr schnellen Variabilität <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenemission <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
extragalaktischen Strahlungsquelle Cen-A.<br />
1975-1979 SAS-3 (Small Astronomy Satellite)<br />
Kollimator-Detektor zur Ortsbestimmung, Ent<strong>de</strong>ckung schneller Röntgenburstquellen,<br />
Röntgenstrahlung von Polare (AM Her), Ent<strong>de</strong>ckung <strong>de</strong>s weichen Röntgenhintergr<strong>und</strong>es<br />
1975-1978 OSO-8 (Orbiting Solar Observatory)<br />
Ent<strong>de</strong>ckung von thermischer Röntgenstrahlung, Polarisationsuntersuchungen an Röntgendoppelsternen
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
1977-1979 HEAO-1 (High Energy Astronomy Observatories)<br />
Sehr erfolgreiche Himmelsdurchmusterung, die zur Auffindung vieler optischer Gegenstücke von<br />
Röntgenquellen geführt hat; <strong>de</strong>taillierte Untersuchung <strong><strong>de</strong>r</strong> kurzen, nichtperiodischen<br />
Röntgenflußschwankungen <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenquelle Cyg-X1 (Black hole -Kandidat); Untersuchung aktiver<br />
galaktischer Kerne.<br />
1978-1981 HEAO-2 EINSTEIN<br />
Abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong>s Wolter-Teleskop + Objektivgitterspektrograph; Röntgenspektroskopie von<br />
Supernovaüberresten, Röntgenemissionen von Galaxienhaufen, Nachweis schwacher <strong>und</strong> weit<br />
entfernter Röntgenquellen, Auflösung von Röntgenquellen in benachbarten Galaxien (M31, M87).<br />
1983-1986 EXOSAT (Europian Space Agency`s X-ray Observatory<br />
Ausgestattet mit zwei Wolter-Teleskopen. Spektroskopie im nie<strong><strong>de</strong>r</strong>energetischen Röntgenbereich<br />
(insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e bei Röntgendoppelsternen), Untersuchung aktiver galaktischer Kerne (AGN)<br />
1989-1998 GRANAT<br />
Russische Mission in Zusammenarbeit mit europäischen Forschungsgruppen. Ausgestattet mit<br />
Röntgenteleskopen, die mit codierten Masken arbeiten. Detaillierte Untersuchung <strong>de</strong>s galaktischen<br />
Zentrums <strong>und</strong> Nachweis <strong><strong>de</strong>r</strong> Elektronen-Positronen-Annihilationsstrahlung, Untersuchung von Black<br />
hole –Kandidaten.<br />
1990-1999 ROSAT (Roentgen Satellite)<br />
Bisher erfolgreichste Röntgenstrahlungsmission in Zusammenarbeit mit <strong>de</strong>utschen <strong>und</strong> britischen<br />
Institutionen. Ausgestattet mit einem abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n Wolter-Spiegelsystem. Während <strong><strong>de</strong>r</strong> Betriebsdauer<br />
konnten insgesamt r<strong>und</strong> 150000 Röntgenquellen kartiert wer<strong>de</strong>n. Viele Detailuntersuchung einzelner<br />
Objekte. Beobachtung <strong>de</strong>s Einschlags <strong>de</strong>s Kometen Shoemaker Levy auf Jupiter. Überraschen<strong>de</strong><br />
Ent<strong>de</strong>ckung, daß Kometen in Sonnennähe Röntgenstrahlungsquellen sind.<br />
1996-2002 BEPPO-SAX<br />
Nie<strong><strong>de</strong>r</strong>ländisch-italienischer Forschungssatellit. Untersuchung <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenemissionen von<br />
Gammastrahlungsquellen.<br />
1999 AXAF (NASA`s Advanced X-ray Astrophysics Facility) CHANDRA<br />
Leistungsfähiges Wolter-Röntgenspiegelteleskop mit verschie<strong>de</strong>nen Spektrographen. Erlaubt<br />
hochaufgelöste Aufnahmen (R< 1`` ) von flächenhaften Röntgenquellen. Er ist nach <strong>de</strong>m 1983 mit <strong>de</strong>m<br />
Nobelpreis ausgezeichneten indischen <strong>Astrophysik</strong>er SUBRAHMANYAN CHANDRASEKHAR benannt<br />
wor<strong>de</strong>n.<br />
61
1999 XMM-NEWTON (X-ray Multi-Mirror Mission)<br />
62<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
ROSAT-Nachfolger <strong><strong>de</strong>r</strong> ESA mit 3 abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n Wolter-Teleskopen (+Gitterspektrograph) <strong>und</strong> einem<br />
parallel dazu im UV- <strong>und</strong> optischen Spektralbereich arbeiten<strong>de</strong>n Teleskop.<br />
Die ESA plant auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Internationalen Raumstation ISS ein dort permanent arbeiten<strong>de</strong>s<br />
Röntgenteleskop zum Einsatz zu bringen (XEUS).<br />
Gamma-<strong>Astronomie</strong><br />
Die Gammastrahlen-<strong>Astronomie</strong> ist <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong> Teil <strong><strong>de</strong>r</strong> Hochenergie-<strong>Astrophysik</strong>, die<br />
energetische Prozesse im Kosmos bei Photonenenergien > 100 keV untersucht. Die dabei gewonnenen<br />
Erkenntnisse sind auch für an<strong><strong>de</strong>r</strong>e Zweige <strong><strong>de</strong>r</strong> Physik interessant, da Materie, die z.B. thermische<br />
Gammastrahlung emittiert (was eher ungewöhnlich ist), meist in einem Zustand vorliegt, <strong><strong>de</strong>r</strong> so<br />
exotisch ist, das er auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> kaum experimentell erzeugt wer<strong>de</strong>n kann. Genauso wie bei <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Röntgenstrahlung gibt es auch nichtthermische Gammastrahlungsquellen, die nach <strong>de</strong>m<br />
Synchrotronprinzip funktionieren <strong>und</strong> an starke Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong> gekoppelt sind, wie man es z.B. bei<br />
Pulsaren (d.h. rotieren<strong>de</strong>n Neutronensternen) beobachtet. Die wichtigsten Strahlungsmechanismen<br />
sind jedoch:<br />
Bremsstrahlung<br />
Darunter versteht man die elektromagnetische Strahlung, die ein gela<strong>de</strong>nes Teilchen emittiert, wenn es<br />
in ein Coulombfeld einer an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Ladung eindringt <strong>und</strong> dabei beschleunigt wird. Der Name<br />
„Bremsstrahlung“ (<strong><strong>de</strong>r</strong> auch im Englischen verwen<strong>de</strong>t wird) weist auf die negative Beschleunigung<br />
z.B. eines Elektrons (negative Ladung) hin, das in unmittelbarer Nähe eines Atomkerns (positive<br />
Ladung) abgebremst wird <strong>und</strong> dabei fast seine gesamte kinetische Energie in Form von<br />
„Bremsstrahlung“ - die auch im Gammabereich liegen kann - emittiert. Neben dieser Elektronen-<br />
Protonen-Bremsstrahlung beobachtet man noch Elektronen-Elektronen <strong>und</strong> Elektronen-Positronen-<br />
Bremsstrahlung. Natürlich können auch an<strong><strong>de</strong>r</strong>e gela<strong>de</strong>ne Teilchen – z.B. Myonen – Bremsstrahlung<br />
emittieren. Eine klassische Röntgenröhre arbeitet übrigens auch nach diesem Prinzip (Abbremsung<br />
schneller, in einem elektrischen Feld beschleunigter Elektronen an <strong><strong>de</strong>r</strong> Antikatho<strong>de</strong>). Bremsstrahlung<br />
besitzt ein kontinuierliches Spektrum, das sich über einen weiten Wellenlängenbereich erstreckt. Eine<br />
<strong>de</strong>taillierte Theorie <strong><strong>de</strong>r</strong> Strahlungsmechanismen liefert die Quantenelektrodynamik. .<br />
Inverser Compton-Effekt<br />
Wie <strong><strong>de</strong>r</strong> Name schon sagt, han<strong>de</strong>lt es sich hier um eine Umkehrung <strong>de</strong>s klassischen Comptoneffektes.<br />
Elektronen mit relativistischen Geschwindigkeiten treffen auf Photonen (meist <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen<br />
Hintergr<strong>und</strong>strahlung) <strong>und</strong> übertragen dabei einen Teil ihrer kinetischen Energie. Als Ergebnis wer<strong>de</strong>n<br />
die davon betroffenen Photonen „blauverschoben“ (da sie Energie gewinnen), wobei die<br />
Frequenzverschiebung bis in <strong>de</strong>n Gammastrahlungsbereich reichen kann.
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
Annihilationsprozesse<br />
Genauso wie aus energiereichen Photonen (E>1.02 MeV) im Prozeß <strong><strong>de</strong>r</strong> Paarerzeugung Elektronen<br />
<strong>und</strong> Positronen entstehen können, entstehen im umgekehrten Prozeß – <strong><strong>de</strong>r</strong> Paarvernichtung –<br />
hochenergetische Gamma-Quanten:<br />
+ →2γ<br />
− + e e<br />
Daß bei diesem Vorgang (min<strong>de</strong>stens) zwei Photonen entstehen, ergibt sich aus <strong><strong>de</strong>r</strong> For<strong><strong>de</strong>r</strong>ung nach<br />
Impulserhaltung.<br />
Annihilationsprozesse treten immer auf, wenn Teilchen <strong>und</strong> Antiteilchen aufeinan<strong><strong>de</strong>r</strong>treffen. Daß dabei<br />
nicht nur Photonen entstehen, zeigt folgen<strong>de</strong> Reaktion:<br />
+ − 0<br />
0<br />
p+<br />
p →π<br />
+ π + π π →2γ<br />
Kernumwandlungen<br />
Es ist allgemein bekannt, daß bei radioaktiven Zerfallsprozessen von Isotopen (meist bei einem Beta-<br />
Zerfall) auch elektromagnetische Strahlung in Form von Gammastrahlung freigesetzt wird. Isotope<br />
schwerer Elemente entstehen z.B. bei Supernovaexplosionen in großer Zahl. Diese Isotope zerfallen in<br />
charakteristischen Zerfallsreihen zu stabilen Elementen, wobei als Zwischenstufen auch<br />
Gammastrahler auftreten. <strong>Astrophysik</strong>alisch be<strong>de</strong>utungsvoll sind beispielsweise folgen<strong>de</strong><br />
Zerfallsketten, die bei Supernovas auftreten bzw. <strong><strong>de</strong>r</strong>en Auftreten aus kernphysikalischen Grün<strong>de</strong>n<br />
erwartet wird:<br />
Gammastrahlung durchdringt analog <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgenstrahlung nicht die Erdatmosphäre.<br />
Gammastrahlenbeobachtung ist <strong>de</strong>shalb weitgehend eine Domäne <strong><strong>de</strong>r</strong> Satellitenastronomie. Aufgr<strong>und</strong><br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> kurzen Wellenlängen sind abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong> Teleskope, die auf Reflektion beruhen, nicht möglich.<br />
Deshalb ist es recht schwierig, Richtungsinformationen von Gammastrahlenquellen zu erhalten. Es gibt<br />
zwar Tricks (z.B. die Messung von Laufzeitunterschie<strong>de</strong> zu verschie<strong>de</strong>nen, im Raum verteilten<br />
Satelliten, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Position genau bekannt ist), um zumin<strong>de</strong>st die Position <strong><strong>de</strong>r</strong> rätselhaften Burstquellen<br />
mit befriedigen<strong><strong>de</strong>r</strong> Genauigkeit zu bestimmen. Einfacher ist es, die Energie eintreffen<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Gammaquanten zu messen. Man benutzt dazu Metho<strong>de</strong>n <strong>und</strong> Geräte, die ursprünglich für Belange <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Kernphysik entwickelt wur<strong>de</strong>n. Eine indirekte Metho<strong>de</strong>, hochenergetische Gammaquanten (E>100<br />
GeV) nachzuweisen, ist die optische Detektierung von Cherenkov-Strahlung. Diese Strahlung wird von<br />
gela<strong>de</strong>nen Teilchen emittiert, wenn sie sich mit einer Geschwindigkeit durch ein Medium bewegen –<br />
hier die Erdatmosphäre – die größer ist als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Medium. Kaska<strong>de</strong>n von<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong>artigen Teilchen – insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e Elektronen <strong>und</strong> Positronen – entstehen z.B., wenn extrem<br />
energiereiche Gamma-Photonen in die oberen Atmosphärenschichten eindringen.<br />
63
Direkter Nachweis von Gammastrahlung<br />
64<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Um Gammastrahlung nachzuweisen, nutzt man im Wesentlichen <strong>de</strong>n Photoeffekt (für Energien im<br />
2<br />
Bereich von einigen 10 keV) <strong>und</strong> <strong>de</strong>n Compton-Effekt (E>1 MeV) aus (ionisieren<strong>de</strong> Wirkung <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
dabei entstehen<strong>de</strong>n Elektronen, Anregung zur Fluoreszenz <strong>und</strong> verwandte Phänomene). Bei<br />
Photonenenergien, welche die doppelte Ruheenergie <strong><strong>de</strong>r</strong> Elektronen weit übersteigen (E>>10 MeV),<br />
wird die<br />
+ −<br />
e e -Paarerzeugung wesentlich. Zu ihren Nachweis können z.B. Kristall-Kalorimeter<br />
benutzt wer<strong>de</strong>n. Bei noch höheren Energien (E>100 GeV) lassen sich nur noch Sek<strong>und</strong>äreffekte<br />
messen (Cherenkov-Strahlung), die sich aus <strong>de</strong>n Ionisationskaska<strong>de</strong>n ergeben, die beim<br />
Strahlungseintritt in die Erdatmosphäre entstehen.<br />
Prinzipieller Aufbau eines Szintillationszählers<br />
Der älteste <strong>und</strong> auch heute noch wichtigste Gammastrahlen<strong>de</strong>tektor ist <strong><strong>de</strong>r</strong> sogenannte<br />
Szintillationszähler. Das Gr<strong>und</strong>prinzip besteht darin, daß Gammastrahlung in einem bestimmten Stoff<br />
die Emission von Licht im optischen Spektralbereich anregt. Diese „Szintillationsstrahlung“ (meist<br />
Fluoreszenzlicht) läßt sich dann mit Hilfe eines SEV verstärken <strong>und</strong> in ein meßbares elektrisches<br />
Signal überführen. Je nach <strong>de</strong>m Material <strong>de</strong>s „Szintillators“ unterschei<strong>de</strong>t man anorganische<br />
Szintillatoren (z.B. bestimmte Halogenidkristalle wie z.B. Natriumjodid (NaI) o<strong><strong>de</strong>r</strong> Cäsiumjodid (CsI),<br />
<strong>de</strong>nen als „Aktivator“ Thallium (T) o<strong><strong>de</strong>r</strong> Natrium (Na) beigemengt wer<strong>de</strong>n), organische Szintillatoren<br />
(z.B. Anthracen), Plastikszintillatoren <strong>und</strong> sogenannte Gasszintillatoren. Die anorganischen<br />
Szintillatoren haben sich dabei in bezug auf die Quantenausbeute als die optimalste Form erwiesen,<br />
weshalb sie – auch wegen ihres einfachen Aufbaus – am häufigsten eingesetzt wer<strong>de</strong>n. Durch die sehr<br />
gute Quantenausbeute (ca. 12% <strong><strong>de</strong>r</strong> Energie eines Gammaquants wird in optische Photonen<br />
umgewan<strong>de</strong>lt) <strong>und</strong> ihre leichte Herstellung haben sich bei astronomischen Anwendungen NaI-Kristalle<br />
mit „Thallium-Dotierung“ durchgesetzt. Ein weiterer Vorteil ist ihre weitgehend lineare Kennlinie,<br />
d.h. die Zahl <strong><strong>de</strong>r</strong> von einem SEV nachgewiesenen Szintillationsphotonen ist <strong><strong>de</strong>r</strong> Energie <strong>de</strong>s<br />
Gammaquants direkt proportional. Man kann <strong>de</strong>shalb mit Szintillations<strong>de</strong>tektoren auch die Energie <strong>und</strong><br />
damit das Spektrum <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen Gammastrahlung messen.
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
Bei Energien oberhalb von 30 MeV beginnt in <strong>de</strong>n meisten Detektormaterialien die Erzeugung von<br />
Elektronen-Positronenpaaren zu dominieren. Hier haben sich als Nachweisgeräte sogenannte<br />
Funkenkammern bewährt. Sie bestehen aus einer Schicht aus einem Material mit einer möglichst<br />
großen Kernladungszahl Z. Tritt ein Gammaquant in dieser Konverterschicht ein, dann wan<strong>de</strong>lt es sich<br />
in ein<br />
+ −<br />
e e -Paar um, welches die Konverterschicht verläßt <strong>und</strong> in ein Behälter mit einem leicht zu<br />
ionisieren<strong>de</strong>n Gas eintritt. In diesen Gasbehälter sind schichtartig entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> Metallplatten o<strong><strong>de</strong>r</strong> Drähte<br />
eingezogen, an <strong>de</strong>nen eine hohe elektrische Spannung anliegt. Immer wenn eine Ionisationsspur zwei<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong>artige Platten kurzschließt, entsteht ein Funken. Aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Funkenspur in <strong><strong>de</strong>r</strong> Kammer läßt sich dann<br />
die dreidimensionale Bahn <strong><strong>de</strong>r</strong> ionisieren<strong>de</strong>n Teilchen rekonstruieren <strong>und</strong> daraus wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um die<br />
Richtung, aus <strong>de</strong>m das primäre Gamma-Quant gekommen ist. Die Energie bestimmt man, in <strong>de</strong>m man<br />
einen Szintillationszähler nachschaltet o<strong><strong>de</strong>r</strong> in<strong>de</strong>m man <strong>de</strong>n „Gabelungswinkel“ zwischen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Elektronen- <strong>und</strong> Positronenspur unter <strong>de</strong>m Einfluß eines Magnetfel<strong>de</strong>s mißt.<br />
Der astrophysikalisch hochinteressante Energiebereich zwischen 1 <strong>und</strong> 30 MeV Photonenenergie ist<br />
meßtechnisch nur schwer zu erfassen. In ihm überwiegt die Compton-Streuung. Die entsprechen<strong>de</strong>n<br />
Detektoranordnungen wer<strong>de</strong>n <strong>de</strong>shalb auch als „Compton scatter“ bezeichnet: Ein einfallen<strong>de</strong>s<br />
Gamma-Photon wird an einem Atom gestreut, wobei <strong>de</strong>ssen Energie <strong>und</strong> Impuls auf ein<br />
Sek<strong>und</strong>ärphoton (gestreutes Photon) <strong>und</strong> ein Elektron aufgeteilt wer<strong>de</strong>n. Man wählt dabei als<br />
Streukörper ein Material, in <strong>de</strong>m das Rückstoßelektron seine gesamte Energie verliert. Das Meßprinzip<br />
besteht nun darin, daß in einem ersten Detektor die Rückstoßenergie <strong>de</strong>s Elektrons <strong>und</strong> damit <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Energieverlust zwischen <strong>de</strong>m primären Gamma-Quant <strong>und</strong> <strong>de</strong>m <strong>de</strong>s gestreuten Photons bestimmt wird,<br />
also die Energiedifferenz<br />
∆ E = E − E . In einem Zweiten Detektor, <strong><strong>de</strong>r</strong> sich in einem bestimmten<br />
γ<br />
'<br />
γ<br />
Abstand vom Ersten befin<strong>de</strong>t, wird mittels Szintillationszählern die Restenergie<br />
65<br />
'<br />
E γ <strong>de</strong>s „Compton-<br />
Photons“ gemessen. Auf diese Weise läßt sich die Energie <strong>de</strong>s primären Gamma-Quants<br />
rekonstruieren. Aus <strong><strong>de</strong>r</strong> relativistischen Impulsbilanz <strong><strong>de</strong>r</strong> Comptonstreuung folgt außer<strong>de</strong>m, daß sich<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Streuwinkel ϑ immer mehr verkleinert, je größer die Energie <strong>de</strong>s einfallen<strong>de</strong>n Gamma-Quants<br />
wird (Vorwärtsstreuung). Diese Gesetzmäßigkeit wird in einem Compton-Teleskop ausgenutzt, um<br />
auch Richtungsinformationen zu erhalten. Da es nicht möglich ist, die Bewegungsrichtung <strong>de</strong>s<br />
Rückstoßelektrons meßtechnisch zu erfassen, kann man nur <strong>de</strong>n Raumwinkel, aus <strong>de</strong>m das Gamma-<br />
Quant <strong>de</strong>n Detektor erreicht hat, ermitteln. Die Bezugsachse ergibt sich dabei aus <strong>de</strong>n<br />
Positionsinformationen <strong>de</strong>s oberen <strong>und</strong> unteren Detektors. In <strong>de</strong>m man viele Gamma-Quanten auf<br />
diese Weise <strong>de</strong>tektiert, kann man mit statistischen Metho<strong>de</strong>n die Koordinaten <strong>de</strong>s Ortes <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
entsprechen<strong>de</strong>n Gammastrahlungsquelle am Himmel berechnen.<br />
Das überaus erfolgreiche Gammastrahlenteleskop COMPTEL arbeitet genau nach diesem Prinzip. Es<br />
war Bestandteil <strong>de</strong>s Gammastrahlen-Observatorium GSO („Compton-Observatorium“), welches am 5.<br />
April 1991 mit <strong>de</strong>m Space Shuttle „Atlantis“ in eine Erdumlaufbahn verbracht wur<strong>de</strong>. Es arbeitete im<br />
Energiebereich zwischen 0.8 <strong>und</strong> 30 MeV. Mit seiner Hilfe konnten Positionen von<br />
Gammastrahlungsquellen mit einer Genauigkeit von einigen Bogenminuten bis zu einem halben Grad<br />
bestimmt wer<strong>de</strong>n. Dem GSO, welches bis 2000 im Einsatz war, verdanken wir eine <strong>de</strong>taillierte<br />
Durchmusterung <strong>de</strong>s „Gammastrahlungshimmels“, <strong>de</strong>ssen Ergebnisse in mehreren Katalogen <strong>und</strong><br />
Datenbanken verfügbar sind.
66<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Für praktische astrophysikalische Aufgabenstellungen sind nicht nur die Energieverteilung <strong>und</strong> die<br />
ungefähre Position einer Gammastrahlungsquelle interessant. Man möchte die Quellen dieser<br />
hochenergetischen Strahlung möglichst direkt mit bekannten Objekten, die z.B. auch in an<strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Spektralbereichen Abson<strong><strong>de</strong>r</strong>lichkeiten aufweisen, i<strong>de</strong>ntifizieren. Eine I<strong>de</strong>ntifikation erfor<strong><strong>de</strong>r</strong>t aber eine<br />
präzise Ortsbestimmung. Wie bereits erwähnt, sind alle sonst in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> verwen<strong>de</strong>ten<br />
Abbildungssysteme (wie z.B. Spiegel- <strong>und</strong> Linsensysteme) im Energiebereich oberhalb von 10 keV<br />
unbrauchbar. Es gibt zwar Versuche mit sogenannten Bragg-Reflektoren, die aber alle noch im<br />
Experimentierstadium sind. Man hat <strong>de</strong>shalb an<strong><strong>de</strong>r</strong>e Metho<strong>de</strong>n <strong>und</strong> Instrumente entwickelt, um das<br />
Winkelauflösungsvermögen von Gammastrahlungs<strong>de</strong>tektoren zu verbessern. Neben <strong><strong>de</strong>r</strong> Lösung, wie<br />
sie im Gammastrahlenteleskop COMPTEL realisiert ist, sind das spezielle Kollimatorblen<strong>de</strong>n sowie<br />
codierte Masken.<br />
Ein Kollimator dient dazu, das Gesichtsfeld einer Detektoranordnung soweit einzuschränken, daß nur<br />
die innerhalb eines kleinen Raumwinkelbereichs α einfallen<strong>de</strong> Gammastrahlung <strong>de</strong>n eigentlichen<br />
Detektor erreicht. In <strong><strong>de</strong>r</strong> Praxis verwen<strong>de</strong>t man beispielsweise honigwabenförmig angeordnete<br />
„Röhren“ aus einem Gammastrahlung absorbieren<strong>de</strong>n Material, die vor einer Detektorfläche (z.B.<br />
einem NaI-Kristall) angeordnet wer<strong>de</strong>n. Das Verhältnis Durchmesser zu Höhe einer Röhre bestimmt<br />
<strong>de</strong>n Winkel α <strong>und</strong> damit das effektive Gesichtsfeld. Ein prinzipieller Nachteil eines solchen Detektors<br />
besteht darin, daß zwei unterschiedliche Gammastrahlungsquellen, die innerhalb <strong>de</strong>s Gesichtsfel<strong>de</strong>s<br />
liegen, räumlich nicht getrennt wer<strong>de</strong>n können. Die logische Weiterentwicklung eines „starren“<br />
Kollimatorsystems stellen die sogenannten Modulationskollimatoren dar. Bei ihnen verwen<strong>de</strong>t man<br />
zwei Gitteranordnungen, die in einem bestimmten Abstand über <strong><strong>de</strong>r</strong> eigentlichen Detektorfläche<br />
befestigt sind. Das obere Gitter wirft dabei einen „Schatten“ auf das untere Gitter. Man nutzt dabei aus,<br />
daß Strahlung, die nicht genau achsenparallel eintritt, durch das untere Gitter teilweise abgeschirmt<br />
wird. Bewegt man die Detektoranordnung langsam über <strong>de</strong>n Himmel, dann erhält man von <strong>de</strong>n dabei<br />
überstrichenen Strahlungsquellen ein „moduliertes“ Signal, aus <strong>de</strong>m die Richtungsinformation<br />
senkrecht zur Gitterausrichtung extrahiert wer<strong>de</strong>n kann. Um die genaue Position einer<br />
Gammastrahlungsquelle zu erhalten, sind <strong>de</strong>shalb mehrere „Scans“ mit unterschiedlicher<br />
Gitterausrichtung notwendig (man kann die Anordnung auch während eines Meßzyklus um die<br />
Symmetrieachse <strong><strong>de</strong>r</strong> Detektoranordnung rotieren lassen, wodurch ein sogenannter<br />
Rotationsmodulationskollimator entsteht).<br />
Das Prinzip <strong><strong>de</strong>r</strong> „Abschattung“ verwen<strong>de</strong>t man auch bei Gammastrahlenteleskopen mit codierter<br />
Maske. Das europäische Gammastrahlenobservatorium „INTEGRAL“ ist z.B. mit einem <strong><strong>de</strong>r</strong>artigen<br />
Teleskop ausgestattet. Eine codierte Maske ist eine Art von Scheibe, die aus einem komplizierten<br />
Muster aus strahlungsdurchlässigen <strong>und</strong> strahlungs<strong>und</strong>urchlässigen „Pixeln“ besteht. Dieses<br />
Pixelmuster wird bei Strahlungseinfall in Form eines „Schattens“ auf die Detektorfläche (die logisch<br />
auch in „Pixel“ aufgeteilt ist), projiziert. Über ein kompliziertes mathematisches Verfahren<br />
(Autokorrelation) kann aus <strong>de</strong>n Signalen <strong><strong>de</strong>r</strong> Detektorfläche <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Struktur <strong><strong>de</strong>r</strong> codierten Maske ein<br />
zweidimensionales Abbild <strong><strong>de</strong>r</strong> Gammastrahlungsquelle am Himmel abgeleitet wer<strong>de</strong>n. Auf diese<br />
Weise lassen sich <strong>de</strong>shalb auch diffuse Strahlungsquellen beobachten <strong>und</strong> ihre Struktur ermitteln. Im<br />
Vergleich zu einem Compton-Teleskop erweisen sich das große Gesichtsfeld, das gute<br />
Auflösungsvermögen von Punkt- <strong>und</strong> Flächenquellen sowie die bessere spektrale Auflösung als<br />
Vorteile.
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
Indirekter Nachweis von Gammastrahlung<br />
Auf <strong>de</strong>n kanarischen Inseln, genauer auf La Palma, befin<strong>de</strong>t sich in 2225 m Höhe ein<br />
außergewöhnliches optisches Teleskop, welches in seiner Größe <strong>und</strong> Bauweise (17 m Durchmesser)<br />
eher einem Radioteleskop ähnelt. Es hat <strong>de</strong>n Namen MAGIC („Major Atmospheric Gamma Imaging<br />
Cherenkov Telescope“) erhalten <strong>und</strong> dient in erster Linie <strong><strong>de</strong>r</strong> Untersuchung kosmischer<br />
Gammastrahlenquellen in <strong>de</strong>m schwer meßbaren Energiebereich zwischen 20 <strong>und</strong> 300 GeV.<br />
Bekanntermaßen kann kosmische Gammastrahlung die Erdoberfläche nicht erreichen, da sie in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Erdatmosphäre sehr effektiv absorbiert wird. Dieser „Absorptionsvorgang“ ist aber aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> hohen<br />
Energie <strong><strong>de</strong>r</strong> γ − Quanten mit einer ganzen Kaska<strong>de</strong> von Sek<strong>und</strong>ärprozessen verb<strong>und</strong>en, die in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Atmosphäre letztlich zu einem optisch nachweisbaren Lichtblitz führen (Cherenkov-Strahlung). Die<br />
Aufspürung <strong>und</strong> Vermessung <strong><strong>de</strong>r</strong>artiger Lichtblitze in <strong><strong>de</strong>r</strong> sauberen Atmosphäre über <strong>de</strong>n Roque <strong>de</strong> los<br />
Muchachos ist die eigentliche Aufgabe von MAGIC <strong>und</strong> erklärt auch <strong>de</strong>ssen Design.<br />
Die I<strong>de</strong>e, kosmische Gammastrahlung indirekt durch ihre Sek<strong>und</strong>äreffekte nachzuweisen, wird schon<br />
seit einigen Jahrzehnten verfolgt. Nach <strong><strong>de</strong>r</strong> Ent<strong>de</strong>ckung <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen Strahlung durch VIKTOR<br />
FRANZ HESS (1883-1964, Nobelpreis 1936) im Jahre 1912 begann man eine primäre <strong>und</strong> eine<br />
sek<strong>und</strong>äre Komponente <strong><strong>de</strong>r</strong> damals Höhenstrahlung genannten Erscheinung zu unterschei<strong>de</strong>n. Zur<br />
primären Komponente gehören die Teilchen (einschließlich <strong><strong>de</strong>r</strong> hochenergetischen γ − Quanten), die<br />
von außerhalb kommend die Erdatmosphäre erreichen. Dort stoßen sie mit <strong>de</strong>n Luftmolekülen<br />
zusammen, wodurch sich in einem kaska<strong>de</strong>artigen Prozeß die Energie auf eine Vielzahl von Teilchen<br />
verteilt, von <strong>de</strong>nen einige in Form <strong><strong>de</strong>r</strong> „Sek<strong>und</strong>ärstrahlung“ bis zur Erdoberfläche vordringen können.<br />
Diese Teilchenkaska<strong>de</strong>n wer<strong>de</strong>n als Luftschauer bezeichnet.<br />
Durch die hohe Energie <strong><strong>de</strong>r</strong> primär einfallen<strong>de</strong>n Gammastrahlungsquanten entstehen in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Hochatmosphäre eine große Anzahl gela<strong>de</strong>ner Teilchen (zuerst in Form von Elektronen-<br />
Positronenpaaren), die sich mit fast Lichtgeschwindigkeit in Richtung Erdoberfläche bewegen. Diese<br />
Teilchen sen<strong>de</strong>n elektromagnetische Strahlung bevorzugt innerhalb eines Kegels in<br />
Bewegungsrichtung aus, die nach ihrem Ent<strong>de</strong>cker Cherenkov-Strahlung genannt wird (PAVEL<br />
ALEKSEYEVICH CHERENKOV, 1904-1990, Nobelpreis 1958). Sie entsteht immer dann wenn die<br />
Geschwindigkeit v <strong><strong>de</strong>r</strong> emittieren<strong>de</strong>n Teilchen die Lichtgeschwindigkeit c m im Medium (hier <strong>de</strong>m Gas<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Atmosphäre) übersteigt:<br />
v c<br />
c<br />
n λ<br />
0 > m = [1.45]<br />
( )<br />
n Brechungsin<strong>de</strong>x <strong>de</strong>s Mediums, c 0 Lichtgeschwindigkeit im Vakuum<br />
Als Resultat erhält man – ähnlich wie bei einem Flugzeug, das mit Überschallgeschwindigkeit fliegt –<br />
eine Wellenfront, die sich mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Geschwindigkeit v unter <strong>de</strong>m Winkel<br />
π<br />
− ϑ<br />
[1.46]<br />
2<br />
67
68<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
zur Bewegungsrichtung <strong>de</strong>s emittieren<strong>de</strong>n Teilchens ausbreitet. Die Einhüllen<strong>de</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> zurückbleiben<strong>de</strong>n<br />
Kugelwellen bil<strong>de</strong>t dabei eine Kegelfläche mit <strong>de</strong>m halben Öffnungswinkel<br />
sinϑ<br />
c<br />
v n<br />
0 = [1.47]<br />
( λ )<br />
Die Anzahl von Photonen, die ein gela<strong>de</strong>nes Teilchen pro Weglängenelement dl abstrahlt, ergibt sich<br />
aus folgen<strong><strong>de</strong>r</strong> Beziehung:<br />
2<br />
dN ⎛<br />
2 2 c ⎞<br />
0 d λ<br />
= 2π α Z e 1<br />
2 2 2<br />
dl ∫ ⎜ − ⎟<br />
[1.48]<br />
⎜ n ( λ ) v ⎟<br />
⎝ ⎠<br />
λ<br />
Z Anzahl <strong><strong>de</strong>r</strong> Elementarladungen e, die das Teilchen trägt, α Sommerfeld’sche Feinstrukturkonstante<br />
(~ 1/137)<br />
Die „Ausbeute“ an Photonen ist <strong>de</strong>mnach <strong>de</strong>m Kehrwert <strong>de</strong>s Quadrates <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlänge <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
emittierten Strahlung proportional, für die <strong><strong>de</strong>r</strong> Brechungsin<strong>de</strong>x <strong><strong>de</strong>r</strong> Luft (o<strong><strong>de</strong>r</strong> allgemeiner, <strong>de</strong>s<br />
Dielektrikums, durch daß sich das gela<strong>de</strong>ne Teilchen bewegt) größer als 1 ist. Betrachtet man nur das<br />
visuelle Spektrum zwischen λ 1 =400 nm <strong>und</strong> λ 2 =700 nm Wellenlänge, dann ergibt sich aus (1.48) :<br />
dN<br />
2 λ2 −λ1 2 ⎛ π ⎞ 4 2 2 2 ⎛ π ⎞<br />
= 2π α Z e sin ⎜ −ϑ ⎟ ≈ 4.91⋅10 Z e sin ⎜ −ϑ<br />
⎟<br />
dl<br />
λ λ ⎝ 2 ⎠ ⎝ 2 ⎠ [1.49]<br />
1 2<br />
Diese Strahlung, die durch sehr schnelle gela<strong>de</strong>ne Sek<strong>und</strong>ärteilchen emittiert wird, enthält genügend<br />
Photonen im sichtbaren Wellenlängenbereich, um auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdoberfläche einen entsprechen<strong>de</strong>n<br />
Lichtblitz auszulösen, <strong><strong>de</strong>r</strong> mit empfindlichen Photomultiplier-Anordnungen – gekoppelt mit einer<br />
ausreichend großen lichtsammeln<strong>de</strong>n Oberfläche – nachgewiesen <strong>und</strong> genau vermessen wer<strong>de</strong>n kann.<br />
11<br />
In <strong>de</strong>m hier betrachteten Energiebereich oberhalb von 10 eV (VHE-Band) wer<strong>de</strong>n die primär<br />
eindringen<strong>de</strong>n Gammaquanten bereits oberhalb von 20 km Höhe über <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdoberfläche durch<br />
Stoßprozesse, die kaska<strong>de</strong>nartig zur Paarerzeugung von sehr vielen Elektronen- <strong>und</strong> Positronenpaaren<br />
führen, absorbiert. Außer<strong>de</strong>m entstehen auf Gr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Wechselwirkung dieser Partikel mit <strong>de</strong>n<br />
Luftmolekülen entlang <strong><strong>de</strong>r</strong> Flugbahn weitere sek<strong>und</strong>äre Teilchen wie z.B. nie<strong><strong>de</strong>r</strong>energetische<br />
Gammaquanten (Bremsstrahlung), die wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um in Elektronen-Positronenpaare zerfallen. Diese<br />
Elektronen <strong>und</strong> Positronen bewegen sich in die gleiche Richtung, wie das in die Hochatmosphäre<br />
eingedrungene Primärteilchen. Ihre Geschwindigkeit erreicht dabei mehr als 99.99 % <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Vakuumlichtgeschwindigkeit, was mehr ist als die Phasengeschwindigkeit von Lichts in Luft. Damit<br />
erzeugen sie für sehr kurze Zeit (einige Nanosek<strong>und</strong>en lang) Cherenkov-Strahlung innerhalb eines<br />
Kegels von lediglich 2° Öffnung. Das Intensitätsmaximum wird dabei in ca. 8 Kilometer Höhe<br />
erreicht. Der Teil davon, <strong><strong>de</strong>r</strong> nicht durch die Atmosphäre absorbiert wird (insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e sichtbares<br />
Licht), leuchtet am Bo<strong>de</strong>n einen Kreis von ca. 250 m Durchmesser aus <strong>und</strong> kann durch schnelle <strong>und</strong><br />
lichtempfindliche Detektoranordnungen registriert wer<strong>de</strong>n.<br />
Die I<strong>de</strong>e, quasi die Erdatmosphäre als Detektormaterial zu nutzen, stammt von <strong>de</strong>m britischen Physiker<br />
PATRICK M.S. BLACKETT (1897-1974, Nobelpreis 1948). 1965 konnte dann JELLEY am Jodrell-Bank<br />
Observatorium zeigen, daß diese I<strong>de</strong>e (zumin<strong>de</strong>st für Radiowellen) praktikabel ist. Ab 1970 wur<strong>de</strong>n
<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
schließlich die ersten optischen Cherenkov-Teleskope gebaut. Heute existiert weltweit eine ganze<br />
Anzahl von optischen Gammastrahlungs-Observatorien, welche die weltraumgestützten<br />
Gammateleskope unterstützen <strong>und</strong> ergänzen.<br />
Übersteigt die Energie <strong>de</strong>s aus <strong>de</strong>m Kosmos einfallen<strong>de</strong>n γ − Quants die 100 TeV-Grenze, dann<br />
können auf hohen Bergen die Sek<strong>und</strong>ärteilchen durchaus die Erdoberfläche erreichen <strong>und</strong> mit<br />
herkömmlichen Teilchen<strong>de</strong>tektoren, die über eine größere Fläche verteilt sind, registriert wer<strong>de</strong>n. Aber<br />
nicht nur γ − Quanten erzeugen Luftschauer. Auch an<strong><strong>de</strong>r</strong>e hochenergetische Teilchen <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen<br />
Strahlung (z.B. relativistische Protonen) sind in <strong><strong>de</strong>r</strong> Lage, kaska<strong>de</strong>nartig Sek<strong>und</strong>ärteilchen zu bil<strong>de</strong>n,<br />
die Cherenkov-Strahlung emittieren. Glücklicherweise unterschei<strong>de</strong>n sich die rein elektromagnetischen<br />
Kaska<strong>de</strong>n, die von Gamma-Photonen ausgelöst wer<strong>de</strong>n signifikant von <strong>de</strong>n sogenannten hadronischen<br />
Kaska<strong>de</strong>n. Im ersteren Fall wird auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdoberfläche eine je nach Einfallsrichtung unterschiedlich<br />
orientierte Ellipse ausgeleuchtet während man es im zweiten Fall mit einem weniger regelmäßigen<br />
Ausleuchtungsgebiet zu tun hat.<br />
Die Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong> Strahlung ist ziemlich genau <strong><strong>de</strong>r</strong> Gesamtzahl <strong><strong>de</strong>r</strong> Teilchen in einem Schauer<br />
proportional, woraus man auf die Energie <strong>de</strong>s primären γ -Quants schließen kann. Mit mehreren<br />
abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n Teleskopen innerhalb <strong>de</strong>s Ausleuchtgebietes läßt sich weiter die Richtung <strong>de</strong>s<br />
Primärteilchens – also die ungefähren Koordinaten am Himmel in <strong><strong>de</strong>r</strong> Rückverlängerung seiner<br />
Flugbahn – bestimmen. Mit dieser Metho<strong>de</strong> erreicht man immerhin eine Winkelauflösung von 3 bis 6<br />
Bogenminuten. Das reicht aus, um gezielt vorselektierte Objekte wie z.B. Supernovaüberreste o<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
aktive Galaxienkerne zu untersuchen.<br />
Abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong> Cherenkov-Teleskope sind große Spiegelteleskope, die nicht aus einem monolithischen<br />
Spiegel son<strong><strong>de</strong>r</strong> aus vielen Einzelspiegeln bestehen, an <strong><strong>de</strong>r</strong>en optischer Qualität im Vergleich zu<br />
an<strong><strong>de</strong>r</strong>en astronomischen Teleskopen nicht son<strong><strong>de</strong>r</strong>lich hohe Anfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen zu stellen sind. Wichtig ist<br />
nur eine in <strong><strong>de</strong>r</strong> Summe möglichst große lichtsammeln<strong>de</strong> Fläche, damit genügend Licht auf das<br />
empfindliche Detektorarray aus Photomultipliern konzentriert wer<strong>de</strong>n kann. Die Teleskope sind meist<br />
altazimutal montiert. Um möglichst genaue Richtungsinformationen zu erhalten, wer<strong>de</strong>n oftmals<br />
mehrere <strong><strong>de</strong>r</strong>artige Teleskope zu einem Array zusammengefaßt. Eines <strong><strong>de</strong>r</strong> mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nsten Arrays zur<br />
Beobachtung hochenergetischer Gammastrahlung stellte das HEGRA-Observatorium (HEGRA =<br />
„High Energy Gamma-Ray Astronomy“) auf <strong>de</strong>m Roque <strong>de</strong> los Muchachos auf La Palma dar, wo sich<br />
heute auch das MAGIC-Teleskop befin<strong>de</strong>t. Es wur<strong>de</strong> 1987 gegrün<strong>de</strong>t <strong>und</strong> arbeitete bis 2002. Die<br />
Anlage bestand aus insgesamt 6 Einzelteleskopen mit einer effektiven Spiegelfläche von jeweils 8.5 m²<br />
, die sich aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Gesamtfläche von 30 Spiegeln mit einem Durchmesser von 60 cm ergibt. Vier dieser<br />
Teleskope stan<strong>de</strong>n an <strong>de</strong>n Ecken eines Quadrats mit 100 m Seitenlänge <strong>und</strong> eines stand im Zentrum.<br />
Ein weiteres Teleskop arbeitete unabhängig von dieser Fünfergruppe <strong>und</strong> diente vor allem <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Überwachung variabler Gammaquellen.<br />
Sehr hohe technische Anfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen mußten an <strong>de</strong>n eigentlichen Detektor gestellt wer<strong>de</strong>n, <strong><strong>de</strong>r</strong> sich<br />
jeweils in <strong><strong>de</strong>r</strong> Brennebene <strong><strong>de</strong>r</strong> Teleskope befand. Da <strong><strong>de</strong>r</strong> Nachthimmel für solch ein Teleskop durchaus<br />
„hell“ ist, kann man nur die extreme zeitliche Kürze eines Cherenkov-Signals (< 5 ns) zu <strong>de</strong>ssen<br />
I<strong>de</strong>ntifizierung heranziehen. Dazu sind z.Z. nur spezielle Vakuum-Photovervielfacher (PMT’s) in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Lage, die ihre Fähigkeiten natürlich nur mit einer entsprechend schnellen Elektronik ausspielen<br />
können. Jeweils 271 PMT’s gleichmäßig verteilt über die Fläche eines regelmäßigen Sechsecks von ca.<br />
69
70<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
40 cm Durchmesser bil<strong>de</strong>ten <strong>de</strong>n eigentlichen Detektor. Durch das Meßregime wur<strong>de</strong> sichergestellt,<br />
daß das Teleskop nur dann anschlägt, wenn innerhalb von wenigen Nanosek<strong>und</strong>en mehrere PMT’s<br />
gleichzeitig ansprechen. Als Ergebnis erhielt man ein „Bild“, <strong>de</strong>ssen Pixel einem jeweils<br />
angesprochenen PMT entsprechen. Aus <strong>de</strong>n „Bil<strong><strong>de</strong>r</strong>n“ <strong><strong>de</strong>r</strong> Einzelteleskope konnte anschließend<br />
rechnerisch die Säule <strong>de</strong>s Luftschauers geometrisch rekonstruiert <strong>und</strong> daraus die gewünschten<br />
Informationen über das Primärquant ermittelt wer<strong>de</strong>n.<br />
Mit <strong>de</strong>m HEGRA-Experiment, an <strong>de</strong>m maßgeblich auch <strong>de</strong>utsche Institutionen <strong>und</strong> Hochschulen<br />
beteiligt waren, konnten viele astrophysikalisch be<strong>de</strong>utsame Beobachtungen gewonnen wer<strong>de</strong>n. Das<br />
betrifft beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s die Untersuchung von Einzelobjekten, wie z.B. <strong>de</strong>m Krebsnebel sowie die<br />
<strong>de</strong>taillierte Untersuchung von ausgewählten Markariangalaxien mit ausgeprägter Kernaktivität. Auch<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Nachweis von TeV-Photonen, die zweifelsfrei von <strong>de</strong>m Supernova-Überrest Cas-A stammen, ist<br />
bemerkenswert.<br />
MAGIC-Teleskop auf La Palma bei Nacht mit eingeschalteten Justierlasern<br />
Das Nachfolger-Projekt auf La Palma ist das bereits erwähnte MAGIC-Projekt, das vorerst aus zwei<br />
abbil<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n Cherenkov-Teleskope mit einer lichtsammeln<strong>de</strong>n Fläche von jeweils 230 m²<br />
(Spiegeldurchmesser 17 m) bestehen wird, von <strong>de</strong>nen das Erste seit 2003 im Einsatz ist. Diese<br />
Beobachtungsgeräte stellen eine neue Generation von Cherenkov-Teleskope dar <strong>und</strong> man kann sicher<br />
sein, daß sie das Forschungsgebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> Gammastrahlenastronomie weiter voran bringen wer<strong>de</strong>n.
Radioastronomie<br />
Radioastronomie<br />
Unter <strong>de</strong>m Oberbegriff „Radioastronomie“ versteht man die Untersuchung elektromagnetischer<br />
Strahlung kosmischer Objekte in einem Wellenlängenbereich, <strong><strong>de</strong>r</strong> sich - beginnend bei <strong>de</strong>n<br />
Millimeterwellen - bis weit in <strong>de</strong>n Kilometerbereich hinein erstreckt. Landläufig wer<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong>artige<br />
„Wellen“ auch als Funk- o<strong><strong>de</strong>r</strong> Radiowellen bezeichnet, da bestimmte Frequenzbereiche (Bän<strong><strong>de</strong>r</strong>) sich<br />
sehr gut zur Übertragung von Nutzsignalen eignen <strong>und</strong> damit solche Dinge wie Radio, Fernsehen,<br />
mobiles Telefonieren <strong>und</strong> Funk erst möglich machen. Der Teil <strong>de</strong>s elektromagnetischen Spektrums, <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
gewöhnlich als Radiofrequenzbereich bezeichnet wird, umfaßt die Frequenzen zwischen ca. 3 kHz <strong>und</strong><br />
300 GHz. Dieser Bereich wird in sogenannte „Bän<strong><strong>de</strong>r</strong>“ unterteilt, die – je nach Be<strong>de</strong>utung <strong>und</strong><br />
Verwendungszweck – unterschiedlich bezeichnet wer<strong>de</strong>n. Die folgen<strong>de</strong> Tabelle gibt die Einteilung<br />
nach Frequenzbereichen an, wie sie aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Radio- <strong>und</strong> Funktechnik her bekannt sind:<br />
Nicht alle Radiofrequenzbereiche sind für die – zumin<strong>de</strong>st erdgestützte – Radioastronomie brauchbar.<br />
Das hat im Wesentlichen zwei Grün<strong>de</strong>. Einmal ist die Erdatmosphäre nicht für alle Radiofrequenzen<br />
durchlässig. Den durchlässigen Frequenzbereich bezeichnet man als „Radiofenster“ <strong>und</strong> umfaßt<br />
ungefähr das Gebiet zwischen 5 MHz <strong>und</strong> r<strong>und</strong> 300 GHz. Die obere (langwellige) Grenze wird durch<br />
die Absorption in <strong><strong>de</strong>r</strong> Ionosphäre <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> <strong>und</strong> die untere Grenze durch die Absorption <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Radiostrahlung durch <strong>de</strong>n Wasserdampf- <strong>und</strong> <strong>de</strong>n Kohlendioxidgehalt <strong><strong>de</strong>r</strong> Atmosphäre verursacht. Ein<br />
großer Vorteil für die Astronomen ist <strong><strong>de</strong>r</strong> Umstand, daß man Radioastronomie bei Tag <strong>und</strong> bei Nacht<br />
<strong>und</strong> meistens auch unabhängig von <strong><strong>de</strong>r</strong> Bewölkung betreiben kann. Lediglich Beobachtungen im<br />
Millimeter-Bereich (bis ca. 1 Zentimeter) wer<strong>de</strong>n durch <strong>de</strong>n Wasserdampfgehalt <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre<br />
stark beeinträchtigt, so daß man Radioteleskope für <strong>de</strong>n Submillimeter- <strong>und</strong> Millimeterbereich<br />
bevorzugt in ari<strong>de</strong>n Gebieten o<strong><strong>de</strong>r</strong> im Hochgebirge betreibt.<br />
Band Bezeichnung Frequenzbereich Anwendung<br />
LV Low Frequency Langwellen 30 – 300 kHz R<strong>und</strong>funk<br />
MF / AM Medium Frequency Mittelwellen 300 kHz – 3 MHz R<strong>und</strong>funk<br />
HF High Frequency Kurzwellen 3 MHz – 30 MHz Kurzwellenr<strong>und</strong>funk<br />
VHF / FM Very High<br />
Frequency<br />
UHF Ultra High<br />
Frequency<br />
SHF Super High<br />
Frequency<br />
EHF Extremely High<br />
Frequency<br />
Ultrakurzwelle 30 MHz – 300 MHz R<strong>und</strong>funk, Fernsehen,<br />
Radar<br />
Dezimeterwellen 300 MHz – 3 GHz Fernsehen, Mobilfunk,<br />
Satellitenfernsehen,<br />
Mikrowellenherd<br />
Zentimeterwellen 3 GHz – 30 GHz Radar, Richtfunk<br />
Millimeterwellen 30 GHz – 300 GHz Richtfunk<br />
Einige Astronomen rechnen Beobachtungen im Submillimeterbereich bereits <strong><strong>de</strong>r</strong> Infrarotastronomie<br />
zu. Der Gr<strong>und</strong> dafür liegt weniger in <strong><strong>de</strong>r</strong> Form <strong><strong>de</strong>r</strong> „Antennen“ die verwen<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n son<strong><strong>de</strong>r</strong>n mehr in<br />
<strong>de</strong>n Unterschie<strong>de</strong>n in <strong><strong>de</strong>r</strong> Empfängertechnologie.<br />
71
72<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
In manchen Frequenzbän<strong><strong>de</strong>r</strong>n führen künstliche Strahlungsquellen zu massiven Beeinträchtigungen bei<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtung kosmischer Radiostrahlungsquellen. Dazu gehören erd- <strong>und</strong> luftgestütztes Radar,<br />
Radio- <strong>und</strong> Fernsehsen<strong><strong>de</strong>r</strong>, Energieerzeugungs- <strong>und</strong> Verteilungsanlagen sowie künstliche Satelliten.<br />
Die Störungen entstehen hauptsächlich durch Interferenzen o<strong><strong>de</strong>r</strong> durch die starke Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
künstlichen Strahlung. Man kann ihnen ausweichen, in <strong>de</strong>m man Radioteleskope in weniger<br />
industrialisierte Gebiete o<strong><strong>de</strong>r</strong> geschützt in Tal-Lagen (wie z.B. das 100-m Teleskop in Effelsberg bei<br />
Bonn) aufbaut. Manche, terrestrisch stark genutzte Frequenzbän<strong><strong>de</strong>r</strong> sind <strong>de</strong>shalb für die<br />
Radioastronomie sogar völlig unbrauchbar. An<strong><strong>de</strong>r</strong>erseits stehen einige Frequenzbän<strong><strong>de</strong>r</strong> quasi unter<br />
Naturschutz <strong>und</strong> dürfen z.B. von Telekommunikationsanbietern nicht genutzt wer<strong>de</strong>n, weil sie wichtig<br />
für die astronomische Gr<strong>und</strong>lagenforschung sind. Welche Frequenzbän<strong><strong>de</strong>r</strong> das sind, wird regelmäßig<br />
auf internationalen Konferenzen festgelegt.<br />
Die Geschichte <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie begann eigentlich ganz unspektakulär mit einer<br />
Zufallsent<strong>de</strong>ckung. Anfang <strong><strong>de</strong>r</strong> dreißiger Jahre <strong>de</strong>s vergangenen Jahrhun<strong><strong>de</strong>r</strong>ts bekam <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Radioingenieur KARL GUTHE JANSKY (1905-1950) von seinem Arbeitgeber, <strong><strong>de</strong>r</strong> Bell Phone<br />
Telefongesellschaft, <strong>de</strong>n Auftrag mit einer neuartigen Richtantenne Störsignale im Kurzwellenbereich<br />
zu untersuchen. Bei seinen ersten systematischen Untersuchungen im Jahre 1932 viel ihm auf, daß die<br />
gemessene Strahlungsintensität offenbar mit <strong><strong>de</strong>r</strong> täglichen Umdrehung <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> um ihre Achse<br />
korreliert ist. Das Maximum <strong><strong>de</strong>r</strong> Rauschsignale verschob sich nämlich täglich um ca. 4 Minuten<br />
woraus er logisch die Schlußfolgerung zog, daß die Rauschquelle außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> <strong>und</strong> sogar<br />
außerhalb <strong>de</strong>s Sonnensystems liegen mußte. Später konnte er das Gebiet um das galaktische Zentrum<br />
im Sternbild Schütze als Radioquelle i<strong>de</strong>ntifizieren. Seine Ent<strong>de</strong>ckung stieß jedoch zu jener Zeit auf<br />
kein großes Interesse unter <strong>de</strong>n Astronomen.<br />
Das än<strong><strong>de</strong>r</strong>te sich einige Jahre später, als <strong><strong>de</strong>r</strong> aus Chicago stammen<strong>de</strong> Radiopionier GROTE REBER<br />
(1911-2002) einen ersten „Radiospiegel“ mit einem Durchmesser von 9 Metern baute, mit <strong>de</strong>m er 1937<br />
begann aktiv Radioastronomie zu betreiben. Nach anfänglichen Schwierigkeiten gelang ihm 1938 bei<br />
einer Frequenz von 160 MHz die Messung <strong><strong>de</strong>r</strong> galaktischen Radiostrahlung, wodurch er die<br />
Ent<strong>de</strong>ckung JANSKYS bestätigte. In <strong>de</strong>n Folgejahren führte er mit seinem Radioteleskop eine erste<br />
Himmelsdurchmusterung durch, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Ergebnisse 1942 im renommierten „Astrophysical Journal“<br />
veröffentlicht wur<strong>de</strong>. Diese Arbeit war ohne Zweifel die Initialzündung für die quasi explosionsartige<br />
Entwicklung <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie nach Beendigung <strong>de</strong>s zweiten Weltkrieges. Die bei <strong><strong>de</strong>r</strong> militärischen<br />
Nutzung <strong><strong>de</strong>r</strong> Radiofrequenzstrahlung gesammelten Erfahrungen <strong>und</strong> die während <strong>de</strong>s Krieges forcierte<br />
Weiterentwicklung <strong>und</strong> ständige Verbesserung <strong><strong>de</strong>r</strong> Empfängertechnik boten außer<strong>de</strong>m <strong>de</strong>nkbar<br />
günstige Voraussetzungen für die Entstehung dieses neuen Zweiges <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong>n <strong>Astronomie</strong>.<br />
Die Radiostrahlung <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne wur<strong>de</strong> übrigens von britischen Radaringenieuren noch während <strong>de</strong>s<br />
zweiten Weltkrieges ent<strong>de</strong>ckt.<br />
En<strong>de</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> vierziger sowie in <strong>de</strong>n fünfziger <strong>und</strong> Anfang <strong><strong>de</strong>r</strong> sechziger Jahren <strong>de</strong>s vergangenen<br />
Jahrhun<strong><strong>de</strong>r</strong>ts entstan<strong>de</strong>n eine ganze Anzahl von Radioobservatorien wie z.B. Jodrell Bank (Cheshire,<br />
England, gegrün<strong>de</strong>t 1945 durch Sir BERNARD LOVELL), Parkes (Australien) mit seinem 64-m<br />
Radiospiegel (1961) <strong>und</strong> das Arecibo-Radioobservatorium auf Puerto Rico mit seinem fest in einen<br />
natürlichen Talkessel eingebauten 305 m Radiospiegel (1963).
Radioastronomie<br />
Genaugenommen kann man recht <strong>de</strong>utlich vier Phasen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Entwicklung <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie<br />
unterschei<strong>de</strong>n (nach G.L.VERSCHUUR):<br />
Phase: Entstehung <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie <strong>und</strong> erste Erfolge (1932 bis ca. 1950)<br />
Phase: I<strong>de</strong>ntitätskrise (keine o<strong><strong>de</strong>r</strong> wenige Erklärungen; Kampf mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Tücke <strong>de</strong>s Objekts; für was ist<br />
das alles gut?, 1950 – 1960)<br />
Phase: Beginn <strong><strong>de</strong>r</strong> großen Ent<strong>de</strong>ckungen (Quasare (1963, MAARTEN SCHMIDT), Pulsare (1968,<br />
ANTHONY HEWISH, JOCELYN BELL), interstellare Moleküle, Maser, Radiojets etc.)<br />
Phase: Konsolidierung <strong>und</strong> Klarheit (Radioastronomie wird unverzichtbarer Bestandteil <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
<strong>Astrophysik</strong>; neue <strong>und</strong> ergänzen<strong>de</strong> Einblicke in viele zuvor rätselhafte astronomische Prozesse, z.B.<br />
Sternentstehung, protoplanetare Scheiben, Kosmologie; Erschließung neuer Wellenlängenbereiche;<br />
Interferometrie; Revolution in <strong><strong>de</strong>r</strong> Empfängertechnik.)<br />
Zum Abschluß noch ein paar Bemerkungen zur Entwicklung <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie in Deutschland. Die<br />
Be<strong>de</strong>utung <strong><strong>de</strong>r</strong> Untersuchung <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen Radiostrahlung für die <strong>Astronomie</strong> wur<strong>de</strong> in<br />
Deutschland bereits früh erkannt. Aber erst einige Zeit nach Beendigung <strong>de</strong>s zweiten Weltkrieges<br />
erlaubten die Siegermächte wie<strong><strong>de</strong>r</strong> Forschungsarbeiten auf <strong>de</strong>m Gebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> Hochfrequenz- <strong>und</strong><br />
Radartechnik <strong>und</strong> damit auch <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie. Zuvor entstan<strong>de</strong>n in <strong>de</strong>n Nie<strong><strong>de</strong>r</strong>lan<strong>de</strong>n die ersten<br />
vollständig auf die Radiobeobachtung ausgerichteten Beobachtungsstationen, die mit <strong>de</strong>utschen<br />
Radarreflektoren vom Typ „Würzburger Riese“ arbeiteten (z.B. in Dwingelo). Ziel war es<br />
vornehmlich, die bereits 1944 von HENK VAN DE HULST vorhergesagte Radioemissionslinie <strong>de</strong>s<br />
neutralen Wasserstoffs bei einer Wellenlänge von 21 cm nachzuweisen.<br />
Die ersten systematischen Untersuchungen in Deutschland begannen um das Jahr 1957 an <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Universität Kiel <strong>und</strong> ungefähr zur gleichen Zeit unter Leitung von OTTO HACHENBERG (1911-2001) am<br />
Heinrich-Hertz-Institut in Berlin-Adlershof (Ost). Beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s letzteres Institut war durch seinen<br />
eindrucksvollen Parabolreflektor von 36 Meter Durchmesser sehr bekannt gewor<strong>de</strong>n.<br />
Im damaligen West<strong>de</strong>utschland erkannte man schnell das Potential, was in diesem neuen<br />
Forschungsgebiet steckt. Hier ergab sich die Möglichkeit, die <strong>de</strong>utschen Astronomen wie<strong><strong>de</strong>r</strong> an die<br />
Weltspitze heran zu führen, die sie zumin<strong>de</strong>st auf <strong>de</strong>m Gebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> auf Beobachtung ausgerichteten<br />
<strong>Astronomie</strong> seit <strong>de</strong>m Beginn <strong><strong>de</strong>r</strong> Nazidiktatur in <strong>de</strong>n dreißiger Jahren weitgehend eingebüßt hatten. Ein<br />
Höhepunkt in diesem Bestreben war die Inbetriebnahme <strong>de</strong>s 25-m Radiospiegels auf <strong>de</strong>m Stockert in<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Nähe bei Bad Münstereifel. Damit konnten einige wichtige „Durchmusterungen“ durchgeführt<br />
wer<strong>de</strong>n. Wichtiger waren jedoch die Erfahrungen, die man bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Weiterentwicklung <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Empfängertechnik machte. Mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Gründung <strong>de</strong>s Max Planck-Instituts für Radioastronomie (Bonn) im<br />
Jahre 1966 begann eine neue Ära <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie in Deutschland, die in <strong><strong>de</strong>r</strong> Inbetriebnahme <strong>de</strong>s<br />
vollbeweglichen 100-m Radioteleskops in Bad Münstereifel-Effelsberg im Jahre 1972 kulminierte. Die<br />
damals weltgrößte azimutal montierte Parabolantenne wur<strong>de</strong> von <strong><strong>de</strong>r</strong> extra für dieses Projekt ins Leben<br />
gerufene „Arbeitsgemeinschaft KRUPP / MAN“ mit Mitteln, die zu einem Teil aus <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Volkswagenstiftung stammten, entwickelt <strong>und</strong> gebaut. Es ist so konzipiert, daß man damit beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s<br />
Beobachtungen im „kurzwelligen“ Teil <strong>de</strong>s Radiospektrums <strong>und</strong> zwar im Wellenlängenbereich<br />
zwischen 3 mm <strong>und</strong> 35 cm, durchführen kann. In diesem Wellenlängenbereich ist es auch heute noch –<br />
73
74<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
mehr als 30 Jahre nach <strong><strong>de</strong>r</strong> offiziellen Inbetriebnahme – eines <strong><strong>de</strong>r</strong> leistungsfähigsten Radioteleskope<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Welt. Wichtige Arbeitsgebiete sind die Molekülspektroskopie <strong>und</strong> die damit im Zusammenhang<br />
stehen<strong>de</strong> Untersuchung <strong><strong>de</strong>r</strong> interstellaren Materie (insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e in Sternentstehungsgebieten) sowie die<br />
Interferometrie. Im letzteren Fall arbeitet es im Verb<strong>und</strong> mit an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Radioteleskopen auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Welt, um<br />
eine möglichst große räumliche Auflösung zu erzielen (VLBI).<br />
Das Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn, welches 1966 unter maßgeblicher Beteiligung<br />
von OTTO HACHENBERG gegrün<strong>de</strong>t wur<strong>de</strong> <strong>und</strong> einige Jahrzehnte unter seiner Leitung stand, ist heute<br />
eine weltweit anerkannte Forschungsstätte. Dort beschäftigen sich Astronomen <strong>und</strong> Physiker<br />
hauptsächlich mit <strong>de</strong>m Frequenzbereich, <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>de</strong>n Übergang zwischen Radiowellen <strong>und</strong> <strong>de</strong>n infraroten<br />
Spektralbereich kennzeichnet. Neben <strong>de</strong>m 100-Meter-Spiegel in Effelsberg stehen <strong>de</strong>n<br />
Wissenschaftlern im Rahmen internationaler Zusammenarbeit noch weitere Forschungsinstrumente zur<br />
Verfügung. Dazu gehört z.B. <strong><strong>de</strong>r</strong> gemeinsame Betrieb <strong>de</strong>s 10-Meter Heinrich-Hertz-Teleskops auf <strong>de</strong>m<br />
3270 Meter hohen Mt. Graham zusammen mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Universität Arizona, mit <strong>de</strong>m <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmogonisch<br />
hochinteressante Submillimeter-Bereich abge<strong>de</strong>ckt wird. Weitere Beteiligungen betreffen u.a. das<br />
Projekt APEX („Atacama Pathfin<strong><strong>de</strong>r</strong> Experiment“), das aus einem Array von 64 mobilen, extrem<br />
genau gearbeiteten Parabolantennen mit jeweils 12 m Durchmesser bestehen wird <strong>und</strong> das seit 2003 in<br />
einem extrem ari<strong>de</strong>n Hochgebirgsstandort in 5000 m Höhe in <strong>de</strong>n chilenischen An<strong>de</strong>n aufgebaut wird.<br />
Damit wer<strong>de</strong>n hochpräzise Beobachtungen im Submillimeterbereich möglich, von <strong>de</strong>nen man neue<br />
Einsichten in die Entstehung von Sternen, über das (von Staubmassen eingehüllte) galaktische Zentrum<br />
<strong>und</strong> über die Entstehung <strong><strong>de</strong>r</strong> ersten Strukturen nach <strong>de</strong>m Urknall erwartet.<br />
Radioteleskope<br />
Bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Radiostrahlung han<strong>de</strong>lt es sich genauso wie bei <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen Strahlung, die man gemeinhin als<br />
„Licht“ bezeichnet, um elektromagnetische Strahlung. Ihr Nachweis <strong>und</strong> die Messung ihrer Intensität,<br />
Richtung <strong>und</strong> spektralen Verteilung erfor<strong><strong>de</strong>r</strong>n jedoch z.T. ganz an<strong><strong>de</strong>r</strong>e Verfahren als in <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen<br />
<strong>Astronomie</strong> üblich sind. Das liegt hauptsächlich an <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlänge <strong><strong>de</strong>r</strong> Radiostrahlung, die um<br />
min<strong>de</strong>stens<br />
λ<br />
λ<br />
Radio<br />
Optisch<br />
≈10 −10<br />
5 6<br />
mal größer ist. Dieses Verhältnis hat für die Beobachtungspraxis zwei dramatische Konsequenzen. Sie<br />
betreffen im Einzelnen<br />
§ das Auflösungsvermögen <strong>und</strong> die Abbildungsgenauigkeit von Radioquellen.<br />
§ <strong>de</strong>n eigentlichen Nachweis (Detektion) <strong><strong>de</strong>r</strong> Radiowellen<br />
Da Gleichung (1.8) prinzipiell für je<strong>de</strong> Art von elektromagnetischer Strahlung gilt, kann man damit<br />
auch das Auflösungsvermögen eines Radioteleskops berechnen. Man erhält daraus das zuerst etwas<br />
überraschen<strong>de</strong> Ergebnis, daß man, um das gleiche Auflösungsvermögen eines optischen Teleskops mit<br />
einer Apertur von z.B. einem Meter zu erreichen, bei einer Wellenlänge von 1 cm einen Radiospiegel<br />
von r<strong>und</strong> 20 Kilometer Durchmesser benötigt! Bei noch größeren Wellenlängen verschlechtert sich das
Radioastronomie<br />
Auflösungsvermögen eines einzelnen Radioteleskops noch weiter. Das be<strong>de</strong>utet in <strong><strong>de</strong>r</strong> Praxis, daß<br />
Radioteleskope prinzipbedingt immer beugungsbegrenzt arbeiten. Man hat seit <strong>de</strong>m Aufkommen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Radioastronomie viel unternommen, um das Auflösungsvermögen von Radioteleskopen zu steigern.<br />
Das führte zur Entwicklung <strong><strong>de</strong>r</strong> Interferometrie (über die noch <strong>de</strong>tailliert berichtet wird, 4.4.2), mit<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong>en Hilfe letztendlich das Auflösungsvermögen <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen Teleskope weit übertroffen wer<strong>de</strong>n<br />
konnte. Durch diese technische Innovation gelangten nun auch kosmische Einzelobjekte geringer<br />
Winkelaus<strong>de</strong>hnung wie protostellare Scheiben o<strong><strong>de</strong>r</strong> Akkretionsscheiben <strong>und</strong> Jets um Schwarze Löcher<br />
in das Visier <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomen. Gera<strong>de</strong> die dadurch möglich gewor<strong>de</strong>nen Detailuntersuchungen<br />
haben zu vielen neuen Einblicken <strong>und</strong> zu Neuinterpretationen optischer Beobachtungen geführt. Als<br />
Beispiel sei z.B. das Standardmo<strong>de</strong>ll aktiver Galaxienkerne genannt, welches das Erscheinungsbild<br />
verschie<strong>de</strong>ner „Galaxientypen“ unter einem gemeinsamen, einheitlichen Gesichtspunkt zusammenfaßt.<br />
Der Durchmesser eines Radiospiegels (<strong><strong>de</strong>r</strong> meist die Form eines Paraboloids hat) ist nicht nur für das<br />
Auflösungsvermögen (ausgedrückt durch die „beam width“ o<strong><strong>de</strong>r</strong> „Keulenbreite“ α ) verantwortlich,<br />
son<strong><strong>de</strong>r</strong>n auch für das „Sammelvermögen“, d.h. für die „Menge“ an elektromagnetischer Strahlung, die<br />
zum Empfänger reflektiert wird. Die technische Größe, die diesen Sachverhalt beschreibt, ist die<br />
„Empfängerfläche“. Es gilt hier das gleiche Prinzip wie in <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen <strong>Astronomie</strong>. Je größer die<br />
Empfängerfläche ist, <strong>de</strong>sto schwächere Radioquellen können <strong>de</strong>tektiert wer<strong>de</strong>n.<br />
Parabolantennen haben sich in <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie als beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s geeignet erwiesen, obwohl - meist<br />
für Spezialzwecke – auch an<strong><strong>de</strong>r</strong>e Antennentypen zum Einsatz kommen. Die Ent<strong>de</strong>ckung <strong><strong>de</strong>r</strong> 3 K<br />
Hintergr<strong>und</strong>strahlung durch ARNO PENZIAS <strong>und</strong> ROBERT W.WILSON (1965) gelang z.B. mit einer<br />
sogenannten Hornantenne <strong>und</strong> JANSKI führte 1932 seine bahnbrechen<strong>de</strong>n Untersuchungen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
galaktischen Radiostrahlung mit einer aus Dipolen bestehen<strong>de</strong>n Rahmenantenne durch.<br />
Die Oberflächengenauigkeit, die ein Parabolreflektor aufweisen muß, hängt von <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlänge ab, in<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> die kosmischen Objekte beobachtet wer<strong>de</strong>n sollen. Je kürzer die Wellenlänge ist, <strong>de</strong>sto größere<br />
Anfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen wer<strong>de</strong>n an die Genauigkeit <strong><strong>de</strong>r</strong> Form <strong><strong>de</strong>r</strong> Antennenschüssel gestellt. Die Abweichungen<br />
von <strong><strong>de</strong>r</strong> i<strong>de</strong>alen Paraboloidform sollten etwas geringer sein als die Beobachtungswellenlänge. In<br />
diesem Zusammenhang stellen gera<strong>de</strong> Reflektoren für <strong>de</strong>n Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeterbereich<br />
beson<strong><strong>de</strong>r</strong>e technische Herausfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen dar. Bei nicht zu kleinen Wellenlängen braucht die<br />
Reflektorfläche nicht unbedingt aus Metallplatten bestehen. Auch ein Drahtnetz – <strong>de</strong>ssen<br />
Maschenweite ungefähr <strong><strong>de</strong>r</strong> Bedingung min /10 λ ≤ genügt, ist geeignet.<br />
Bei sehr großen Reflektoren müssen darüber hinaus auch noch die Verformungen durch das<br />
Eigengewicht, die bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Ausrichtung auf kosmische Objekte in unterschiedlicher Höhe über <strong>de</strong>m<br />
Horizont entstehen, auf diffizile Art <strong>und</strong> Weise ausgeglichen wer<strong>de</strong>n. Das Effelsberger 100-Meter<br />
Teleskop nutzt dafür beispielsweise das Prinzip <strong><strong>de</strong>r</strong> „homologen Verformung“ was nichts an<strong><strong>de</strong>r</strong>es<br />
be<strong>de</strong>utet, als daß man die Formän<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen <strong>de</strong>s Spiegels bei verschie<strong>de</strong>nen Kippwinkeln bewußt<br />
zuläßt. Der Ausgleich wird durch die Form <strong><strong>de</strong>r</strong> Stützkonstruktion erreicht, die so ausgelegt ist, daß sie<br />
die Deformationen durch die Schwerkraft letztendlich wie<strong><strong>de</strong>r</strong> rückgängig macht. Die dafür<br />
notwendigen sehr komplexen Berechnungen während <strong><strong>de</strong>r</strong> Konstruktionsphase erfolgen heute mit <strong>de</strong>n<br />
Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> finiten Elemente (FEM), die in allen Bereichen <strong>de</strong>s Maschinenbaus überaus erfolgreich<br />
eingesetzt wird.<br />
75
76<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Die von <strong><strong>de</strong>r</strong> metallischen Parabolantenne gebün<strong>de</strong>lten Radiowellen wer<strong>de</strong>n meistens kurz vor <strong>de</strong>m<br />
Brennpunkt an einem Subreflektor (z.B. in einer Cassegrain- o<strong><strong>de</strong>r</strong> Gregory-Anordnung) aufgefangen<br />
<strong>und</strong> von dort zum Empfänger geleitet. Dieser Empfänger ist das Herz <strong>de</strong>s Radioteleskops. O<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
an<strong><strong>de</strong>r</strong>s ausgedrückt, im Empfänger steckt das eigentliche „know how“ eines Radioteleskops.<br />
26 Meter-Radioteleskop <strong>de</strong>s Mount Pleasant-Observatoriums in Tasmanien, Australien<br />
Das erste „Bauteil“ <strong>de</strong>s Empfängers ist die sogenannte „Speiseantenne“, die im Brennpunkt <strong>de</strong>s<br />
Spiegels, wo die elektromagnetischen Wellen kohärent eintreffen, angeordnet ist. Bei Wellenlängen<br />
unter 20 cm muß man aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> hohen Frequenz anstelle eines Dipols einen Hohlleiter o<strong><strong>de</strong>r</strong> eine<br />
kleine Hornantenne verwen<strong>de</strong>n, von wo aus das Signal schließlich zum eigentlichen Empfänger<br />
weitergeleitet wird.<br />
Man verwen<strong>de</strong>t Radiospiegel natürlich auch wegen ihrer im Gegensatz zu an<strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Antennenanordnungen (z.B. Yagi-Antennen) verbesserten Richteigenschaften. Es ist klar, daß die<br />
größte Empfindlichkeit in Richtung <strong><strong>de</strong>r</strong> Spiegelachse erreicht wird. Aber auch schräg dazu einfallen<strong>de</strong><br />
Wellen führen zu einem meßbaren Signal was mitunter zu Störungen führen kann. Die<br />
Winkelabhängigkeit <strong><strong>de</strong>r</strong> Empfindlichkeit wird oft in einem Polardiagramm – <strong><strong>de</strong>r</strong> Antennen-
Radioastronomie<br />
charakteristik – dargestellt. Eingezeichnet wird darin die Grenzlinie, innerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> die Empfindlichkeit<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Antenne größer ist als <strong><strong>de</strong>r</strong> e-te Teil <strong><strong>de</strong>r</strong> maximalen Empfindlichkeit bei <strong><strong>de</strong>r</strong> betrachteten<br />
Wellenlänge. Bei einem Radiospiegel erkennt man darauf <strong>de</strong>utlich die sogenannte „Hauptkeule“ (engl.<br />
„main lobe“) <strong>und</strong> im unteren Teil sogenannte „Nebenkeulen„ („si<strong>de</strong> lobes“, entsprechen in etwa <strong>de</strong>n<br />
Beugungsringen bei einer optischen Abbildung). Es gilt dabei die Regel: Je länger <strong>und</strong> damit schmaler<br />
die Hauptkeule ist, <strong>de</strong>sto empfindlicher ist das Radioteleskop in diese Richtung. Teilt man die Länge<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Hauptkeule in zwei Teile <strong>und</strong> zieht man von <strong>de</strong>n bei<strong>de</strong>n Schnittpunkten mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Außenkontur<br />
Strecken zum Mittelpunkt <strong><strong>de</strong>r</strong> Antenne, dann erhält man einen Winkel Ω beam , <strong>de</strong>n man als „half-power<br />
beam width“ o<strong><strong>de</strong>r</strong> HPBW bezeichnet. Als Faustformel für diese Halbwertsbreite (in Grad) kann man<br />
folgen<strong>de</strong> Beziehung verwen<strong>de</strong>n:<br />
λ<br />
HPBW ≈ 70<br />
[1.50]<br />
D<br />
wobei D <strong><strong>de</strong>r</strong> lineare Durchmesser <strong><strong>de</strong>r</strong> Parabolantenne ist.<br />
Die effektive Antennenfläche Aeff ist <strong>de</strong>m sogenannten Antennengewinn G („gain“, d.h. <strong>de</strong>m<br />
Verhältnis <strong><strong>de</strong>r</strong> in Hauptstrahlrichtung empfangenen Energie zu <strong><strong>de</strong>r</strong> Energie, die eine nach allen<br />
Richtungen gleichmäßig empfangene Antenne aufnimmt) proportional, so daß gilt:<br />
A<br />
eff<br />
2<br />
λ G<br />
= [1.51]<br />
4π<br />
Der spektrale Strahlungsfluß S( ν ) , also die Energie, welche die Antenne von einer kosmischen<br />
Strahlungsquelle pro Zeiteinheit, Frequenzintervall <strong>und</strong> Einheitsfläche erreicht, muß über die gesamte<br />
Bandbreite ∆ ν sowie über die Teleskopfläche A integriert wer<strong>de</strong>n, um die integrale Flußdichte P zu<br />
erhalten, welche <strong>de</strong>m Empfänger zur Verstärkung <strong>und</strong> damit letztendlich als Meßsignal zur Verfügung<br />
steht:<br />
A,<br />
ν<br />
( ) ( )<br />
P = ∫∫ S ν ε ν dν dA<br />
[1.52]<br />
ε ( ν ) beschreibt in dieser Gleichung die Effizienz <strong>de</strong>s Detektors bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Frequenz ν .<br />
Unter i<strong>de</strong>alen Bedingungen ( ε = 1)<br />
ist <strong>de</strong>mnach<br />
P = S Aeff ∆ ν<br />
[1.53]<br />
Wie man sich leicht vorstellen kann, sind die Flußdichten kosmischer Radioquellen extrem gering.<br />
Deshalb hat man für diese Größe eine neue Einheit eingeführt, das Jansky. Unter einem Jansky (Jy)<br />
versteht man <strong>de</strong>n Fluß<br />
1Jy= 10 Wm Hz<br />
−26<br />
-2 -1<br />
Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Radioteleskope erreichen eine Nachweisempfindlichkeit, die in <strong><strong>de</strong>r</strong> Größenordnung von<br />
einigen nJy liegt.<br />
77
78<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Extreme Radiostürme, die bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne im Zusammenhang mit <strong>de</strong>m Flare-Phänomen auftreten,<br />
erreichen Flußdichten in <strong><strong>de</strong>r</strong> Größenordnung von<br />
8<br />
10 Jy. Die stärksten galaktischen <strong>und</strong> extragalak-<br />
3<br />
tischen „Punktquellen“ erreichen einige 10 Jy während die Flußdichte bei <strong><strong>de</strong>r</strong> überwiegen<strong>de</strong>n<br />
Mehrzahl <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioquellen im Milli-Jansky-Bereich (mJy) liegt.<br />
Die äußerst geringe Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong> nachzuweisen<strong>de</strong>n Radiostrahlung führt zu einer Vielzahl von<br />
technischen Problemen, von <strong>de</strong>nen insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e das Empfängerrauschen zu nennen ist. Es wird<br />
bekanntlich zum größten Teil durch die thermische Bewegung <strong><strong>de</strong>r</strong> Elektronen in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Empfängerelektronik verursacht. Wenn man z.B. an die En<strong>de</strong>n eines ohmschen Wi<strong><strong>de</strong>r</strong>stan<strong>de</strong>s R einen<br />
hochverstärken<strong>de</strong>n Oszillographen anschließt, <strong><strong>de</strong>r</strong> in <strong><strong>de</strong>r</strong> Lage ist, die Spannung U an seinem Eingang<br />
als Funktion <strong><strong>de</strong>r</strong> Zeit darzustellen, dann wird er ein temperaturabhängiges stochastisches Signal auf<br />
seinen Bildschirm anzeigen. Die Spannung U(t) entsteht dadurch, daß die ungeordnete<br />
Wärmebewegung <strong><strong>de</strong>r</strong> Elektronen <strong>de</strong>n Ladungsschwerpunkt zurzeit t stochastisch um eine mittlere Lage<br />
verschiebt, so daß einmal das eine <strong>und</strong> etwas später das an<strong><strong>de</strong>r</strong>e En<strong>de</strong> <strong>de</strong>s Wi<strong><strong>de</strong>r</strong>stan<strong>de</strong>s ein negatives<br />
Potential aufweist. Dieses „thermische Rauschen“ kann man sprichwörtlich hörbar machen, wenn man<br />
es über einen geeigneten Linearverstärker einem Lautsprecher zuleitet. Da die Rauschspannung im<br />
zeitlichen Mittel verschwin<strong>de</strong>t, ist für die weiteren Untersuchungen nur <strong><strong>de</strong>r</strong> quadratische Mittelwert<br />
2<br />
U von Be<strong>de</strong>utung. Mit <strong>de</strong>n Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> statistischen Mechanik gelangt man letztendlich zu einer<br />
Beziehung, die diese Größe mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Umgebungstemperatur T in Beziehung setzt:<br />
2<br />
U 4 kT R ν<br />
= ∆ [1.54]<br />
Wie man erkennt, hängt das mittlere Rauschspannungsquadrat bei gegebener Temperatur T <strong>und</strong><br />
Wi<strong><strong>de</strong>r</strong>stand R nur noch durch die von <strong><strong>de</strong>r</strong> Meßapparatur gegebenen Bandbreite ab, aber nicht mehr von<br />
<strong>de</strong>ssen Lage auf <strong>de</strong>m Frequenzband.<br />
Diese wichtige Beziehung (Nyquist-Theorem) kann man auch folgen<strong><strong>de</strong>r</strong>maßen schreiben<br />
P dν = kT dν<br />
[1.55]<br />
N<br />
Bei Raumtemperatur (300 K) beträgt das Wi<strong><strong>de</strong>r</strong>standsrauschen beispielsweise r<strong>und</strong><br />
5<br />
4⋅ 10 Jy. Schon<br />
daran kann man ermessen, wie wichtig eine Kühlung <strong><strong>de</strong>r</strong> elektronischen Bauteile eines in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Radioastronomie verwendbaren Empfängers ist.<br />
Der Begriff <strong><strong>de</strong>r</strong> Temperatur (nicht im thermischen Sinn, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n im Sinn einer „anschaulichen“<br />
Vergleichsgröße) hat in diesem Zusammenhang auch noch eine an<strong><strong>de</strong>r</strong>e Be<strong>de</strong>utung. Die<br />
Antennentemperatur T A wird z.B. als Maß dafür verwen<strong>de</strong>t, wieviel elektrische Leistung die Antenne<br />
aus <strong>de</strong>m Strahlungsfeld aufnimmt <strong>und</strong> <strong>de</strong>m Empfänger zuleitet. O<strong><strong>de</strong>r</strong> an<strong><strong>de</strong>r</strong>s ausgedrückt, diese<br />
Temperatur ist <strong><strong>de</strong>r</strong> Temperatur äquivalent, <strong>de</strong>n ein Wi<strong><strong>de</strong>r</strong>stand haben wür<strong>de</strong>, <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>de</strong>n gleichen<br />
Energiefluß bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Frequenz ν aufweist, wie er am Antennenreceiver ankommt.
Radioastronomie<br />
Die Umrechnung erfolgt über das Planck’sche Strahlungsgesetz, wobei man im langwelligen Radio-<br />
Bereich die Rayleigh-Jeans’sche Näherung verwen<strong>de</strong>n kann:<br />
T<br />
A<br />
2<br />
c Bν h<br />
2<br />
ν 1<br />
= =<br />
2kν<br />
k ⎛ hν<br />
⎞<br />
exp⎜ ⎟ −1<br />
⎝ k T ⎠<br />
79<br />
[1.56]<br />
Auf die gleiche Weise läßt sich auch eine Temperatur <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen Strahlungsquelle <strong>de</strong>finieren, die<br />
ein Maß für <strong><strong>de</strong>r</strong>en „Helligkeit“ bei <strong><strong>de</strong>r</strong> betrachteten Wellenlänge ist. Im englischen wird diese<br />
Temperatur als „brightness temperature“ (Quellentemperatur) b T bezeichnet. Ist Iν die spezifische<br />
Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioquelle bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Frequenzν , dann gilt für T b in Rayleigh-Jeansscher Näherung:<br />
T<br />
b<br />
2<br />
c Iν<br />
= [1.57]<br />
2<br />
2k<br />
ν<br />
Die Aufgabe einer radioastronomischen Beobachtungskampagne ist es oft, die Helligkeitsverteilung<br />
einer ausge<strong>de</strong>hnten Radioquelle bei einer bestimmten Wellenlänge zu bestimmen. Hat die Hauptkeule<br />
<strong>de</strong>n Winkel A Ω <strong>und</strong> die Radioquelle einen Winkeldurchmesser von ϕ, dann gibt es offensichtlich<br />
zwei Fälle: Ist ϕ >Ω A,<br />
dann ist Tb = ηTA<br />
, wobei <strong><strong>de</strong>r</strong> Vorfaktor η die Dämpfung <strong>de</strong>s Signals<br />
beschreibt. Ist <strong><strong>de</strong>r</strong> Winkeldurchmesser <strong><strong>de</strong>r</strong> Quelle kleiner als <strong><strong>de</strong>r</strong> Öffnungswinkel <strong><strong>de</strong>r</strong> Hauptkeule, dann<br />
beinhaltet das Meßsignal sowohl <strong>de</strong>n Fluß <strong><strong>de</strong>r</strong> Quelle als auch <strong>de</strong>n Fluß <strong>de</strong>s „Hintergr<strong>und</strong>es“, <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
innerhalb <strong>de</strong>s Raumwinkelbereichs <strong><strong>de</strong>r</strong> Antennenkeule zum Empfänger gelangt. Kann man <strong>de</strong>n<br />
letzteren Anteil vernachlässigen, dann gilt für das Nutzsignal:<br />
Tbϕ=∆ TA<br />
Ω A<br />
[1.58]<br />
Die Differenz <strong><strong>de</strong>r</strong> Antennentemperatur mit <strong>und</strong> ohne Nutzsignal bezeichnet man oft als „inkrementelle<br />
Antennentemperatur“ A T ∆ . Um diese Differenz zu messen, schwenkt man die Antennenkeule so, daß<br />
sie einmal das Objekt aufnimmt <strong>und</strong> das an<strong><strong>de</strong>r</strong>e Mal nur <strong>de</strong>n Hintergr<strong>und</strong> erfaßt.<br />
Zum „Systemrauschen“ tragen natürlich auch noch an<strong><strong>de</strong>r</strong>e Rauschquellen bei, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Anteile bei je<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Messung genau bestimmt wer<strong>de</strong>n müssen. Man fin<strong>de</strong>t sie an allen Stellen <strong>de</strong>s Empfängersystems – also<br />
nicht nur bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Antenne selbst. Dieses „Systemrauschen“ ist eine sehr wichtige Größe, da es im<br />
Wesentlichen das Signal-Rauschverhältnis <strong>und</strong> damit die Empfindlichkeit <strong>de</strong>s Radioteleskops als<br />
Ganzes festlegt.<br />
Die Antenne eines Radioteleskops stellt natürlich nur einen – wenn auch sehr wesentlichen Teil – <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Meßstrecke dar. Die schwache, von <strong><strong>de</strong>r</strong> Antenne aufgenommene Strahlung <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen Objekte<br />
muß durch die Empfängerelektronik soweit verstärkt <strong>und</strong> dabei vom Rauschuntergr<strong>und</strong> getrennt<br />
wer<strong>de</strong>n, daß am En<strong>de</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Meßstrecke ein auswertbares Signal vorliegt, welches man einem<br />
bestimmten Ort am Himmel zuordnen kann. Der erste Schritt besteht dabei in einer Verstärkung <strong>de</strong>s<br />
Eingangssignals mit Hilfe eines meist gekühlten (z.B. mit flüssigem Helium) <strong>und</strong> damit rauscharmen<br />
Vorverstärkers. Ein eingebauter Bandpaßfilter begrenzt zugleich <strong>de</strong>n durchgelassenen Frequenzbereich<br />
auf die gewünschte Bandbreite. Aus verschie<strong>de</strong>nen Grün<strong>de</strong>n ist es weiter von Vorteil, wenn die
80<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Frequenz dieses Signals herabgesetzt wird so daß eine nie<strong><strong>de</strong>r</strong>frequente Zwischenfrequenz (IF,<br />
„intermediate frequence“) <strong>de</strong>n Vorverstärker verläßt. Das elektronische Bauteil, welches zu diesem<br />
Zweck eingesetzt wird, bezeichnet man als Mischer. Aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Hochfrequenztechnik ist ja allgemein<br />
bekannt, daß sich nie<strong><strong>de</strong>r</strong>frequente Signale auf elektronischem Wege besser verarbeiten lassen.<br />
Außer<strong>de</strong>m können auf diese Weise stören<strong>de</strong> Rückkopplungen zur Antenne vermie<strong>de</strong>n wer<strong>de</strong>n.<br />
Der Name „Mischer“ für <strong>de</strong>n Frequenzkonverter kommt daher, weil in diesem Bauteil ein stabiles, von<br />
einem Quarzoszillator (<strong><strong>de</strong>r</strong> sogenannte Lokaloszillator) geliefertes sinusförmiges Signal „eingemischt“<br />
wird. Mathematisch wird auf diese Weise entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> die Summe o<strong><strong>de</strong>r</strong> die Differenz <strong><strong>de</strong>r</strong> bei<strong>de</strong>n Signale –<br />
Nutzsignal <strong>und</strong> Frequenznormal <strong>de</strong>s lokalen Oszillators – erzeugt. Dadurch entsteht ein moduliertes<br />
Signal geringer Frequenz (meist einige 100 MHz), das sich einfacher transportieren <strong>und</strong><br />
weiterverarbeiten läßt. Empfänger, die diese Methodik nutzen, bezeichnet man gewöhnlich als<br />
heterodyne Empfänger.<br />
Die Verarbeitung <strong>de</strong>s Zwischensignals kann beispielsweise in weiteren Stufen <strong><strong>de</strong>r</strong> Verstärkung <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Frequenzfilterung (z.B. mittels spezieller IF-Verstärker) erfolgen. Am En<strong>de</strong> wird das Ergebnis<br />
entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> analog gespeichert (z.B. auf Magnetbän<strong><strong>de</strong>r</strong>n, auf Festplatten o<strong><strong>de</strong>r</strong> – altmodisch - in Form<br />
eines Ausdrucks) bzw. sofort digitalisiert. In diesem Fall steht einer computergestützten Signalanalyse<br />
nichts mehr im Wege.<br />
Das Problem, mit <strong>de</strong>n Radioteleskope zu kämpfen haben ist, daß die von einer kosmischen Quelle in<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Antenne gesammelte Energie – ausgedrückt durch <strong>de</strong>ssen Rauschleistung Wb - immer klein ist<br />
gegenüber <strong>de</strong>m Systemrauschen, ausgedrückt durch W N . Nach <strong>de</strong>n Gesetzen <strong><strong>de</strong>r</strong> statistischen<br />
Mechanik ist bekannt, daß die relative Genauigkeit einer Messung – welche die Grenzempfindlichkeit<br />
∆W bestimmt – von <strong><strong>de</strong>r</strong> Gesamtzahl <strong><strong>de</strong>r</strong> unabhängigen Meßwerte n abhängt:<br />
∆W<br />
1<br />
= [1.59]<br />
W n<br />
k<br />
wobei W k die kommulative Rauschleistung darstellt. Ist ∆ ν die verwen<strong>de</strong>te Bandbreite <strong>und</strong> τ die<br />
Integrationszeit, dann gilt für die kleinste noch nachweisbare Rauschleistung in bezug auf k W<br />
∆ W =<br />
Wk<br />
τ ∆ ν<br />
[1.60]<br />
Um die von <strong><strong>de</strong>r</strong> Antenne abgegebene Leistung auch dann noch zuverlässig messen zu können, wenn<br />
∆ W
Radioastronomie<br />
Die Entwicklung leistungsfähiger Empfänger – insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e für die Radiospektroskopie – stellt eine<br />
große ingenieurtechnische Herausfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ung dar. Spektroskopie in <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie unterschei<strong>de</strong>t<br />
sich prinzipbedingt stark von <strong><strong>de</strong>r</strong> spektralen Zerlegung gewöhnlichen Lichts, wie es beispielsweise mit<br />
Beugungsgittern geschieht. Das Ziel ist aber das Gleiche: Die Untersuchung eines bestimmten<br />
Frequenzbereichs nach Auffälligkeiten wie z.B. Emissionslinien, die von interstellaren Molekülen<br />
stammen. Der größte Teil <strong><strong>de</strong>r</strong> Strahlung, die von Radioteleskopen gemessen wird, besteht aus<br />
thermischer bzw. nichtthermischer Kontinuumsstrahlung. Seit <strong><strong>de</strong>r</strong> Vorhersage <strong><strong>de</strong>r</strong> 21 cm-Emission <strong>de</strong>s<br />
neutralen Wasserstoffs durch VAN DE HULST im Jahre 1944 weiß man, daß sich radioastronomische<br />
Metho<strong>de</strong>n auch für <strong>de</strong>n Nachweis mehr o<strong><strong>de</strong>r</strong> weniger komplizierter Moleküle, die sich beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s in<br />
kühlen interstellaren Gas- <strong>und</strong> Staubwolken ansammeln, einsetzen lassen. Gera<strong>de</strong> aus diesem Gebiet<br />
konnten in <strong>de</strong>n letzten Jahrzehnten viele interessante Ent<strong>de</strong>ckungen gemel<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n – so z.B. daß es<br />
in Richtung galaktisches Zentrum riesige Äthanolvorkommen gibt („Wodka Gorbatschov“), die noch<br />
völlig unerschlossen sind … ;-)<br />
Das Prinzip <strong><strong>de</strong>r</strong> Radiospektroskopie besteht darin, <strong>de</strong>n nutzbaren Frequenzbereich in viele kleine,<br />
aneinan<strong><strong>de</strong>r</strong>liegen<strong>de</strong> schmale „Bän<strong><strong>de</strong>r</strong>“ einzuteilen, die man gewöhnlich als „Kanäle“ bezeichnet.<br />
In<strong>de</strong>m man die Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong> Radiostrahlung in je<strong>de</strong>n einzelnen von diesen Kanälen bestimmt, erhält<br />
man in <strong><strong>de</strong>r</strong> Auflösung <strong><strong>de</strong>r</strong> Kanalbandbreite ein Spektrum. Wenn man beispielsweise Radiolinien von<br />
Molekülen aufzeichnen möchte, dann muß die Kanalbandbreite natürlich kleiner gewählt wer<strong>de</strong>n als<br />
die zu erwarten<strong>de</strong>n Linienbreiten.<br />
Bei einem akustooptischen Spektrometer (AOS) wird die vom Verstärker kommen<strong>de</strong><br />
Wechselspannung zur Erzeugung einer Schallwelle in einem geeignet gewählten Kristall, <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
sogenannten Bragg-Zelle, verwen<strong>de</strong>t. Auf diese Weise entstehen im Kristall Dichteinhomogenitäten<br />
(die zu Än<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen im Brechungsin<strong>de</strong>x führen), <strong><strong>de</strong>r</strong>en Verän<strong><strong>de</strong>r</strong>ung man mit optischen Metho<strong>de</strong>n<br />
verfolgen kann. Dazu wird <strong><strong>de</strong>r</strong> Kristall mit einem monochromatischen Laserstrahl bestrahlt <strong>und</strong> <strong>de</strong>ssen<br />
Ablenkung <strong>und</strong> Stärke hinter <strong><strong>de</strong>r</strong> Bragg-Zelle gemessen, wobei die Ablenkung <strong>und</strong> die<br />
Intensitätsän<strong><strong>de</strong>r</strong>ung durch die Beugung <strong>de</strong>s Laserlichts an diesen modulierten Inhomogenitäten<br />
verursacht wird. Wie man zeigen kann, ist in diesem Fall die Winkelauslenkung <strong><strong>de</strong>r</strong> Frequenz ν <strong>und</strong><br />
die Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong> Amplitu<strong>de</strong> A <strong>de</strong>s eingespeisten Radiosignals proportional. Hinter <strong>de</strong>m Kristall<br />
braucht <strong>de</strong>shalb nur noch eine Zeile von optischen Detektoren (CCD’s) angeordnet <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
digitalisierten Signale zur Weiterverarbeitung an einen Computer übergeben zu wer<strong>de</strong>n. Mit dieser<br />
Metho<strong>de</strong> erreicht man übrigens eine sehr hohe spektrale Auflösung.<br />
Bei sehr kurzen Radiowellen – z.B. bei Millimeterwellen – verwen<strong>de</strong>t man heute für spektroskopische<br />
Zwecke oft sogenannte Autokorrelationsspektrometer, die eine beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s gute spektrale Auflösung<br />
erreichen <strong>und</strong> in mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nen Ausführungen bereits eine ausgefeilte digitale Datenanalyse beinhalten. Für<br />
die Signalverarbeitung wird die mathematische Metho<strong>de</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> schnellen Fouriertransformation (FFT)<br />
eingesetzt <strong>und</strong> in Echtzeit angewen<strong>de</strong>t.<br />
Der Einsatz digitaler Verfahren – möglich gemacht durch die immense Steigerung <strong><strong>de</strong>r</strong> Rechenleistung<br />
von Personalcomputern – kennzeichnet quasi die vierte Generation <strong><strong>de</strong>r</strong> radioastronomischen<br />
Beobachtungstechnologie. In Verbindung mit interferometrischen Metho<strong>de</strong>n (s.u.) erreicht man<br />
mittlerweile räumliche Auflösungen, welche z.B. die Abbildung <strong>de</strong>s Schwarzen Lochs im galaktischen<br />
Zentrum langsam in <strong>de</strong>n Bereich <strong>de</strong>s Möglichen rückt.<br />
81
82<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Im kurzwelligen En<strong>de</strong> <strong>de</strong>s „Radiofrequenzban<strong>de</strong>s“ – im Übergangsbereich zum Infraroten – benutzt<br />
man als Strahlungsempfänger sogenannte Bolometer. Sie wur<strong>de</strong>n bereits in einem separaten Abschnitt<br />
beschrieben, so daß hier nicht näher darauf eingegangen zu wer<strong>de</strong>n braucht. Radioteleskope, die mit<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong>artigen Strahlungsempfängern ausgerüstet sind, wer<strong>de</strong>n übrigens von manchen Autoren <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Infrarotastronomie zugeordnet.<br />
Interferometrie<br />
Um mit einem Radioteleskop ungefähr das Auflösungsvermögen eines optischen Teleskops zu<br />
erreichen, sind nach (1.8) Antennendurchmesser notwendig, die sich in „monolithischer“ Form nicht<br />
mehr herstellen lassen. Um z.B. das theoretische Auflösungsvermögen eines optischen Teleskops mit<br />
nur einem Meter Durchmesser auch bei einer Wellenlänge von 5 cm zu erreichen, benötigt man ein<br />
Radioteleskop mit ca. 100 km Durchmesser. Aus diesem Gr<strong>und</strong> war es in <strong><strong>de</strong>r</strong> „Frühzeit“ <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Radioastronomie zwar nicht son<strong><strong>de</strong>r</strong>lich schwierig, die Radiostrahlung von sogenannten „Punktquellen“<br />
zu empfangen (z.B. von Cyg A o<strong><strong>de</strong>r</strong> Cas A). Aber die genaue Lage dieser Punktquellen mit einer<br />
Genauigkeit zu bestimmen, mit <strong><strong>de</strong>r</strong> man auch mit optischen Teleskopen diese Quellen i<strong>de</strong>ntifizieren<br />
kann, war beinahe unmöglich (die I<strong>de</strong>ntifikation <strong><strong>de</strong>r</strong> starken Radioquelle Cyg A mit einer<br />
unscheinbaren Galaxie 4° westlich von γ Cygni durch WALTER BAADE (1893-1960) <strong>und</strong> RUDOLPH<br />
MINKOWSKI (1895-1976) im Jahre 1952 gelang genaugenommen auch nur <strong>de</strong>shalb, weil die Australier<br />
J.G.BOLTON <strong>und</strong> G.J.STANLEY mit Hilfe eines noch recht einfachen Radiointerferometers <strong>de</strong>ssen<br />
Position auf einige Bogenminuten genau bestimmen konnten).<br />
Eine Lösung für das Problem, wie man das Auflösungsvermögen von Radioteleskopen steigern kann,<br />
ohne die Größe <strong><strong>de</strong>r</strong> Einzelantennen ins Unermeßliche wachsen zu lassen, bietet die Interferometrie.<br />
Dazu müssen min<strong>de</strong>stens zwei Radioteleskope, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Abstand größer als ihr Einzeldurchmesser ist, so<br />
verb<strong>und</strong>en sein, daß ihre Signale sich elektronisch kombinieren lassen. Auf diese Weise erhält man<br />
quasi ein „virtuelles“ Radioteleskop mit einem Durchmesser <strong>und</strong> einem Auflösungsvermögen, das<br />
ihren Abstand entspricht.<br />
Prinzip eines Radiointerferometers
Radioastronomie<br />
Zwei feststehen<strong>de</strong> Radioteleskope A <strong>und</strong> B, die um d (<strong><strong>de</strong>r</strong> Basislänge) voneinan<strong><strong>de</strong>r</strong> entfernt sind, sollen<br />
ein <strong>und</strong> dieselbe Punktquelle beobachten. Fällt die als eben angenommene Wellenfront schräg, d.h. bei<br />
einer Zenitdistanz Θ ein, dann erreicht sie zuerst das Radioteleskop A <strong>und</strong> τ d Sek<strong>und</strong>en später das<br />
Radioteleskop B. Dieser Zeitunterschied ist <strong><strong>de</strong>r</strong> größeren Lauflänge L (<strong>de</strong>m Gangunterschied)<br />
geschul<strong>de</strong>t, <strong>de</strong>n das Signal auf <strong>de</strong>m Weg zu B zusätzlich zurücklegen muß. Aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdrotation<br />
än<strong><strong>de</strong>r</strong>t sich L dauernd, wodurch – sobald man bei<strong>de</strong> Eingangssignale in einem Korrelator überlagert –<br />
sich je nach Phasenlage Verstärkung <strong>und</strong> Auslöschung periodisch wie<strong><strong>de</strong>r</strong>holen. Trifft z.B. bei A eine<br />
Wellenfront <strong>und</strong> bei B ein Wellental ein, dann erfolgt <strong>de</strong>struktive Interferenz <strong>und</strong> das korrelierte Signal<br />
wird ausgelöscht. Trifft dagegen bei B auch eine Wellenfront ein, dann kommt es zu einer<br />
Signalverstärkung (konstruktive Interferenz). Befin<strong>de</strong>t sich die Radioquelle genau über <strong>de</strong>m<br />
Mittelpunkt <strong><strong>de</strong>r</strong> Gr<strong>und</strong>linie <strong>de</strong>s Interferometers, dann läuft das korrelierte Signal vom Maximum zum<br />
Minimum sobald sich die Wellenlängendifferenz um λ / 2 än<strong><strong>de</strong>r</strong>t. Offensichtlich muß sich dazu die<br />
Radioquelle am Himmel um <strong>de</strong>n Winkel λ /d weiterbewegt haben. Was man am Ausgang <strong>de</strong>s<br />
Korrelators beobachtet, sind <strong>de</strong>mnach nichts an<strong><strong>de</strong>r</strong>es als gewöhnliche Interferenzstreifen, <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
„Winkelabstand“ <strong>de</strong>m Auflösungsvermögen einer Antenne mit <strong>de</strong>m Durchmesser d entspricht.<br />
Ein Defizit dieser einfachen Anordnung ist jedoch, daß - wenn das Interferometer ein maximales<br />
Signal liefert - zwar klar ist, daß die Weglängendifferenz ein ganzzahliges Vielfaches <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Beobachtungswellenlänge ist. Man weiß aber nicht, wie viele Wellenlängen das konkret sind. O<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
an<strong><strong>de</strong>r</strong>s ausgedrückt, aus einem <strong>de</strong>tektierten Maximum kann man nicht ad hoc <strong>de</strong>n Ort <strong><strong>de</strong>r</strong> Punktquelle<br />
in <strong><strong>de</strong>r</strong> Auflösung <strong>de</strong>s Interferometers bestimmen. Das wird erst möglich, wenn weitere Radioteleskope<br />
mit unterschiedlicher Basislänge eingesetzt wer<strong>de</strong>n. Man gelangt dann zur sogenannten Synthese-<br />
Interferometrie. Die I<strong>de</strong>e besteht darin, daß mehrere zusammengeschaltete Radioteleskope genau dann<br />
alle gleichzeitig ein maximales Signal liefern, wenn sich die Radioquelle genau über <strong>de</strong>m Mittelpunkt<br />
aller Gr<strong>und</strong>linien <strong>de</strong>s Interferometers befin<strong>de</strong>t. Es soll jedoch nicht unerwähnt bleiben, daß sich die<br />
Ortsbestimmung von ausge<strong>de</strong>hnten Radioquellen (die gewissermaßen vom Interferometer aufgelöst<br />
wer<strong>de</strong>n) schwieriger gestaltet. Mit vielen verschie<strong>de</strong>nen Basislängen ist aber eine Feinuntersuchung bis<br />
hin zur mathematischen Bildrekonstruktion (Apertur-Synthese) mit sehr hoher räumlicher Auflösung<br />
möglich.<br />
Erdrotations-Synthese<br />
Bei diesem Verfahren, welches am Mullard Radio-<strong>Astronomie</strong>-Observatorium in Cambridge<br />
(England) entwickelt wur<strong>de</strong>, reichen im Prinzip zwei Teleskope mit einem festen Abstand aus, die<br />
möglichst in Ost-West-Richtung angeordnet sein sollten. Diese bei<strong>de</strong>n Antennen bewegen sich<br />
aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdrotation am Tag einmal – von außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> betrachtet – auf einen Kreis, wobei<br />
von <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioquelle aus gesehen stets nur die Projektion <strong><strong>de</strong>r</strong> Verbindungslinie <strong><strong>de</strong>r</strong> bei<strong>de</strong>n<br />
Radioteleskope zu sehen ist. Sie ist offensichtlich am größten, wenn die Radioquelle genau senkrecht<br />
über d steht <strong>und</strong> wird 0, wenn die bei<strong>de</strong>n Teleskope in bezug auf die Radioquelle eine Linie bil<strong>de</strong>n.<br />
Das be<strong>de</strong>utet, das allein durch die Rotation <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> die Größe τ d (die Zeitverzögerung <strong><strong>de</strong>r</strong> bei<strong>de</strong>n<br />
Signale, die <strong><strong>de</strong>r</strong> gleichen Wellenfront entsprechen) einen kontinuierlichen Wertebereich durchläuft.<br />
O<strong><strong>de</strong>r</strong> an<strong><strong>de</strong>r</strong>s ausgedrückt: Denkt man sich einen Radiospiegel als „raumfest“, dann scheint <strong><strong>de</strong>r</strong> an<strong><strong>de</strong>r</strong>e<br />
im Laufe eines Tages um ihn herumzuwan<strong><strong>de</strong>r</strong>n. Innerhalb von 12 St<strong>und</strong>en wird <strong>de</strong>mnach ein „Ring“ an<br />
83
84<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Himmelskugel überstrichen. Auf diese Weise erreicht man eine zeitliche Modulation <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
sogenannten Visibilität, die als Ergebnis <strong><strong>de</strong>r</strong> Messung über zumeist mehrere Tage o<strong><strong>de</strong>r</strong> Wochen<br />
aufgezeichnet wird (hier geht implizit die Annahme mit ein, daß sich innerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Meßzeit die<br />
Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong> Quelle nicht o<strong><strong>de</strong>r</strong> nur sehr wenig än<strong><strong>de</strong>r</strong>t). Mit Hilfe einer zweidimensionalen Fourier-<br />
Transformation läßt sich daraus eine hochaufgelöste Abbildung <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioquelle am Himmel<br />
rekonstruieren die um so besser ist, je mehr Radioteleskope in Form eines Arrays an <strong>de</strong>n Messungen<br />
beteiligt sind. Verwen<strong>de</strong>t man z.B. zwei Radioteleskope, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Entfernung 5 km beträgt, <strong>und</strong><br />
beobachtet man bei einer Wellenlänge von 2 cm, dann erreicht man ein Auflösungsvermögen von ca. 1<br />
Bogensek<strong>und</strong>e. In <strong><strong>de</strong>r</strong> Praxis wer<strong>de</strong>n jedoch oft weit mehr als zwei Radioteleskope für <strong><strong>de</strong>r</strong>artige<br />
Messungen eingesetzt. Das „Very Large Array“ (VLA) in New Mexico / USA besteht z.B. aus 27<br />
Parabolantennen mit einem Durchmesser von 25 Meter, die eine Y-artige Struktur aus drei Armen von<br />
jeweils 21 Kilometer Länge bil<strong>de</strong>n. Da sich die Teleskope auf Schienen befin<strong>de</strong>n, können ihre<br />
Abstän<strong>de</strong> leicht verän<strong><strong>de</strong>r</strong>t wer<strong>de</strong>n. Abhängig von <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtungswellenlänge erreicht man mit dieser<br />
Anlage eine Winkelauflösung von ausge<strong>de</strong>hnten Radioquellen zwischen 0.04 (43 GHz) <strong>und</strong> ca. 2<br />
Bogensek<strong>und</strong>en.<br />
Für die Entwicklung <strong><strong>de</strong>r</strong> Aperture-Synthese-Technik haben übrigens MARTIN RYLE (1918-1984) <strong>und</strong><br />
ANTONY HEWISH 1974 (Letzterer insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e für die Ent<strong>de</strong>ckung <strong><strong>de</strong>r</strong> Pulsare) <strong>de</strong>n Nobelpreis<br />
erhalten.<br />
Very Long Baseline Interferometry (VLBI)<br />
Bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Interferometrie ist es notwendig, die Signale <strong><strong>de</strong>r</strong> einzelnen Teleskope phasengenau zur<br />
Überlagerung zu bringen. Die technische Realisierung dieser For<strong><strong>de</strong>r</strong>ung ist verständlicherweise mit<br />
vielen Schwierigkeiten verb<strong>und</strong>en. Einzelne, voneinan<strong><strong>de</strong>r</strong> nicht zu weit entfernte Teleskope lassen sich<br />
ja noch recht einfach verkabeln o<strong><strong>de</strong>r</strong> die Signale über eine direkte Funkstrecke übertragen. Versucht<br />
man jedoch Radioteleskope, die Hun<strong><strong>de</strong>r</strong>te, ja sogar Tausen<strong>de</strong> Kilometer voneinan<strong><strong>de</strong>r</strong> entfernt sind, zu<br />
verbin<strong>de</strong>n, dann sind Kabel aus vielerlei Grün<strong>de</strong>n völlig unbrauchbar. Aber mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Entwicklung<br />
äußerst genauer, von <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdrotation unabhängiger <strong>und</strong> je<strong><strong>de</strong>r</strong>zeit reproduzierbarer Zeitstandards in<br />
Form von Atomuhren eröffnete sich ein völlig an<strong><strong>de</strong>r</strong>er Weg, die Signale unterschiedlicher<br />
Radioteleskope, welche alle gleichzeitig eine kosmische Radioquelle beobachten, zu synchronisieren.<br />
Die Gr<strong>und</strong>i<strong>de</strong>e besteht darin, nicht nur die Meßwerte aufzuzeichnen, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n sie auch noch zusätzlich<br />
mit präzisen Zeitmarken zu versehen. Für die Speicherung verwen<strong>de</strong>t man häufig Magnetbän<strong><strong>de</strong>r</strong>, auf<br />
welche die Signale <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioquelle, nach<strong>de</strong>m sie nach <strong>de</strong>m Heterodyn-Prinzip auf eine niedrigere<br />
Zwischenfrequenz transformiert wur<strong>de</strong>n, aufgezeichnet wer<strong>de</strong>n. Auf einer Parallelspur wer<strong>de</strong>n<br />
synchron zu diesem Nutzsignal in gleichmäßigen Abstän<strong>de</strong>n die von einer Atomuhr stammen<strong>de</strong>n<br />
Zeitimpulse gespeichert. Wenn man gewährleistet, daß die Atomuhren (meistens Wasserstoff-Maser)<br />
bei <strong>de</strong>n einzelnen Radioteleskopen <strong>de</strong>s Arrays mit einer relativen Genauigkeit von besser als<br />
synchronisiert sind, dann kann man nachträglich die Bandaufzeichnungen simultan ablaufen lassen <strong>und</strong><br />
im Labor (genauer mit Hilfe eines leistungsfähigen Computers, <strong>de</strong>m Korrelator) das Interferenzsignal<br />
erzeugen. Auf diese Weise lassen sich im Prinzip alle geeigneten Radioteleskope weltweit miteinan<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
zu einem riesigen, interkontinentalen Interferometer zusammenschalten. Wegen <strong><strong>de</strong>r</strong> dabei erreichten<br />
Basislängen von z.T. mehreren Tausend Kilometern nennt man dieses Verfahren „very-long baseline<br />
interferometry“ o<strong><strong>de</strong>r</strong> kurz VLBI.<br />
8<br />
10 −
Radioastronomie<br />
Das erste Interferometer mit einer transkontinentalen Basis ist 1967 in <strong>de</strong>n USA in Betrieb genommen<br />
wor<strong>de</strong>n. Mit einer Basislänge von etwas über 3000 km konnte bei einer Wellenlänge von 67 cm<br />
immerhin ein Auflösungsvermögen von ca. 0.05 Bogensek<strong>und</strong>en erreicht wer<strong>de</strong>n, was aufgr<strong>und</strong> <strong>de</strong>s<br />
Seeings nicht einmal mit erdgeb<strong>und</strong>enen optischen Großteleskopen ohne raffinierte technische<br />
Hilfsmittel gelingt.<br />
Prinzip <strong><strong>de</strong>r</strong> Interferometrie mit großen Basislängen am Beispiel zweier Radioteleskopen mit<br />
interkontinentalen Abstand<br />
Seit<strong>de</strong>m hat sich die Technik natürlich rasend schnell weiterentwickelt. Insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e die leichte<br />
Verfügbarkeit von enormer Rechenleistung hat die VLBI zu einer <strong><strong>de</strong>r</strong> leistungsfähigsten <strong>und</strong><br />
zukunftsträchtigsten Beobachtungstechnologie in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> (<strong>und</strong> auch Geodäsie) gemacht, die –<br />
als positiver Nebeneffekt – auch noch die internationale Zusammenarbeit <strong><strong>de</strong>r</strong> Wissenschaftler<br />
außeror<strong>de</strong>ntlich för<strong><strong>de</strong>r</strong>t<br />
Die größte Basislänge, die auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> erreicht wer<strong>de</strong>n kann, entspricht logischerweise <strong>de</strong>m<br />
Erddurchmesser. Für <strong>Astrophysik</strong>er, die sich z.B. für die Struktur <strong>und</strong> Dynamik von<br />
Akkretionsscheiben um Schwarze Löcher in weit entfernten Galaxienkernen interessieren, reicht selbst<br />
die dabei erreichte Auflösung von ein paar Tausendstel Bogensek<strong>und</strong>en nicht aus. Deshalb wur<strong>de</strong> ab<br />
1997 das VLBI durch <strong>de</strong>n Einsatz <strong>de</strong>s japanischen Satelliten HALCA („Highly Advanced Laboratory<br />
for Communications and Astronomy“), <strong><strong>de</strong>r</strong> Bestandteil <strong>de</strong>s VSOP-Programms ist (VSOP = „VLBI<br />
Space Observatory Programme“), bis in <strong>de</strong>n erdnahen Raum hinein erweitert.<br />
85
86<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Mit HALCA kann man ein riesiges Radioteleskop mit <strong>de</strong>m dreifachen Erddurchmesser simulieren,<br />
<strong>de</strong>ssen Auflösungsvermögen ausreichen wür<strong>de</strong>, um – rein theoretisch – einen Tennisball auf <strong>de</strong>m<br />
Mond sichtbar wer<strong>de</strong>n zu lassen. Hauptforschungsgebiete sind die extragalaktische <strong>Astronomie</strong>,<br />
insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e die Untersuchung von aktiven Galaxienkernen <strong>und</strong> Quasaren bei hoher räumlicher<br />
Auflösung.<br />
VLBI ist nicht nur eine Beobachtungsmetho<strong>de</strong> für Astronomen. Die hohe Genauigkeit bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Messung<br />
von Laufzeitunterschie<strong>de</strong>n von Signalen (beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s von weit entfernten <strong>und</strong> damit quasipunktförmigen<br />
Quasaren), die bei verschie<strong>de</strong>nen Teleskopen eintreffen, wird verstärkt auch für<br />
geodätische <strong>und</strong> geophysikalische Aufgabenstellungen genutzt. Auf diese Weise lassen sich wichtige<br />
Kenngrößen <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> <strong>und</strong> ihr zeitliches Verhalten mit sonst kaum erreichbarer Präzision messen. Das<br />
betrifft z.B. die Rotationsgeschwindigkeit <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> (die z.B. auch von <strong><strong>de</strong>r</strong> großräumigen Verlagerung<br />
von Luftmassen abhängt) o<strong><strong>de</strong>r</strong> die genaue Pollage sowie die Antennenkoordinaten. Die Genauigkeit in<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Ortsbestimmung, die dabei erreicht wird, ist z.T. besser als 1 Zentimeter. Davon profitieren u.a.<br />
Forschungsprojekte, welche die räumliche Bewegung <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdkruste (Kontinentaldrift) untersuchen.<br />
Von <strong>de</strong>n gegenwärtig r<strong>und</strong> 50 Radio-Observatorien, die in das weltweite VLBI-Netz eingeb<strong>und</strong>en sind,<br />
nehmen ca. 30 an geodätischen Meßprogrammen teil. In Deutschland wer<strong>de</strong>n diese Programme vom<br />
Geodätischen Institut <strong><strong>de</strong>r</strong> Universität Bonn koordiniert. Dessen Hauptinstrument ist das 20 m<br />
Radioteleskop <strong><strong>de</strong>r</strong> Station Wettzell im Bayerischen Wald. Für spezielle Aufgaben kommt manchmal<br />
auch das 100 m Teleskop in Effelsberg zum Einsatz. Ein interessantes Ergebnis dieser Untersuchungen<br />
ist z.B. daß sich die Europäische Platte jährlich um ziemlich genau 18.3 mm von <strong><strong>de</strong>r</strong> amerikanischen<br />
Platte entfernt.
Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeterastronomie<br />
Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeterastronomie<br />
Der Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeterbereich ( λ = 1mm ... 300µm, ν = 300GHz ... 1THz ) kenn-<br />
zeichnet zu kürzeren Wellenlängen hin <strong>de</strong>n Übergang zum Infrarotbereich <strong>de</strong>s elektromagnetischen<br />
Spektrums. Aufgr<strong>und</strong> <strong>de</strong>s Wasserdampfgehaltes (<strong>und</strong> einiger an<strong><strong>de</strong>r</strong>er Moleküle wie z.B. 2<br />
sowie von Staub) <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre sind erdgeb<strong>und</strong>ene Beobachtungen in diesem Frequenzband nur<br />
auf einige wenige schmalbandige „Fenster“ beschränkt. Entsprechen<strong>de</strong> Teleskope müssen <strong>de</strong>shalb auf<br />
hohen Bergen in möglichst ari<strong>de</strong>n Gebieten (o<strong><strong>de</strong>r</strong> in Flugzeugen, z.B. SOFIA) stationiert wer<strong>de</strong>n. Da<br />
die Empfangsanlagen <strong>de</strong>n „Radiospiegeln“ <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomen weitgehend gleichen, wird die<br />
Submillimeter-<strong>Astronomie</strong> gewöhnlich <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie zugeschlagen, obwohl sich bei<strong>de</strong> in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Empfängertechnologie z.T. gr<strong>und</strong>legend unterschei<strong>de</strong>n. Aus vielerlei Grün<strong>de</strong>n ist es <strong>de</strong>shalb besser, die<br />
Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeter-<strong>Astronomie</strong> als „langwelligen“ Ausläufer <strong><strong>de</strong>r</strong> Infrarotastronomie zu<br />
betrachten.<br />
87<br />
O <strong>und</strong> 3 O<br />
Die Anfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen, die an ein Submillimeter-Teleskop gestellt wer<strong>de</strong>n, sind im Vergleich zu<br />
gewöhnlichen Radioteleskopen um einiges größer. Der Parabolspiegel, <strong><strong>de</strong>r</strong> z.B. beim Heinrich-Hertz-<br />
Teleskop auf <strong>de</strong>m Mt. Graham einen Durchmesser von 10 Meter besitzt, darf z.B. nur um 0.02 mm<br />
von <strong><strong>de</strong>r</strong> i<strong>de</strong>alen Paraboloidform abweichen, wenn man nicht Einbußen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Winkelauflösung <strong>und</strong> im<br />
Flächenwirkungsgrad (das ist <strong><strong>de</strong>r</strong> Anteil <strong><strong>de</strong>r</strong> Strahlungsenergie, welche <strong>de</strong>n Empfänger im Brennpunkt<br />
<strong>de</strong>s Teleskops erreicht) hinnehmen möchte. Diese Genauigkeit muß dabei sowohl beim Schwenken <strong>de</strong>s<br />
Teleskops als auch bei Windlast <strong>und</strong> sich än<strong><strong>de</strong>r</strong>n<strong>de</strong>n thermischen Umgebungsbedingungen garantiert<br />
wer<strong>de</strong>n. Da das Winkelauflösungsvermögen <strong><strong>de</strong>r</strong>artiger Teleskope im Bereich von 10 bis 30<br />
Bogensek<strong>und</strong>en liegt, ist außer<strong>de</strong>m für eine entsprechend genaue Nachführung zu sorgen. Durch <strong>de</strong>n<br />
Einsatz mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ner Kunststoffe (z.B. CFK) <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Möglichkeit, Tragekonstruktionen, welche die<br />
erfor<strong><strong>de</strong>r</strong>liche Formstabilität unter allen <strong>de</strong>nkbaren Bedingungen garantieren, zu berechnen <strong>und</strong><br />
herzustellen, sind die genannten Anfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen heute im Wesentlichen zu erfüllen. Das zeigt auch die<br />
wachsen<strong>de</strong> Anzahl von Submillimeter-Teleskopen mit einem Durchmesser von bis zu 30 Meter, die<br />
weltweit im Einsatz sind.<br />
Als Empfänger dienen in <strong>de</strong>n meisten Fällen sogenannte Bolometer, die im Submillimeter-Bereich<br />
arbeiten <strong>und</strong> hauptsächlich zum Nachweis breitbandiger Kontinuumsstrahlung dienen als auch<br />
heterodyne Empfänger, die <strong>de</strong>n Millimeterwellenbereich weitgehend ab<strong>de</strong>cken. Der technische<br />
Fortschritt sowie neue physikalische Meßmetho<strong>de</strong>n haben auch hier zu aufsehenerregen<strong>de</strong>n<br />
Ent<strong>de</strong>ckungen - insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e in <strong><strong>de</strong>r</strong> Molekülspektroskopie <strong>und</strong> auf <strong>de</strong>m Gebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> Protosternbildung -<br />
geführt. Damit ist zugleich auch ein Hauptforschungsgebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> Submillimeter-<strong>Astronomie</strong> skizziert:<br />
Die Erforschung <strong><strong>de</strong>r</strong> physikalischen Bedingungen in kalten, interstellaren Molekülwolken innerhalb<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Milchstraße <strong>und</strong> in benachbarten extragalaktischen Objekten. Gera<strong>de</strong> viele Moleküle, die nur im<br />
Schutz von lichtabsorbieren<strong>de</strong>n Staubmassen entstehen <strong>und</strong> sich dort ansammeln, emittieren Strahlung<br />
im fernen Infrarot <strong>und</strong> im Submillimeterbereich. Im optischen Spektralbereich sind interstellare<br />
Staubwolken weitgehend <strong>und</strong>urchsichtig <strong>und</strong> damit Strukturuntersuchungen kaum o<strong><strong>de</strong>r</strong> nur<br />
eingeschränkt möglich.<br />
Um das Auflösungsvermögen von Submillimeter-Radioteleskopen zu steigern, hat auch in diesem<br />
Wellenlängenbereich die Interferometrie Einzug gehalten. Die bekannteste Anlage – <strong>und</strong> durch
88<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
mehrere tragische Unglücksfälle zumin<strong>de</strong>st kurzzeitig in das Bewußtsein <strong><strong>de</strong>r</strong> Öffentlichkeit gerückt –<br />
ist das <strong>de</strong>utsch-französische Plateau <strong>de</strong> Bure Radioobservatorium in <strong>de</strong>n französischen Alpen nahe<br />
Grenoble. Es besteht z.Z. (2004) aus 6 Parabolantennen von jeweils 15 Meter Durchmesser, die das<br />
eigentliche IRAM-Interferometer bil<strong>de</strong>n. IRAM ist dabei die Abkürzung für „Institut für<br />
Radioastronomie im Millimeterwellenbereich“, welches in Grenoble seinen Sitz hat <strong>und</strong> neben <strong>de</strong>m<br />
Interferometer noch einen leistungsfähigen 30-Meter Spiegel (für <strong>de</strong>n Millimeter-Bereich) auf <strong>de</strong>m<br />
Pico Veleta in <strong><strong>de</strong>r</strong> südspanischen Sierra Nevada betreibt.<br />
Das weltgrößte Submillimeter-Teleskop mit einen Spiegeldurchmesser von 15 Meter ist das James<br />
Clerk Maxwell-Teleskop auf <strong>de</strong>n Mauna Kea auf Hawaii. Mit einer ähnlichen Leistungsfähigkeit, aber<br />
mit einem etwas kleineren Spiegel (10 Meter Durchmesser), kann das Heinrich-Hertz-Teleskop auf<br />
<strong>de</strong>m Mt. Graham in Arizona aufwarten. Es entstand im Rahmen einer Gemeinschaftsarbeit zwischen<br />
<strong>de</strong>m Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn <strong>und</strong> <strong>de</strong>m Stewart Observatorium in 3200 m<br />
Höhe <strong>und</strong> wur<strong>de</strong> 1993 in Betrieb genommen.<br />
Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeterteleskope<br />
In diesem Abschnitt soll eine kleine Auswahl von Einzelteleskopen sowie von<br />
Interferometeranordnungen, die im Submillimeter- <strong>und</strong> Millimeterbereich arbeiten, kurz vorgestellt<br />
wer<strong>de</strong>n. Neue technischen Entwicklungen sowie die vielen, aufsehenerregen<strong>de</strong>n Ent<strong>de</strong>ckungen in<br />
diesem äußerst interessanten Teilgebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> Radioastronomie führen dazu, daß <strong><strong>de</strong>r</strong> Wunsch <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Astronomen nach Beobachtungsmöglichkeiten zur Entwicklung <strong>und</strong> zum Einsatz immer besserer<br />
Teleskope <strong>und</strong> Interferometeranlagen führt. Neben hohen Bergen wur<strong>de</strong>n mittlerweile auch die extrem<br />
trockenen Wüstengebiete in <strong>de</strong>n chilenischen Hochan<strong>de</strong>n („Atacama Large Millimeter Array“,<br />
ALMA) <strong>und</strong> die Region um <strong>de</strong>n geographischen Südpol (z.B. „Antarctic Submillimeter Telescope and<br />
Remote Observatory“, AST/RO) als nahezu i<strong>de</strong>ale Standorte für Submillimeterteleskope erschlossen.<br />
James Clerk Maxwell Telescope (JCMT)<br />
Mit einem Spiegeldurchmesser von 15 m ist das JCMT das größte Teleskop <strong><strong>de</strong>r</strong> Welt, welches im<br />
Wellenlängenbereich zwischen 0.3 <strong>und</strong> 2 mm arbeiten kann. Es befin<strong>de</strong>t sich in unmittelbarer<br />
Nachbarschaft <strong>de</strong>m CSO (s.u.) auf <strong>de</strong>m Gipfel <strong>de</strong>s Mauna Kea auf Hawaii. Der Spiegel selbst besteht<br />
aus 276 einzeln justierbaren Metallplatten aus Aluminium, welche zusammen mit einer massiven <strong>und</strong><br />
biegesteifen Stützkonstruktion <strong>de</strong>ssen Formstabilität gewährleisten. Um ihn vor Witterungseinflüssen<br />
zu schützen, hat man es in einem Kuppelbau untergebracht, welches wie eine gewöhnliche<br />
Sternwartenkuppel zur Beobachtung geöffnet wird. Das Teleskop selbst ist nochmals durch einen<br />
schirmartigen Vorhang aus Gore-Tex (das ist <strong><strong>de</strong>r</strong> Han<strong>de</strong>lsname für eine luftige, aus<br />
Polytetrafluorethylen bestehen<strong>de</strong> Membran, die gewöhnlich zur Beschichtung von Sportkleidung<br />
verwen<strong>de</strong>t wird) geschützt, <strong><strong>de</strong>r</strong> die Beobachtungen jedoch kaum beeinträchtigt. Selbst die Sonne läßt<br />
sich mit diesem Teleskop beobachten.
Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeterastronomie<br />
Caltech Submillimeter Observatory (CSO)<br />
Seit 1988 ist <strong><strong>de</strong>r</strong> 10.4-Meter Radiospiegel <strong>de</strong>s California Institute of Technology (CALTECH) auf <strong>de</strong>m<br />
4205 m hohen Mauna Kea auf Hawaii im Einsatz. Mit ihm wer<strong>de</strong>n beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s Sternentstehungsgebiete<br />
sowie ganz allgemein die interstellare Materie in <strong><strong>de</strong>r</strong> Milchstraße <strong>und</strong> in benachbarten Galaxien<br />
erforscht.<br />
Heinrich-Hertz-Telescope (HHT)<br />
Zusammen mit <strong>de</strong>m Stewart-Observatorium betreibt das Max-Planck-Institut für Radioastronomie in<br />
Bonn auf <strong>de</strong>m 3185 m hohen Mt. Graham in Arizona das 10 Meter Heinrich-Hertz-<br />
Submillimeterteleskop. Es wird u.a. zur Untersuchung kalter kosmischer Gas- <strong>und</strong> Staubwolken sowie<br />
zur hochaufgelösten Molekülspektroskopie verwen<strong>de</strong>t. Auch die kosmologisch wichtige kosmische<br />
Hintergr<strong>und</strong>strahlung kann mit diesem Teleskop vermessen wer<strong>de</strong>n.<br />
Heinrich-Hertz-Teleskop auf <strong>de</strong>m Mt. Graham, Arizona<br />
IRAM 30-Meter Teleskop<br />
Bei diesem Teleskop han<strong>de</strong>lt s sich um ein typisches Millimeterwellenteleskop. Der nutzbare<br />
Wellenlängenbereich über<strong>de</strong>ckt <strong>de</strong>n Bereich zwischen 1 <strong>und</strong> 3 Millimeter. Betrieben wird es –<br />
zusammen mit <strong>de</strong>m Mikrowelleninterferometer auf <strong>de</strong>m Plateau <strong>de</strong> Bure - durch das Institut für<br />
Mikrowellenastronomie (IRAM), einer <strong>de</strong>utsch-französisch-spanischen Kollaboration.<br />
Der 30-Meter-Spiegel befin<strong>de</strong>t sich nicht direkt auf <strong>de</strong>m 3394 m hohen Pico <strong>de</strong> Veleta son<strong><strong>de</strong>r</strong>n etwas<br />
unterhalb (genauer an seiner westlichen Flanke) in 2920 m Höhe, in <strong><strong>de</strong>r</strong> spanischen Sierra Nevada.<br />
89
Atacama Large Millimeter Array (ALMA)<br />
90<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Auf <strong>de</strong>m Hochplateau Chajnantor in <strong><strong>de</strong>r</strong> chilenischen Atacama-Wüste (eines <strong><strong>de</strong>r</strong> trockensten Regionen<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong>) entsteht in 5000 m Höhe das wohl z.Z. ehrgeizigste Projekt <strong><strong>de</strong>r</strong> Submillimeterastronomie.<br />
2011 soll dort ein Interferometer aus 64 verschiebbaren, hochpräzisen 12-Meter Radioantennen in<br />
Betrieb gehen, <strong>de</strong>ssen Winkelauflösungsvermögen bei einer Basislänge von bis zu 10 km selbst daß<br />
<strong>de</strong>s Hubble-Weltraumteleskops weit übersteigen wird. Solch eine Anlage läßt sich natürlich nur mit<br />
internationaler Beteiligung aufbauen <strong>und</strong> betreiben. Das Projekt ALMA wur<strong>de</strong> genaugenommen erst<br />
durch die Kombination von drei ehemals nationalen Teleskopprojekten möglich: das „Millimeter<br />
Array“ <strong><strong>de</strong>r</strong> USA, das europäische „Large Southern Array“ <strong>und</strong> das japanische „Millimeter and<br />
Submillimeter Array“.<br />
Submillimeter-Array auf <strong>de</strong>m Mauna Kea (SMA)<br />
Am 22.November 2003 wur<strong>de</strong> das SMA offiziell eingeweiht. Dieses sehr leistungsfähige<br />
Interferometer besteht aus insgesamt 8 Antennen mit je 6 Meter Durchmesser. Es arbeitet im<br />
Wellenlängenbereich zwischen 0.3 <strong>und</strong> 1.3 mm <strong>und</strong> erreicht eine Winkelauflösung von ungefähr einer<br />
Bogensek<strong>und</strong>e. Betrieben wird es gemeinsam vom „Smithsonian Institution“ in Cambridge / MA <strong>und</strong><br />
<strong>de</strong>m ASIAA-Institut in Taiwan.<br />
Great Millimetric Telescope (LMT)<br />
Dieses Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 50 m steht auf <strong>de</strong>m 4580 Meter hohen Sierra<br />
Negra (einem erloschenen Vulkan) in Mexiko <strong>und</strong> wur<strong>de</strong> En<strong>de</strong> 2006 in Betrieb genommen. Es wiegt<br />
r<strong>und</strong> 2500 Tonnen <strong>und</strong> ruht auf einem 540 Kubikmeter großen Betonsockel <strong>und</strong> ist so konzipiert, daß<br />
es elektromagnetische Strahlung im Wellenlängenbereich zwischen 0.85 <strong>und</strong> 4 mm untersuchen kann<br />
(Blickfelddurchmesser ~ 8 Bogenminuten). .Die ersten Forschungsaufgaben, die mit diesem Teleskop<br />
in Angriff genommen wer<strong>de</strong>n sollen, besteht in <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtung <strong>und</strong> Kartographierung von<br />
primordialen Galaxien, die sich kurz nach <strong>de</strong>m Urknall gebil<strong>de</strong>t haben. Aber auch die Untersuchung<br />
von Kuiper-Objekten im Sonnensystem, die Erforschung protoplanetarer Scheiben um neu entstan<strong>de</strong>ne<br />
Sterne sowie weitergehen<strong>de</strong> kosmologische Fragestellungen sind Themen, die mit diesem Teleskop<br />
bearbeitet wer<strong>de</strong>n sollen.
Beobachtungsgeräte <strong>und</strong> Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung<br />
Beobachtungsgeräte <strong>und</strong> Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Sonnenforschung<br />
Die Sonne zeichnet sich im Vergleich zu <strong>de</strong>n an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Objekten <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong>n <strong>Astronomie</strong> durch<br />
ihre große Helligkeit aus. In sehr vielen Fällen muß man <strong>de</strong>shalb die Intensität auf geeignete Art <strong>und</strong><br />
Weise verringern (z.B. durch Filter), um überhaupt Beobachtungen ausführen zu können. Ihre<br />
verhältnismäßig geringe Entfernung zur Er<strong>de</strong> erlaubt dagegen eine sehr gute Winkelauflösung,<br />
wodurch bereits mit kleinen Fernrohren sehr viele Details auf ihrer „Oberfläche“ (genauer <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Photosphäre <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> photosphärennahen Schichten) sichtbar gemacht wer<strong>de</strong>n können. Zu nennen sind<br />
hier insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e die Sonnenflecken <strong>und</strong> die Granulation. Natürlich ist man bestrebt, diese<br />
Winkelauflösung weiter zu steigern, was letztendlich <strong>de</strong>n Einsatz von komplex aufgebauten<br />
Teleskopen mit ähnlich raffinierten Empfängertechnologien wie in <strong><strong>de</strong>r</strong> „Nachtastronomie“ notwendig<br />
macht. Zu nennen ist in diesem Zusammenhang die Verwendung von aktiven <strong>und</strong> adaptiven<br />
Optiksystemen, mit <strong>de</strong>nen sich instrumentelle <strong>und</strong> umgebungsbedingte Störungen (z.B. zum Ausgleich<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Störungen durch Turbulenzzellen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Atmosphäre) weitgehend ausgleichen lassen. Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne<br />
Sonnenteleskope besitzen mittlerweile bereits standardmäßig <strong><strong>de</strong>r</strong>artige Korrektursysteme, die ständig<br />
verbessert <strong>und</strong> weiterentwickelt wer<strong>de</strong>n. Außer<strong>de</strong>m sind Sonnenobservatorien immer weiß gestrichen,<br />
um lokale Aufheizungen zu vermei<strong>de</strong>n.<br />
McMath-Pierce Sonnenteleskop auf <strong>de</strong>m Kitt Peak<br />
Gera<strong>de</strong> die eben genannten Eigenschaften – sehr große Lichtintensitäten <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> durch die Nähe<br />
bedingte große scheinbare Durchmesser <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenscheibe von ungefähr einem halben Grad – haben<br />
dazu geführt, daß für die Sonnenforschung spezielle Beobachtungsgeräte, die sich von herkömmlichen<br />
Teleskopen hauptsächlich in <strong><strong>de</strong>r</strong> Art <strong><strong>de</strong>r</strong> Montierung <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen Bauteile - nicht aber im Prinzip -<br />
91
92<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
unterschei<strong>de</strong>n, gebaut <strong>und</strong> natürlich auch eingesetzt wer<strong>de</strong>n. Die Anfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen an ein Sonnenteleskop<br />
sind aus diesen Grün<strong>de</strong>n z.T. völlig an<strong><strong>de</strong>r</strong>e als für Teleskope, die für <strong>de</strong>n Nachteinsatz konzipiert sind<br />
(selbstverständlich gibt es auch Sonnenteleskope, die nachts, z.B. für hochauflösen<strong>de</strong><br />
Sternspektroskopie, verwen<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n). Diese Aussage gilt natürlich auch für die eingesetzten<br />
Zusatzgeräte wie z.B. Filter, Spektrographen <strong>und</strong> CCD-Kameras.<br />
Die Möglichkeit, Beobachtungsgeräte mittels Forschungssatelliten auch außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre<br />
zu positionieren, hat in <strong>de</strong>n letzten Deka<strong>de</strong>n die solare <strong>Astrophysik</strong> wahrhaft revolutioniert. In dieser<br />
Hinsicht ist die 1995 gestartete Sonnenson<strong>de</strong> SOHO („Solar and Heliospheric Observatory“) ohne<br />
Frage eine einzige Erfolgsgeschichte. Mittlerweile sind bzw. waren mehrere Dutzend<br />
Forschungssatelliten fast ausschließlich mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtung <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne beschäftigt. Zu nennen sind<br />
z.B. neben SOHO <strong><strong>de</strong>r</strong> japanische Satellit YOHKOH <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Röntgensatellit RHESSI, <strong><strong>de</strong>r</strong> u.a. zur<br />
Erforschung energiereicher solarer Flares eingesetzt wird. Seit <strong><strong>de</strong>r</strong> erfolgreichen Mission <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Sonnenson<strong>de</strong> „Ulysses“, die sie zweimal über die Sonnenpole führte, weiß man mehr über die<br />
räumliche Struktur <strong>de</strong>s Sonnenwin<strong>de</strong>s <strong>und</strong> über <strong>de</strong>n Aufbau <strong>de</strong>s globalen solaren Magnetfel<strong>de</strong>s.<br />
Dadurch, daß satellitengestützte Beobachtungsplattformen Beobachtungen in Frequenz-bereichen <strong>de</strong>s<br />
elektromagnetischem Spektrums erlauben, die von <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdoberfläche aus aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> selektiven<br />
Absorption <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre unzugänglich sind (z.B. EUV, Röntgen- <strong>und</strong> Gammabereich), hat die<br />
Sonnenforschung in <strong>de</strong>n letzten Jahrzehnten von einer aufsehenerregen<strong>de</strong>n Ent<strong>de</strong>ckung zur an<strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
geführt.<br />
Nicht unerwähnt sollen auch die radioastronomischen Forschungseinrichtungen bleiben, <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Aufgabe es ist, die Sonne im Radiofrequenzbereich zu beobachten. Ihre Ergebnisse sind für ein<br />
<strong>de</strong>tailliertes Bild <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne genauso unverzichtbar wie die Beobachtungen im kurzwelligen <strong>und</strong><br />
optischen Bereich.<br />
Sonnenteleskope<br />
Zur Sonnenbeobachtung können im Prinzip alle Arten von optischen Teleskopen Verwendung fin<strong>de</strong>n.<br />
Da es dabei nicht so sehr um <strong><strong>de</strong>r</strong>en Lichtsammelvermögen ankommt, ist ihre Öffnung meistens kleiner<br />
als 1 Meter. Die Brennweite wählt man dagegen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Regel recht groß, um im Primärfokus ohne<br />
Einschaltung einer Zwischenoptik ein möglichst großes Sonnenbild zu erhalten. Dabei gilt als<br />
Faustregel, daß je<strong><strong>de</strong>r</strong> Meter Brennweite das Sonnenbild um ca. einen Zentimeter vergrößert. Um z.B.<br />
eine Auflösung von 1 Bogensek<strong>und</strong>e auf einem CCD-Detektor mit einer Pixelgröße von 30 µm zu<br />
erreichen, benötigt man eine Brennweite von ungefähr 10 Meter. Eine sehr lange Brennweite hat<br />
außer<strong>de</strong>m <strong>de</strong>n Vorteil, daß die vom Objektiv gesammelte Energie in <strong><strong>de</strong>r</strong> Fokalebene auf eine größere<br />
Fläche verteilt wird, was das Arbeiten im Primärfokus etwas weniger gefährlich macht (auch hier <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
obligatorische Hinweis: Schauen Sie niemals (!) durch ein Fernrohr zur Sonne, ohne daß die<br />
Lichtintensität durch geeignete Maßnahmen wie Objektivfilter auf ein ungefährliches Maß gedämpft<br />
wur<strong>de</strong>. Blin<strong>de</strong> Sonnenforscher können nur noch begrenzt zum Erkenntnisfortschritt beitragen).<br />
Sonnenteleskope haben mehr noch als gewöhnliche Teleskope mit Luftturbulenzen zu kämpfen,<br />
welche erfahrungsgemäß die Abbildungsqualität rapi<strong>de</strong> verschlechtern. Deshalb kommt sowohl <strong>de</strong>m<br />
Standort als auch <strong>de</strong>m technischen Design eines Sonnenobservatoriums eine große Be<strong>de</strong>utung zu. Als
Beobachtungsgeräte <strong>und</strong> Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung<br />
Standorte haben sich beispielsweise Inseln, <strong><strong>de</strong>r</strong>en umgeben<strong>de</strong> Wasserflächen die atmosphärischen<br />
Strömungen stabilisieren, bewährt. Aus diesem Gr<strong>und</strong> fin<strong>de</strong>t man auch die besten Sonnenteleskope <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Welt auf <strong>de</strong>n Kanarischen Inseln o<strong><strong>de</strong>r</strong> auf Hawaii. Auch das bekannte Big Bear-Sonnenobservatorium<br />
in Kalifornien wur<strong>de</strong> aus diesem Gr<strong>und</strong> auf einer künstlichen Insel mitten im Big Bear Lake errichtet.<br />
Prinzipiell sind Standorte, die sich für die Nachtastronomie als günstig erwiesen haben, auch für<br />
Sonnenobservatorien geeignet.<br />
Hohe Berge zeichnen sich nicht nur durch eine außeror<strong>de</strong>ntlich klare Durchsicht aus. Auch die<br />
Luftruhe ist fast immer besser als auf Meereshöhe. Es ist klar, das solche Standorte auch für<br />
Astronomen, die sich überwiegend mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne beschäftigen, interessant sind. Beispiele für<br />
Sonnenbeobachtungsstationen auf hohen Bergen fin<strong>de</strong>t man auf <strong>de</strong>n kanarischen Inseln (Teneriffa) <strong>und</strong><br />
auf Hawaii. Auch die klassischen Observatorien auf <strong>de</strong>m Mount Wilson, <strong>de</strong>m Kitt Peak o<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>de</strong>n<br />
französischen Pyrenäen (Pic du Midi) sind auf <strong>de</strong>n Gipfelplateaus von Bergen errichtet wor<strong>de</strong>n.<br />
Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Sonnenteleskope sind häufig Turmteleskope, bei <strong>de</strong>nen das Sonnenlicht über plane<br />
Coelostatenspiegel (die sich weit oberhalb <strong>de</strong>s Untergr<strong>und</strong>s auf einem sogenannten Sonnenturm<br />
befin<strong>de</strong>n) senkrecht o<strong><strong>de</strong>r</strong> schräg („Kitt Peak National Solar Observatory“) durch <strong>de</strong>n Tubus in die<br />
Meßräume gespiegelt wird. Das feststehen<strong>de</strong> Teleskop enthält entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> eine Linsen- o<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Spiegeloptik langer Brennweite. Diese Bauart vereinigt in sich gleich mehrere Vorteile. Einmal wird<br />
die Teleskopöffnung weit oberhalb über die durch die Sonne aufgeheizten Bo<strong>de</strong>nschichten angeordnet,<br />
was sich positiv auf die Bildqualität auswirkt. Außer<strong>de</strong>m kann die Montierung sehr steif gehalten<br />
wer<strong>de</strong>n, was wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um für das Erreichen einer hohen Winkelauflösung von Vorteil ist.<br />
Der amerikanische Astronom GEORGE ELLERY HALE (1869-1938) hat im Jahre 1907 auf <strong>de</strong>m Mount<br />
Wilson in Kalifornien das erste Turmteleskop zur Beobachtung <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne aufgestellt. Dem 60-ft<br />
Turmteleskop folgte 5 Jahre später das 150-ft Teleskop. Bei<strong>de</strong> dienten <strong>und</strong> dienen hauptsächlich <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
spektroskopischen Untersuchung <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne. Sie sind noch heute – mittlerweile mit mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nster<br />
Meßtechnik ausgestattet - im wissenschaftlichen Einsatz.<br />
Stören<strong>de</strong> Turbulenzen entstehen natürlich nicht nur außerhalb <strong>de</strong>s Teleskops. Genauso unerwünscht<br />
sind Luftschlieren innerhalb <strong>de</strong>s Tubus. Aus diesem Gr<strong>und</strong> wird bei mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nen Sonnenteleskopen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Tubus entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> evakuiert o<strong><strong>de</strong>r</strong> mit <strong>de</strong>m E<strong>de</strong>lgas Helium gefüllt. Im ersteren Fall spricht man von<br />
einem Vakuumteleskop. Beim dänischen „Dutch Open Teleskope“ auf La Palma hat man ein ganz<br />
an<strong><strong>de</strong>r</strong>es Prinzip mit Erfolg ausprobiert. Mit einem gleichmäßigen <strong>und</strong> schnellen Luftstrom wird hier<br />
die erwärmte Luft von <strong>de</strong>n optischen Flächen quasi weggeblasen. Die Detail-Auflösung von Strukturen<br />
in Sonnenflecken o<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Granulation, die mit nur 45 cm Spiegeldurchmesser erreicht wird, ist bei<br />
diesem sehr futuristisch aussehen<strong>de</strong>n Instrument durchaus beeindruckend.<br />
93
Optisches Design <strong>und</strong> Montierung<br />
94<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Genaugenommen kann je<strong>de</strong>s Fernrohr zur Sonnenbeobachtung verwen<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n. Die beste Metho<strong>de</strong>,<br />
die Sonne im sichtbaren Licht zu betrachten, ist die sogenannte Projektionsmetho<strong>de</strong>. Sie wur<strong>de</strong> bereits<br />
zu Beginn <strong>de</strong>s 17. Jahrhun<strong><strong>de</strong>r</strong>ts von <strong>de</strong>m Jesuitenpater CHRISTOPH SCHEINER (1575-1650) zur<br />
Beobachtung <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenflecke eingesetzt. Bei dieser Metho<strong>de</strong> wird das Sonnenbild durch das Okular<br />
hindurch auf eine weiße Fläche projiziert, wo es ohne Gefahr für die Augen betrachtet wer<strong>de</strong>n kann.<br />
Amateure verwen<strong>de</strong>n auch gern Objektivfilter (z.B. Chromfilter o<strong><strong>de</strong>r</strong> Filterfolien), die das Licht bereits<br />
vor <strong>de</strong>m Objektiv auf ein ungefährliches Maß dämpfen.<br />
In <strong><strong>de</strong>r</strong> professionellen Sonnenforschung fin<strong>de</strong>n – wie bereits erwähnt – bevorzugt Turmteleskope<br />
Verwendung. Bei kleinen <strong>und</strong> mittleren Instrumenten wer<strong>de</strong>n dabei Linsenoptiken bevorzugt. Da in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Sonnenforschung häufig mit schmalbandigen Filtern gearbeitet wird, spielt die chromatische<br />
Abberation keine allzu große Rolle. Deshalb reichen Achromate oftmals völlig aus. Die Objektive<br />
müssen trotz<strong>de</strong>m eine hohe Qualität aufweisen, um möglichst das Auftreten von stören<strong>de</strong>m Streulicht<br />
zu vermei<strong>de</strong>n. Koronographen besitzen <strong>de</strong>shalb i.d.R. nur eine völlig schlieren- <strong>und</strong> kratzerfreie<br />
Einzellinse hoher Qualität als Objektiv, weil das ansonsten entstehen<strong>de</strong> Streulicht das schwache Licht<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Korona völlig überstrahlen wür<strong>de</strong>. Auch bei Protuberanzenfernrohren reicht meist eine qualitativ<br />
hochwertige Objektivlinse aus, da sie prinzipbedingt streng monochromatisch im Wellenlängenbereich<br />
einer einzelnen Spektrallinie (z.B. H α ) arbeiten <strong>und</strong> <strong>de</strong>shalb die chromatische Aberration keine Rolle<br />
spielt.<br />
Bei großen Sonnenteleskopen überwiegen dagegen Spiegeloptiken. Das McMath-Pierce<br />
Sonnenteleskop auf <strong>de</strong>m Kitt Peak nahe Tucson in Arizona besitzt z.B. einen Hauptspiegel mit einem<br />
Durchmesser von 1.6 Meter als Objektiv. Im Pico <strong>de</strong>l Tei<strong>de</strong>-Observatorium (3719 m) auf Teneriffa,<br />
kanarische Inseln, entsteht z.Z. (2004) das europäische „Gregory Solar Telescope“ mit einem<br />
Primärspiegeldurchmesser von 1.5 Meter. Durch <strong>de</strong>n enormen Energieeintrag (ca. 1000 W/m²) durch<br />
die Sonne kommt es selbst bei Spiegeloptiken, die einen Großteil <strong>de</strong>s Sonnenlichts reflektieren, zu<br />
einer signifikanten Erwärmung <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen Teile. Diese Teile müssen i.d.R. separat gekühlt wer<strong>de</strong>n,<br />
damit es zu keiner Verschlechterung <strong><strong>de</strong>r</strong> Abbildungsqualität kommt. Für Spiegeloptiken in<br />
Sonnenteleskopen verwen<strong>de</strong>t man <strong>de</strong>shalb als Trägermaterial ausschließlich Glaskeramiken wie<br />
Zerodur, die sich auch bei Erwärmung kaum aus<strong>de</strong>hnen <strong>und</strong> damit ihre Form behalten.<br />
Da bei einem Turmteleskop das eigentliche Fernrohr feststehend ist, muß das Sonnenlicht über<br />
Hilfsspiegel permanent in <strong>de</strong>n Tubus gespiegelt wer<strong>de</strong>n, wobei es sich bei <strong>de</strong>m Hilfsspiegel um<br />
hochwertige Planspiegel han<strong>de</strong>lt. Je nach<strong>de</strong>m, wie viele Planspiegel benötigt wer<strong>de</strong>n <strong>und</strong> wie sie<br />
montiert sind, um die Sonne nachzuführen, unterschei<strong>de</strong>t man im Wesentlichen drei Bauarten:<br />
Heliostat<br />
Der Planspiegel ist parallaktisch montiert <strong>und</strong> wird <strong><strong>de</strong>r</strong> täglichen Bewegung <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne nachgeführt.<br />
Das Sonnenlicht wird dabei immer in die gleiche Richtung (z.B. in ein einen fest installierten<br />
Fernrohrtubus) abgelenkt. Der Vorteil, daß man dafür nur einen Planspiegel benötigt, wird durch <strong>de</strong>n<br />
Nachteil, daß das primäre Sonnenbild im Teleskop langsam rotiert, etwas getrübt.
Beobachtungsgeräte <strong>und</strong> Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung<br />
Si<strong><strong>de</strong>r</strong>ostat<br />
Bei einem Si<strong><strong>de</strong>r</strong>ostaten ist ein einzelner Planspiegel altazimutal montiert, wobei durch ein kluges<br />
Design die Spiegelbewegung letztendlich in eine äquatoriale Bewegung transformiert wird. Ansonsten<br />
funktioniert er wie ein Heliostat. Auch hier rotiert das Sonnenbild langsam um sein Zentrum in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Fokalebene.<br />
Coelostat<br />
Ein Coelostat besteht aus zwei Spiegeln, von <strong>de</strong>nen <strong><strong>de</strong>r</strong> Eine <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne nachgeführt wird <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Zweite fest steht. Das hat <strong>de</strong>n Vorteil, daß man die Bildfeldrotation im Primärfokus <strong>de</strong>s<br />
Sonnenteleskops vermei<strong>de</strong>n kann. An<strong><strong>de</strong>r</strong>nfalls können zwei optisch wirksame Flächen vor <strong>de</strong>m<br />
Fernrohrobjektiv zu weiteren Problemen führen. Dazu gehört – da ein Spiegel niemals 100 Prozent <strong>de</strong>s<br />
Sonnenlichts reflektieren kann – <strong>de</strong>ssen mit einer Formverän<strong><strong>de</strong>r</strong>ung einhergehen<strong>de</strong> Erwärmung.<br />
Coelostatenspiegel <strong>de</strong>s Richard B. Dunn Solar-Teleskops <strong>de</strong>s Nationalen Sonnenobservatoriums<br />
Sacramento Peak © NSO<br />
95
Der Lyot-Koronograph<br />
96<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Die Sonnenkorona kann gewöhnlich nur bei einer totalen Sonnenfinsternis beobachtet wer<strong>de</strong>n. Dieser<br />
Umstand wirkt sich bekanntermaßen negativ auf <strong><strong>de</strong>r</strong>en Erforschung aus. Anfangs erschien es völlig<br />
hoffnungslos, die Korona – <strong>de</strong>ssen Intensität ja nur etwa ein Millionstel <strong><strong>de</strong>r</strong> Intensität <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Sonnenscheibe beträgt – außerhalb einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar zu machen. Dieses<br />
Kunststück gelang 1930 <strong>de</strong>m französischen Astronomen BERNARD LYOT (1897-1952), <strong><strong>de</strong>r</strong> quasi in<br />
einem Fernrohr eine Sonnenfinsternis nachbaute. Er nannte das Gerät „Koronograph“, da man damit<br />
sowohl die inneren helleren Teile <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenkorona als auch Protuberanzen beobachten kann. Solch<br />
ein Fernrohr besteht aus einer Einzellinse sehr hoher Qualität (sie darf möglichst kein Streulicht<br />
verursachen), in <strong><strong>de</strong>r</strong>en Brennebene ein „künstlicher Mond“ in Form einer Kegelblen<strong>de</strong> angebracht ist.<br />
Die Kegelblen<strong>de</strong> dient dazu, die helle Sonnenscheibe abzu<strong>de</strong>cken <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong>en Licht aus <strong>de</strong>m<br />
Strahlengang herauszureflektieren. Eine Lyot-Blen<strong>de</strong> am Ort <strong><strong>de</strong>r</strong> Eintrittspupille sorgt außer<strong>de</strong>m dafür,<br />
daß das Licht, welches in diesem Bereich gestreut wird, ausgeblen<strong>de</strong>t wird. Um auch das Streulicht in<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Nähe <strong><strong>de</strong>r</strong> optischen Achse zu entfernen, wird noch eine kleine <strong>und</strong>urchsichtige Scheibe im Zentrum<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Lyot-Blen<strong>de</strong> angebracht. Durch ein Okular läßt sich dann unter möglichst i<strong>de</strong>alen Bedingungen, die<br />
man fast nur im Hochgebirge fin<strong>de</strong>t, die schwache Korona beobachten <strong>und</strong> auch fotografieren. Der<br />
erste Koronograph kam 1931 auf <strong>de</strong>m französischen Höhenobservatorium Pic du Midi (2876 m) zum<br />
Einsatz, wo Lyot am 12. Juli 1931 die erste fotografische Aufnahme <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenkorona außerhalb einer<br />
totalen Sonnenfinsternis gelang.<br />
Schematischer Aufbau eines klassischen Protuberanzenfernrohrs. Es gleicht prinzipiell – bis auf <strong>de</strong>n<br />
schmalbandigen Interferenzfilter – einem Lyot’schen Koronographen<br />
Ein Beispiel für eine mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Form dieses Instrumententyps ist <strong><strong>de</strong>r</strong> Mark-IV-Koronograph vom „High<br />
Altitu<strong>de</strong> Observatory“ am Mauna Loa auf Hawaii. Mit diesem Koronographen kann unter guten<br />
atmosphärischen Bedingungen die Korona von 1.08 bis 2.8 Sonnenradien untersucht wer<strong>de</strong>n.<br />
Beobachtet man mit solch einem Gerät im monochromatischen Licht <strong><strong>de</strong>r</strong> Wasserstofflinie H α die<br />
Sonne, dann kann man auch unter weniger günstigen Bedingungen <strong>de</strong>utlich Protuberanzen am<br />
Sonnenrand sehen. In diesem Fall spricht man von einem „Protuberanzenfernrohr“. Ein normaler
Beobachtungsgeräte <strong>und</strong> Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung<br />
Refraktor läßt sich relativ leicht zu solch einem Fernrohr umbauen. Die Sonnenkorona ist damit<br />
natürlich nicht sichtbar.<br />
Eine an<strong><strong>de</strong>r</strong>e Bauart eines Koronographen bezeichnet man als „extern okkultierend“. Er wird z.B. auf<br />
Sonnenbeobachtungssatelliten eingesetzt, wo es keine Probleme mit <strong>de</strong>m atmosphärischen Streulicht<br />
gibt. Bekannt sind z.B. die bei<strong>de</strong>n Koronographen LASCO C2 <strong>und</strong> C3 <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenson<strong>de</strong> SOHO, mit<br />
<strong>de</strong>nen man ununterbrochen die Sonnenkorona bis in einem Abstand von maximal 32 Sonnenradien<br />
beobachten kann. Einige Amateurastronomen verwen<strong>de</strong>n beispielsweise die von diesen Instrumenten<br />
gemachten Aufnahmen, die ja im Internet frei verfügbar sind, mit beachtlichen Erfolg zum Auffin<strong>de</strong>n<br />
von sonnennahen Kometen <strong><strong>de</strong>r</strong> sogenannten Kreutz-Gruppe („Sungrazers“).<br />
Bei „extern okkultieren<strong>de</strong>n Koronographen“ ist bereits vor <strong>de</strong>m Objektiv eine kreisförmige Scheibe<br />
angebracht. Dadurch erreicht man eine starke Reduktion <strong>de</strong>s Streulichtes, da in diesem Fall das direkte<br />
Sonnenlicht gar nicht erst die Frontlinse erreicht. Nachteilig wirkt sich nur die Halterung <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Frontblen<strong>de</strong> aus, die einen kleinen Teil <strong><strong>de</strong>r</strong> inneren Korona ver<strong>de</strong>ckt.<br />
SOHO besitzt noch einen weiteren Koronographen – LASCO C1 – <strong><strong>de</strong>r</strong> vollkommen aus einer<br />
Spiegeloptik besteht. Den Part <strong><strong>de</strong>r</strong> Kegelblen<strong>de</strong> übernimmt dabei einfach eine kreisförmige Öffnung in<br />
einem Spiegel. Ein nahezu i<strong>de</strong>ntisches Gerät ist MICA („Mirror Coronograph for Argentinia“),<br />
welches in <strong>de</strong>n Cordillera <strong>de</strong> Los An<strong>de</strong>s bei San Juan in Argentinien im Einsatz ist.<br />
Beobachtungen im Spektralbereich außerhalb <strong>de</strong>s sichtbaren<br />
Lichts<br />
Den Anfang <strong><strong>de</strong>r</strong> solaren Radioastronomie kann man in die Zeit <strong>de</strong>s zweiten Weltkrieges datieren.<br />
Damals stellte man eine Korrelation zwischen Störungen in Radarsystemen <strong>und</strong> <strong>de</strong>m<br />
Meridiandurchgang von größeren Sonnenflecken auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne fest (JOHN S. HEY, J.SOUTHWORTH).<br />
Seit<strong>de</strong>m hat sich die solare Radioastronomie zu einem wichtigen Zweig <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenphysik entwickelt,<br />
die wertvolle Informationen insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e über die Regionen oberhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Photosphäre, also <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Chromosphäre, <strong><strong>de</strong>r</strong> Übergangsregion <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Korona, liefert. Mit <strong>de</strong>n Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Radiointerferometrie lassen sich im Zentimeterwellenbereich immerhin Strukturen in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Chromosphäre mit einem Winkelabstand von 1’’ <strong>und</strong> besser auflösen („Very Large Array“, New<br />
Mexico; Apertursynthese). Damit sind direkte Vergleiche mit optischen Beobachtungen möglich,<br />
wodurch die physikalische Interpretation <strong><strong>de</strong>r</strong> Ergebnisse erleichtert wird. Das betrifft z.B. die solaren<br />
Flares, bei <strong>de</strong>nen enorme Energiemengen in relativ kurzer Zeit freigesetzt wer<strong>de</strong>n <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong>en Natur<br />
immer noch nicht endgültig bis in alle Einzelheiten geklärt ist.<br />
Bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtung <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne kommen alle Arten von Radioteleskopen zum Einsatz – von normalen<br />
Yagi-Antennen bis hin zu großen Reflektorschüsseln. Sehr interessante Ergebnisse haben in <strong>de</strong>n letzten<br />
Jahren auch Untersuchungen im Submillimeterbereich geliefert. So gelangen mit <strong>de</strong>m James Clerk<br />
Maxwell-Teleskop auf Hawaii interessante neue Einblicke in die obere Chromosphäre <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne.<br />
Erdgeb<strong>und</strong>ene Beobachtungen im kurzwelligen Bereich jenseits <strong>de</strong>s nahen Ultravioletts sind aufgr<strong>und</strong><br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> selektiven Absorption <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre nicht o<strong><strong>de</strong>r</strong> nur sehr eingeschränkt möglich<br />
(Ballonobservatorien, Raketenaufstiege). Das ist aber heute kein Problem mehr, da mit künstlichen<br />
97
98<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Satelliten Beobachtungsplattformen außerhalb <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre zur Verfügung stehen, von <strong>de</strong>nen<br />
aus das gesamte optische <strong>und</strong> kurzwellige elektromagnetische Spektrum <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenstrahlung<br />
meßtechnisch abge<strong>de</strong>ckt wer<strong>de</strong>n kann.<br />
Für die Untersuchung <strong><strong>de</strong>r</strong> schmalen Schicht zwischen <strong><strong>de</strong>r</strong> oberen Chromosphäre <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Korona, wo<br />
4<br />
6<br />
die Temperatur von ca. 10 auf 10 K ansteigt („transition region“), ist beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s <strong><strong>de</strong>r</strong> EUV-Bereich<br />
(„Extremes Ultraviolett“) zwischen 50 <strong>und</strong> 200 nm geeignet. In diesem Bereich fin<strong>de</strong>t man eine<br />
Vielzahl von Emissionslinien hochangeregter Ionen sowie einige Grenzkontinua (z.B. das sogenannte<br />
Lyman-Kontinuum). Als Instrumente wer<strong>de</strong>n ausschließlich Spiegeloptiken – z.T. mit speziellen<br />
Beschichtungen – verwen<strong>de</strong>t, wie man sie prinzipiell auch von normalen optischen Teleskopen her<br />
kennt. Die ersten brauchbaren UV-Spektren in diesem Bereich gelangen <strong>de</strong>n Besatzungen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
amerikanischen Skylab-Missionen in <strong>de</strong>n Jahren 1973 <strong>und</strong> 1974. Damit konnten zum ersten Mal<br />
Informationen über die hochdynamischen Strömungsprozesse in <strong><strong>de</strong>r</strong> Übergangsregion erhalten <strong>und</strong><br />
dokumentiert wer<strong>de</strong>n. Die 1996 gestartete Sonnenson<strong>de</strong> SOHO besitzt gleich zwei Beobachtungsgeräte<br />
für das EUV: SUMER („Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation“) <strong>und</strong> UVCS<br />
(„Ultraviolet Coronal Spectrometer“), welches mit einem Koronographen kombiniert ist. Damit lassen<br />
sich Elementehäufigkeiten in <strong><strong>de</strong>r</strong> Korona bestimmen sowie Daten zu <strong>de</strong>n Mechanismen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Koronaheizung gewinnen.<br />
Aufnahme <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne bei einer Wellenlänge von 17.1 nm <strong>und</strong> 19.5 nm mit <strong>de</strong>n Instrumenten EIT 171<br />
<strong>und</strong> EIT 195 <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenson<strong>de</strong> SOHO (2. Juni 2008). Das „blaue“ Bild zeigt die Grenze zwischen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Korona <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Übergangsregion im Licht hochangeregter Eisenatome (Fe IX-X) während das „grüne“<br />
Bild die ungestörte Korona außerhalb (<strong><strong>de</strong>r</strong> hier dunkel erscheinen<strong>de</strong>n) koronalen Löcher abbil<strong>de</strong>t.<br />
© NASA
Beobachtungsgeräte <strong>und</strong> Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung<br />
Zur Abbildung von Strukturen <strong><strong>de</strong>r</strong> inneren Korona, also <strong><strong>de</strong>r</strong> Region in <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenatmosphäre, wo die<br />
kinetischen Temperaturen 1 Million K übersteigen, hat man das EIT-Instrument (Extreme UV Imaging<br />
Telescope) für die Sonnenson<strong>de</strong> SOHO entwickelt. Es han<strong>de</strong>lt sich dabei um ein modifiziertes Ritchey-<br />
Chretien-Teleskop mit einem Blickfeld von 45 Bogenminuten <strong>und</strong> einer Auflösung von 2.6’’ pro<br />
CCD-Pixel. Sowohl <strong><strong>de</strong>r</strong> Haupt- als auch <strong><strong>de</strong>r</strong> Sek<strong>und</strong>ärspiegel ist in vier Quadranten aufgeteilt, die<br />
jeweils eine unterschiedliche Beschichtung aufweisen. Durch die Art <strong><strong>de</strong>r</strong> Beschichtung <strong>und</strong> durch<br />
weitere Filter im Strahlengang wird erreicht, daß jeweils nur das UV-Licht einer ganz bestimmten<br />
Wellenlänge <strong>de</strong>n CCD-Detektor belichtet. Auf diese Weise können komplette Sonnenbil<strong><strong>de</strong>r</strong> in vier<br />
engen Spektralbereichen, die entsprechend <strong>de</strong>n Anregungsbedingungen <strong><strong>de</strong>r</strong> emittieren<strong>de</strong>n Ionen auch<br />
vier verschie<strong>de</strong>nen Temperaturbereichen <strong>und</strong> damit „Höhen“ über <strong><strong>de</strong>r</strong> Photosphäre entsprechen,<br />
aufgenommen wer<strong>de</strong>n.<br />
Ein ähnliches UV-Teleskop besitzt auch <strong><strong>de</strong>r</strong> „Transient Region and Coronal Explorer“ TRACE, <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
im April 1998 die Erdumlaufbahn erreichte. Im Gegensatz zu SOHO kann er nur Teile <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne,<br />
diese dafür aber in hoher räumlicher Auflösung (ca. 1’’) <strong>und</strong> in mehr schmalbandigen<br />
Wellenlängenbereichen beobachten. Damit lassen sich jetzt auch tiefere Koronaschichten erfassen, die<br />
für SOHO’s EIT-Instrument unzugänglich sind (z.B. die Lyman-α -Linie <strong>de</strong>s Wasserstoffs bei 121.6<br />
nm). Das wissenschaftliche Ziel <strong><strong>de</strong>r</strong> TRACE-Mission bestand in erster Linie in <strong><strong>de</strong>r</strong> Aufklärung<br />
magnetischer Strukturen auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne <strong>und</strong> ihrer Wechselwirkung mit <strong>de</strong>m umgeben<strong>de</strong>n Plasma sowie<br />
in <strong><strong>de</strong>r</strong> Untersuchung <strong><strong>de</strong>r</strong> dünnen Übergangsregion zwischen „kühler“ Chromosphäre <strong>und</strong> heißer<br />
Korona.<br />
TRACE verdanken wir u.a. fantastische <strong>und</strong> ästhetisch ansprechen<strong>de</strong> Bil<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>und</strong> Vi<strong>de</strong>osequenzen von<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Entstehung <strong>und</strong> Verän<strong><strong>de</strong>r</strong>ung magnetischer Bögen (Loops) in <strong><strong>de</strong>r</strong> unteren Sonnenkorona.<br />
Ein wichtiges Teilgebiet <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung ist die Untersuchung <strong><strong>de</strong>r</strong> solaren Röntgenstrahlung im<br />
Bereich zwischen 0.01 <strong>und</strong> 10 nm, die vornehmlich von <strong>de</strong>m heißen koronalen Gas abgestrahlt <strong>und</strong> die<br />
auch bei hochenergetischen solaren Flares freigesetzt wird. Letztere sind Ausgangspunkte von starken<br />
Partikelströmen, die, wenn sie die Er<strong>de</strong> erreichen, durch ihre Wechselwirkung mit <strong>de</strong>m irdischen<br />
Magnetfeld zu Schä<strong>de</strong>n an elektrischen <strong>und</strong> elektronischen Anlagen <strong>und</strong> Geräten führen können. Ihre<br />
Überwachung hat <strong>de</strong>shalb auch eine konkrete praktische Be<strong>de</strong>utung („Weltraumwetter“).<br />
Lei<strong><strong>de</strong>r</strong> lassen sich Röntgenstrahlen nicht mit herkömmlichen Teleskopen fokussieren. Dafür sind<br />
spezielle Wolter-Teleskope erfor<strong><strong>de</strong>r</strong>lich, die aber mittlerweile eine sehr gute Abbildungsqualität<br />
erreichen (in <strong><strong>de</strong>r</strong> „Nachtastronomie“ sind die Röntgenteleskope auf <strong>de</strong>n Satelliten ROSAT,<br />
CHANDRA o<strong><strong>de</strong>r</strong> XMM-Newton gute Beispiele dafür).<br />
Das erste Röntgenteleskop zur Sonnenbeobachtung hatte die Typbezeichnung HRTS („High<br />
Resolution Telescope and Spectrograph“) <strong>und</strong> war einige Jahre auf <strong><strong>de</strong>r</strong> amerikanischen Raumstation<br />
Skylab im Einsatz. Damit gelangen die ersten aufsehenerregen<strong>de</strong>n Röntgenaufnahmen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Sonnenkorona.<br />
Mit zwei mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nen Röntgenteleskopen ist z.B. <strong><strong>de</strong>r</strong> japanische Satellit YOHKOH (Start 1991)<br />
ausgestattet: SXT („Soft X-Ray Telescope“) arbeitet im Energiebereich zwischen 0.25 <strong>und</strong> 4.0 keV <strong>und</strong><br />
dient <strong><strong>de</strong>r</strong> lückenlosen Überwachung <strong><strong>de</strong>r</strong> ruhigen heißen Korona sowie <strong><strong>de</strong>r</strong> darin auftreten<strong>de</strong>n<br />
transienten Phänomene mit einer Zeitauflösung von ungefähr 2 Sek<strong>und</strong>en. Das HXT („Hard X-Ray<br />
99
100<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Telescope“) arbeitet in vier verschie<strong>de</strong>nen Energiebereichen, die zwischen 15 <strong>und</strong> 100 keV liegen. Im<br />
Gegensatz zum SXT wird zur Abbildung kein Wolter-Teleskop, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n eine spezielle<br />
Kollimatoranordnung verwen<strong>de</strong>t, die zur Bil<strong><strong>de</strong>r</strong>zeugung die Metho<strong>de</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Fourier-Synthese benutzt.<br />
Mit diesem Gerät wer<strong>de</strong>n beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s energiereiche Prozesse in <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenatmosphäre – sogenannte<br />
Flares – beobachtet.<br />
Nach <strong>de</strong>m gleichen Prinzip wie das HXT arbeiten auch die Detektoren auf <strong>de</strong>m NASA-Röntgen- <strong>und</strong><br />
Gammasatelliten RHESSI („Reuven Ramaty High-Energy Solar Spectroscopic Imager“), <strong><strong>de</strong>r</strong> am 5.<br />
Februar 2002 gestartet wur<strong>de</strong>. Ihr nutzbarer Energiebereich liegt zwischen 3 keV <strong>und</strong> 17 MeV.<br />
Dadurch lassen sich auch Gammaquanten <strong>de</strong>tektieren, die energiereiche Flares emittieren. Die<br />
räumliche Auflösung ist im Röntgenbereich mit <strong>de</strong>n entsprechen<strong>de</strong>n Teleskopen auf YOHKOH<br />
vergleichbar. Oberhalb von 100 MeV liegt sie bei etwas über einer halben Bogenminute.<br />
Durch <strong>de</strong>n Einsatz satellitengestützter Sonnenteleskope konnten sehr viele neue Erkenntnisse über die<br />
Sonnenkorona, die Chromosphäre <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> darin stattfin<strong>de</strong>n<strong>de</strong>n magnetohydrodynamischen Prozesse<br />
gewonnen wer<strong>de</strong>n. Die hier gegebene kleine Zusammenstellung von Beobachtungsgeräten im<br />
kurzwelligen Spektralbereich ist natürlich keinesfalls vollständig. Im Abschnitt über die Sonne wird<br />
<strong>de</strong>shalb im jeweiligen Kontext z.T. noch <strong>de</strong>taillierter auf bestimmte Missionen <strong>und</strong> ihre Ergebnisse<br />
eingegangen.<br />
Spektrographen <strong>und</strong> Spektroheliographen<br />
Genauso wie in <strong><strong>de</strong>r</strong> Stellarastronomie ist die Spektroskopie, also die Zerlegung <strong><strong>de</strong>r</strong> elektromagnetischen<br />
Strahlung in ihre spektralen Bestandteile, eine <strong><strong>de</strong>r</strong> wichtigsten <strong>und</strong> ergiebigsten<br />
Informationsquellen <strong><strong>de</strong>r</strong> solaren <strong>Astrophysik</strong>. Je nach <strong>de</strong>m zu untersuchen<strong>de</strong>n Frequenzbereich gibt es<br />
für diesen Zweck eine Vielzahl von Meßmetho<strong>de</strong>n <strong>und</strong> Meßgeräten, die z.T. auf unterschiedlichen<br />
physikalischen Prinzipien beruhen. In diesem Abschnitt soll jedoch nur auf die optische Spektroskopie<br />
eingegangen wer<strong>de</strong>n, da sie in so gut wie allen Sonnenobservatorien zu <strong>de</strong>n routinemäßig eingesetzten<br />
Beobachtungsmetho<strong>de</strong>n gehört. Dadurch, daß die Sonne genügend Licht liefert, können im Gegensatz<br />
zur stellaren Spektroskopie Spektrographen mit sehr hoher spektraler Auflösung eingesetzt wer<strong>de</strong>n.<br />
Auf diese Weise ist es möglich, z.B. die Feinstruktur einzelner Spektrallinien sehr <strong>de</strong>tailliert zu<br />
untersuchen <strong>und</strong> aus <strong><strong>de</strong>r</strong>en zeitlichen Än<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen Informationen über Strömungsverhältnisse,<br />
Schwingungen (Helioseismologie) o<strong><strong>de</strong>r</strong> Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong> (Zeeman-Effekt) abzuleiten.<br />
Mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne in Solarteleskopen eingesetzte Spektrographen arbeiten mit Reflektionsgitter (sog. Blaze-<br />
Gitter) als dispergieren<strong>de</strong>s Element. Wenn nur kleine Teile <strong>de</strong>s Sonnenspektrums analysiert wer<strong>de</strong>n<br />
sollen, haben sich Spaltspektrographen in Littrow-Anordnung bewährt. Bei diesem Typ wird ein <strong>und</strong><br />
dieselbe Linsenoptik sowohl als Kollimator als auch als Objektiv <strong><strong>de</strong>r</strong> Spektrographenkamera benutzt.<br />
Das Licht, welches durch einen Spalt geht, wird durch die Littrow-Linse in ein gera<strong>de</strong>s Lichtbün<strong>de</strong>l<br />
umgewan<strong>de</strong>lt. Dieses Lichtbün<strong>de</strong>l fällt auf ein Reflektionsgitter, das so ausgerichtet ist, daß das<br />
zerlegte Licht durch die gleiche Littrow-Linse zurückgeworfen <strong>und</strong> neben <strong>de</strong>m Eingangsspalt<br />
fokussiert wird. Dort entsteht ein reelles Bild <strong>de</strong>s Spektrums, das sich an dieser Stelle fotografieren<br />
o<strong><strong>de</strong>r</strong> mit einem CCD-Chip aufnehmen läßt. Da jeweils nur kleine Teile <strong>de</strong>s Spektrums erfaßt wer<strong>de</strong>n,<br />
läßt sich die durch die Linsenoptik verursachte chromatische Abberation leicht beherrschen.
Beobachtungsgeräte <strong>und</strong> Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung<br />
Die chromatische Abberation läßt sich ganz vermei<strong>de</strong>n, wenn <strong><strong>de</strong>r</strong> Spektrograph komplett in<br />
Spiegeloptik aufgebaut ist. Das ist z.B. bei <strong>de</strong>n Echelle-Spektrographen <strong><strong>de</strong>r</strong> Fall. Mit ihnen kann man<br />
ein komplettes optisches Spektrum in sehr hoher spektraler Auflösung erhalten, was beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s wichtig<br />
bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtung von Phänomenen ist, die nur kurze Zeit auftreten (z.B. solare Flares). Echelle-<br />
Spektrographen enthalten spezielle Reflektionsgitter mit einem sägezahnartigen Rillenprofil, die das<br />
zerlegte Licht beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s in hohe Ordnungen (typisch 10 bis 100) konzentrieren. Die Spektren <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
einzelnen Ordnungen überlappen sich zwar, was sich jedoch durch geeignete konstruktive Maßnahmen<br />
verhin<strong><strong>de</strong>r</strong>n läßt. Das geschieht beispielsweise durch ein zweites Beugungsgitter (<strong>de</strong>ssen<br />
Dispersionsrichtung senkrecht zur Dispersionsrichtung <strong>de</strong>s Echelle-Gitters ausgerichtet ist), welches<br />
als Konkavgitter gleichzeitig als Kameraspiegel dienen kann. Auf diese Weise entsteht die typische<br />
zweidimensionale Anordnung eines Echelle-Spektrums.<br />
Hochaufgelöstes Echelle-Spektrum <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne<br />
Echelle-Spektrographen wer<strong>de</strong>n in <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung auch auf Satelliten eingesetzt, wodurch<br />
Spektralbereiche in hoher Auflösung zugänglich wer<strong>de</strong>n, die von <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdoberfläche aus nicht<br />
beobachtbar sind (z.B. EUV).<br />
Von einem gewöhnlichen Spektrograph leitet sich ein spezielles optisches Gerät ab, mit <strong>de</strong>m man<br />
monochromatische Bil<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenoberfläche (Photo- <strong>und</strong> Chromosphäre) bei je<strong><strong>de</strong>r</strong> beliebigen<br />
Wellenlänge aufnehmen kann. Dieses Gerät ist <strong><strong>de</strong>r</strong> Spektroheliograph. Erf<strong>und</strong>en wur<strong>de</strong> er 1891 von<br />
GEORGE ELLERY HALE (1868-1938) <strong>und</strong> unabhängig von ihm durch <strong>de</strong>n französischen Astronomen<br />
HENRI DESLANDRES (1854-1948, <strong><strong>de</strong>r</strong> damals am Meudon-Observatorium gearbeitet hat. Das Prinzip ist<br />
101
102<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
verblüffend einfach. Dort wo das Sonnenteleskop ein reelles Bild <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne erzeugt, wird <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Eintrittsspalt eines Spektrographen positioniert <strong>und</strong> langsam über die Sonnenscheibe bewegt. Das<br />
hindurchgehen<strong>de</strong> Licht wird wie üblich durch ein Prisma in ein Spektrum zerlegt, aus <strong>de</strong>m bei einer<br />
bestimmten Wellenlänge (z.B. H α ) durch einen weiteren Spalt ein dünner Streifen (<strong><strong>de</strong>r</strong> z.B. einer<br />
Linienbreite entspricht) durchgelassen wird. Dahinter befin<strong>de</strong>t sich die Fotoplatte o<strong><strong>de</strong>r</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> CCD-Chip,<br />
vor <strong>de</strong>m sich dieser Spalt simultan mit <strong>de</strong>m Eintrittsspalt <strong>de</strong>s Spektrographen entlang bewegt. Auf<br />
diese Weise erhält man einen Scan <strong><strong>de</strong>r</strong> gesamten Sonnenscheibe bei <strong><strong>de</strong>r</strong> gewählten Wellenlänge. Die<br />
Sonnenbil<strong><strong>de</strong>r</strong>, die dabei entstehen, nennt man Spektroheliogramme. Die Aufnahme von<br />
Spektroheliogrammen in ausgewählten Spektralbereichen (z.B. in <strong>de</strong>n Fraunhoferschen Linien H <strong>und</strong><br />
K <strong>de</strong>s einfach ionisierten Kalziums <strong>und</strong> in <strong><strong>de</strong>r</strong> Hα -Linie <strong>de</strong>s Wasserstoffs) gehört zu <strong>de</strong>n<br />
Standardbeobachtungsmetho<strong>de</strong>n eines je<strong>de</strong>n Sonnenobservatoriums.<br />
Prinzip eines Spektroheliographen <strong>und</strong> Spektroheliogramm <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne im Licht <strong><strong>de</strong>r</strong> Wasserstoff-Alpha<br />
Linie. Die dunklen Streifen stellen Projektionen von Protuberanzen dar. © Observatoire <strong>de</strong> Paris<br />
Monochromatische Sonnenbil<strong><strong>de</strong>r</strong> bei ausgewählten Wellenlängen erhält man auch mit speziellen,<br />
extrem schmalbandigen ( ∆ λ < 0.1 nm ) Interferenzfiltern. Ein Fernrohr, das mit solch einem<br />
Interferenzfilter zur visuellen Beobachtung <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne ausgestattet ist, nennt man Spektrohelioskop. Sie<br />
wer<strong>de</strong>n gerne zur Beobachtung von Protuberanzen im Hα -Licht eingesetzt. Ursprünglich waren<br />
Spektrohelioskope Spektroheliographen, bei <strong>de</strong>nen die „Fotoplatte“ durch ein Okular ersetzt wur<strong>de</strong> <strong>und</strong><br />
man damit <strong>de</strong>n Spalt visuell betrachten konnte. Das reicht natürlich nicht aus. Man möchte ja Teile <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Sonne flächenhaft sehen. Der Trick besteht darin, die Abtastrate, d.h. die horizontale Hin- <strong>und</strong><br />
Herbewegung <strong><strong>de</strong>r</strong> bei<strong>de</strong>n mechanisch gekoppelten Spalte so groß zu machen, daß – wie bei einem<br />
gewöhnlichen Kinofilm – <strong><strong>de</strong>r</strong> Eindruck eines stehen<strong>de</strong>n, monochromatischen Bil<strong>de</strong>s entsteht. Diese<br />
schnelle Hin- <strong>und</strong> Herbewegung <strong>de</strong>s Spaltes läßt sich z.B. auch optisch durch ein schnell rotieren<strong>de</strong>s<br />
Vierkantprisma (Dove-Prisma) erreichen.
Beobachtungsgeräte <strong>und</strong> Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung<br />
Das Prinzip <strong>de</strong>s Spektrohelioskops geht übrigens auf JULES JANSSEN (1824-1907) in Frankreich <strong>und</strong><br />
JOSEPH NORMAN LOCKYER (1836-1920) in England zurück, <strong>de</strong>nen es damit bereits 1870 gelang,<br />
Protuberanzen <strong>und</strong> Bögen („Loops“) am Sonnenrand außerhalb einer totalen Sonnenfinsternis zu<br />
beobachten. Deshalb nannten sie ihr Beobachtungsgerät auch Protuberanzenspektroskop.<br />
Beobachtung von solaren Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong>n<br />
Geräte, mit <strong>de</strong>nen man die Größe <strong>und</strong> Richtung von Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong>n auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne messen <strong>und</strong> in Form<br />
von Diagrammen o<strong><strong>de</strong>r</strong> kompletten Bil<strong><strong>de</strong>r</strong>n darstellen kann, nennt man Magnetographen. Sie beruhen<br />
auf <strong>de</strong>m sogenannten Zeeman-Effekt, <strong><strong>de</strong>r</strong> sich in einer Aufspaltung von Spektrallinien unter <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Einwirkung eines genügend starken Magnetfel<strong>de</strong>s äußert. 1908 ent<strong>de</strong>cke GEORGE ELLERY HALE (1868-<br />
1938) eine Aufspaltung bestimmter Absorptionslinien in mehrere Teillinien, wenn sich <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Spektrographenspalt genau über einem Sonnenfleck befin<strong>de</strong>t. Damit war bewiesen, daß das Phänomen<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenflecke etwas mit starken lokalen Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong>n in <strong><strong>de</strong>r</strong> Photosphäre zu tun hat.<br />
Daß sich bestimmte einfache Spektrallinien unter <strong>de</strong>m Einfluß eines Magnetfel<strong>de</strong>s in mehrere<br />
Einzellinien aufspalten, wur<strong>de</strong> von <strong>de</strong>m holländischen Physiker PIETER ZEEMAN (1865-1943) im Jahre<br />
1896 experimentell ent<strong>de</strong>ckt. Es zeigte sich, daß sich die Spektrallinien entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> in zwei<br />
unterschiedlich zirkular polarisierte Teillinien <strong><strong>de</strong>r</strong> Frequenzen ν − ∆ν<br />
<strong>und</strong> ν + ∆ν<br />
(longitudinaler<br />
Zeeman-Effekt) o<strong><strong>de</strong>r</strong> in drei Linien (Lorentz-Triplett) <strong><strong>de</strong>r</strong> Frequenzen ν − ∆ν<br />
, ν <strong>und</strong> ν + ∆ν<br />
(transversaler Zeeman-Effekt) aufspalten, von <strong>de</strong>nen die mittlere parallel zum anliegen<strong>de</strong>n Magnetfeld<br />
<strong>und</strong> die bei<strong>de</strong>n an<strong><strong>de</strong>r</strong>en senkrecht zum anliegen<strong>de</strong>n Magnetfeld polarisiert sind. Der Abstand <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Linien hängt von <strong><strong>de</strong>r</strong> Stärke <strong>de</strong>s Magnetfel<strong>de</strong>s ab, so daß man durch Messung <strong><strong>de</strong>r</strong> Linienseparation<br />
direkt auf <strong>de</strong>n Betrag <strong><strong>de</strong>r</strong> magnetischen Induktion B am Ort <strong><strong>de</strong>r</strong> Linienemission schließen kann.<br />
Die mittlere Linie in einem Lorentz-Triplett wird dabei gewöhnlich als π -Komponente <strong>und</strong> die bei<strong>de</strong>n<br />
an<strong><strong>de</strong>r</strong>en symmetrisch zu ihr liegen<strong>de</strong>n Linien als σ -Komponenten bezeichnet.<br />
Aufspaltung einer Spektrallinie durch <strong>de</strong>n Zeeman-Effekt. Der Spektrographenspalt liegt genau über<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Penumbra eines Sonnenflecks.<br />
103
104<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Die Ursache für die Linienaufspaltung ist in <strong><strong>de</strong>r</strong> Wechselwirkung <strong>de</strong>s magnetischen Moments <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Atome mit <strong>de</strong>m anliegen<strong>de</strong>n Magnetfeld zu suchen. Es sind dabei zwei Fälle zu unterschei<strong>de</strong>n. Bei<br />
Atomen <strong>und</strong> Ionen mit geradzahliger Elektronenzahl ist die Gesamtspinquantenzahl <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Leuchtelektronen Null (d.h. S=0), wenn ein sogenannter Singulettzustand vorliegt. In diesem Fall<br />
können nur die magnetischen Bahnmomente mit einem äußeren Magnetfeld wechselwirken.<br />
Bezeichnet l die Quantenzahl <strong>de</strong>s gesamten Bahndrehimpulses, dann gibt es genau 2l+1<br />
Einstellmöglichkeiten <strong>de</strong>s magnetischen Moments <strong>de</strong>s Atoms in Bezug auf ein magnetisches Feld B.<br />
Diese diskreten Einstellmöglichkeiten wer<strong>de</strong>n durch die magnetische Quantenzahl ml beschrieben,<br />
welche die Werte –l, -l+1, -l+2, ... +l annehmen kann. Die Energiedifferenz zwischen benachbarten<br />
Unterniveaus ist in diesem Fall durch folgen<strong>de</strong> einfache Beziehung gegeben<br />
∆ E = µ B<br />
[1.61]<br />
B<br />
−24<br />
-1<br />
( µ = 9.2741⋅ 10 JT , Bohr‘sches Magneton).<br />
B<br />
wobei die möglichen Energiedifferenzen durch die Auswahlregel m = 0 , ± 1 eingeschränkt sind. Für<br />
die Frequenzaufspaltung <strong><strong>de</strong>r</strong> aus <strong>de</strong>n Übergängen resultieren<strong>de</strong>n Spektrallinien gilt in weiten Grenzen<br />
die Beziehung<br />
B B E µ<br />
ν<br />
h h<br />
∆<br />
∆ = = ± [1.62]<br />
Je nach<strong>de</strong>m, wie das Feld B relativ zum Beobachter ausgerichtet ist, beobachtet man entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> einen<br />
longitudinalen o<strong><strong>de</strong>r</strong> transversalen Effekt.<br />
Der hier kurz beschriebene Fall wird als normaler Zeeman-Effekt bezeichnet. Befin<strong>de</strong>n sich dagegen<br />
die emittieren<strong>de</strong>n Atome nicht in einem Singulettzustand – die Gr<strong>und</strong>bedingung für einen normalen<br />
Zeeman-Effekt -, dann entsteht eine weitaus kompliziertere Linienaufspaltung die <strong>de</strong>n Namen<br />
„anomaler Zeeman-Effekt“ erhalten hat. Bei diesem Vorgang spielt <strong><strong>de</strong>r</strong> Elektronenspin eine wichtige<br />
Rolle. Er muß bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Berechnung <strong><strong>de</strong>r</strong> Energiedifferenzen zwischen <strong>de</strong>n einzelnen Unterniveaus<br />
berücksichtigt wer<strong>de</strong>n, was zur Einführung <strong><strong>de</strong>r</strong> sogenannten Lan<strong>de</strong>’-Faktoren (g-Faktoren) führt.<br />
Richtig betrachtet ist <strong>de</strong>mnach <strong><strong>de</strong>r</strong> anomale Zeeman-Effekt <strong><strong>de</strong>r</strong> allgemeine Fall. Da sich aber einmal<br />
eingebürgerte Begriffe kaum mehr än<strong><strong>de</strong>r</strong>n lassen, bleibt es bei dieser inkonsequenten<br />
Bezeichnungsweise.<br />
Der Wertebereich <strong>de</strong>s g-Faktors liegt zwischen 0 <strong>und</strong> 3, wobei <strong><strong>de</strong>r</strong> Wert 1 (<strong><strong>de</strong>r</strong> im Fall <strong>de</strong>s<br />
transversalen Zeeman-Effekts zur Aufspaltung in eine π - Komponente <strong>und</strong> zwei σ -Komponenten<br />
führt) häufig vorkommt. Er läßt sich mit quantenmechanischen Metho<strong>de</strong>n für je<strong>de</strong> Atomsorte<br />
berechnen. Da die Linienaufspaltung <strong>de</strong>m Produkt<br />
∆ l<br />
2<br />
gλ proportional ist, wer<strong>de</strong>n für Magnetographen<br />
(s. u.) gerne Linien mit g>1 verwen<strong>de</strong>t, die <strong>de</strong>shalb möglichst im roten Bereich <strong>de</strong>s Spektrums liegen<br />
sollten. Beispiele sind die Eisen-Linien bei 525 nm (g=3) <strong>und</strong> 868.8 nm Wellenlänge (g=1.66).<br />
Auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne sind nur die lokalen Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong> im Bereich <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenflecke stark genug, um mit<br />
hochauflösen<strong>de</strong>n Spektrographen die Linienaufspaltung <strong>de</strong>utlich zu zeigen. Ein Magnetfeld <strong><strong>de</strong>r</strong> Stärke<br />
0.3 T führt z.B. zu einer Aufspaltung von 0.015 nm, die noch gut meßbar ist (in Sonnenflecken treten
Beobachtungsgeräte <strong>und</strong> Metho<strong>de</strong>n <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenforschung<br />
gewöhnlich magnetische Flüsse zwischen 0.19 T <strong>und</strong> 0.25 ... 0.3 T auf). Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong> mit einem<br />
magnetischen Fluß kleiner als 0.1 T sind dagegen mit dieser Metho<strong>de</strong> nur sehr schwer o<strong><strong>de</strong>r</strong> gar nicht<br />
mehr nachweisbar.<br />
Um auch schwächere Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong> auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne zu messen, entwickelten 1952 HAROLD D.BABCOCK<br />
(1882-1968) <strong>und</strong> HORACE W.BABCOCK (Vater <strong>und</strong> Sohn) <strong>de</strong>n ersten Magnetographen. Sie nutzten<br />
dazu die polarimetrischen Eigenschaften <strong>de</strong>s Zeeman-Effekts aus. Die I<strong>de</strong>e bestand darin, links <strong>und</strong><br />
rechts zur Symmetrieachse einer magnetisch beeinflußten Linie jeweils einen schmalen Spalt zu legen<br />
<strong>und</strong> das durch <strong>de</strong>n zweiten Spalt hindurchgehen<strong>de</strong> links- <strong>und</strong> rechtspolarisierte Licht mittels einer<br />
Pockels-Zelle in seine linear-polarisierte Komponenten zu zerlegen. Gewöhnlich verwen<strong>de</strong>t man dazu<br />
eine Kristallplatte ( / 4−<br />
KD ), an <strong><strong>de</strong>r</strong> eine<br />
λ Platte) aus Kalium-Di<strong>de</strong>uteriumphosphat ( 2 PO 4<br />
Wechselspannung von ca. 50 Hz angelegt wird. Auf diese Weise erreicht man, daß mit wechseln<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Polarität entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> die +σ <strong>und</strong> die −σ -Komponente <strong><strong>de</strong>r</strong> Strahlung <strong>de</strong>n hinter <strong>de</strong>m Spalt angebrachten<br />
Photomultiplier erreicht. Auch im Strahlengang hinter <strong>de</strong>m ersten Spalt befin<strong>de</strong>t sich ein<br />
Photomultiplier <strong>de</strong>ssen Ausgang über einen Differenzenverstärker mit <strong>de</strong>m Ausgang <strong>de</strong>s Zweiten SEV<br />
verb<strong>und</strong>en ist. Das dabei entstehen<strong>de</strong> modulierte Differenzsignal wird verstärkt <strong>und</strong> registriert. Es ist<br />
(nach entsprechen<strong><strong>de</strong>r</strong> Eichung) ein Maß für die magnetische Induktion in <strong>de</strong>m Bereich <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne, <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
gera<strong>de</strong> beobachtet wird.<br />
Bei <strong>de</strong>n ersten Geräten hat man dieses Differenzsignal auf einem Oszillographen sichtbar gemacht <strong>und</strong><br />
abfotografiert. Heute sind die Meßmetho<strong>de</strong>n ausgefeilter, so daß man Magnetogramme mit einer<br />
räumlichen Auflösung von 2´´ bis 3´´ in <strong><strong>de</strong>r</strong> Qualität von gewöhnlichen Sonnenfotografien aufnehmen<br />
kann. Die Empfindlichkeit ist dabei besser als<br />
3<br />
10 − T. Mit mo<strong><strong>de</strong>r</strong>nen Vektormagnetographen gelingt<br />
dabei nicht nur eine Messung <strong>de</strong>s Betrages <strong><strong>de</strong>r</strong> magnetischen Induktion B, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n es läßt sich sogar<br />
die Richtung, in welche die B-Vektoren an einem bestimmten Ort zeigen, ermitteln. Diese<br />
Untersuchungsmetho<strong>de</strong> wird beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s zur Beobachtung <strong><strong>de</strong>r</strong> zeitlichen Entwicklung <strong><strong>de</strong>r</strong> starken<br />
Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong>, die mit solaren Flares im Zusammenhang stehen, verwen<strong>de</strong>t.<br />
Die Aufnahme von Magnetogrammen ist eine Standardmetho<strong>de</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenbeobachtung. Sie wird<br />
weltweit in allen Sonnenobservatorien bei <strong>de</strong>n täglichen Überwachungsaufgaben eingesetzt.<br />
105
Neutrinoastronomie<br />
106<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Die Wechselbeziehung zwischen <strong><strong>de</strong>r</strong> Elementarteilchenphysik <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astrophysik</strong> zeigt sich auf <strong>de</strong>m<br />
Sektor <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtungen <strong>und</strong> Messungen kaum so <strong>de</strong>utlich wie in <strong><strong>de</strong>r</strong> Neutrinoastronomie. Dieser<br />
relativ mo<strong><strong>de</strong>r</strong>ne Zweig <strong><strong>de</strong>r</strong> beobachten<strong>de</strong>n <strong>Astronomie</strong> beschäftigt sich mit <strong><strong>de</strong>r</strong> außeror<strong>de</strong>ntlich<br />
schwierigen Aufgabe <strong>de</strong>s Nachweises <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Untersuchung kosmischer Neutrinos, die in<br />
unvorstellbarer Zahl die Er<strong>de</strong> durchfluten. Durchfluten ist dabei das richtige Wort, da z.B. allein je<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Quadratzentimeter dieses Buches pro Sek<strong>und</strong>e von r<strong>und</strong> 70 Milliar<strong>de</strong>n Neutrinos, die bei <strong>de</strong>n<br />
Kernfusionsprozessen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne entstehen, getroffen wird. „Getroffen“ ist dabei eigentlich das<br />
falsche Wort, <strong>de</strong>nn für solare Neutrinos ist dieses Buch, ja sogar die ganze Er<strong>de</strong> quasi nicht existent.<br />
Ihr Wirkungsquerschnitt ist so gering, daß erst eine Bleischicht von ca. 1 Lichtjahr Stärke einen<br />
Neutrinofluß um die Hälfte dämpfen wür<strong>de</strong>.<br />
Neutrinos wur<strong>de</strong>n vor mehr als 70 Jahren (1930) von WOLFGANG PAULI (1900-1958) in die Physik<br />
eingeführt, um <strong>de</strong>n Energiesatz beim<br />
−<br />
β -Zerfall zu retten. Dieses hypothetische Teilchen bekam<br />
etwas später von ENRICO FERMI (1901-1954) <strong>de</strong>n Namen „Neutrino“, <strong><strong>de</strong>r</strong> bis heute beibehalten wur<strong>de</strong>.<br />
Insgesamt drei verschie<strong>de</strong>ne Neutrinoarten („Flavor“) + ihre Antiteilchen (die sich durch ihren Spin<br />
von <strong>de</strong>n normalen Neutrinos unterschei<strong>de</strong>n) bevölkern das sogenannte Standardmo<strong>de</strong>ll <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Elementarteilchenphysik. Ihre charakteristische Eigenschaft ist ihre durch die schwache<br />
Wechselwirkung bedingte extrem geringe Wechselwirkungswahrscheinlichkeit mit an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Teilchen.<br />
Gera<strong>de</strong> dieser Fakt macht auch ihren experimentellen Nachweis so extrem schwierig. Beispielsweise<br />
beträgt <strong><strong>de</strong>r</strong> Wirkungsquerschnitt σ ν <strong><strong>de</strong>r</strong> Reaktion (Neutrinoeinfang)<br />
ν + p → e<br />
e<br />
+<br />
+ n<br />
( ν e Elektronenneutrino, p Proton, n Neutron,<br />
+<br />
e Positron)<br />
43<br />
lediglich 10 −<br />
cm². Diese verschwin<strong>de</strong>nd kleine Zahl läßt sich folgen<strong><strong>de</strong>r</strong>maßen interpretieren: Um ein<br />
einziges Elektronenneutrino gemäß <strong><strong>de</strong>r</strong> obigen Reaktion (inverser ß-Zerfall) einzufangen, benötigt man<br />
eine Wassersäule mit einer Querschnittsfläche von 1 cm² <strong>und</strong> einer Länge von r<strong>und</strong><br />
18<br />
3⋅ 10 cm (3<br />
Lichtjahre!). Der direkte Nachweis ausgewählter einzelner Neutrinos ist nach diesen Überlegungen<br />
völlig illusorisch. Nur genügend intensive Neutrinoströme, wie sie beispielsweise von Kernreaktoren<br />
(o<strong><strong>de</strong>r</strong> von <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne) ausgehen, bieten die Chance, Neutrinos durch Einfangreaktionen experimentell<br />
nachzuweisen. Dieses Kunststück gelang zu Beginn <strong><strong>de</strong>r</strong> fünfziger Jahre <strong>de</strong>s vergangenen Jahrhun<strong><strong>de</strong>r</strong>ts<br />
einer Arbeitsgruppe <strong>de</strong>s Los Alamos Scientific Laboratory unter Leitung von CLYDE COWAN (1919-<br />
1974) <strong>und</strong> FREDERICK REINES (1918-1998) am Savannah-River Reaktor in South Carolina/USA<br />
(Nobelpreis 1995). Wie<strong><strong>de</strong>r</strong> ein Jahrzehnt später (1961) konnte auch das Myonenneutrino durch LEON<br />
M. LEDERMAN, MELVIN SCHWARTZ <strong>und</strong> JACK STEINBERGER nachgewiesen wer<strong>de</strong>n (Nobelpreis 1988).<br />
Der experimentelle Nachweis <strong><strong>de</strong>r</strong> letzten Neutrinoart, <strong>de</strong>m Tauneutrino, gelang erst im Jahr 2000.<br />
Neutrinos sind für die <strong>Astronomie</strong> u.a. <strong>de</strong>shalb interessant, weil sie in riesiger Zahl in <strong>de</strong>n Sternen bei<br />
Kernfusionsprozessen o<strong><strong>de</strong>r</strong> bei Kollapsereignissen (z.B. bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Entstehung eines Neutronensterns bei<br />
einer Supernova-Explosion) entstehen. Außer<strong>de</strong>m erwartet man noch einen „Neutrino-Hintergr<strong>und</strong>“,
Neutrinoastronomie<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> quasi vom „Urknall“ übriggeblieben ist <strong>und</strong> kosmologisch eine große Be<strong>de</strong>utung bei <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Ausbildung primordaler Strukturen („Galaxienkeime“) hat. Das alles rechtfertigt die Anstrengungen,<br />
kosmische Neutrinos experimentell durch „Neutrinoteleskope“ nachzuweisen <strong>und</strong> ihre Herkunft <strong>und</strong><br />
Energieverteilung zu bestimmen.<br />
Der bereits erwähnte geringe Wirkungsquerschnitt macht es zwar schwierig, aber bei entsprechend<br />
großen Detektormassen nicht unmöglich, Neutrinos beispielsweise über Einfangsreaktionen <strong><strong>de</strong>r</strong> Art<br />
+ Cl → Ar + e<br />
+ Ga + e<br />
37 37 −<br />
71 −<br />
ν e<br />
o<strong><strong>de</strong>r</strong> ν e<br />
nachzuweisen. Die ersten Experimente zum Nachweis<br />
37<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Sonnenneutrinos beruhten z.B. auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Umwandlung von Chlor Cl<br />
37<br />
natürlichen Chlors ausmacht) in das radioaktive Argonisotop Ar .<br />
107<br />
(welches r<strong>und</strong> 24.2% <strong>de</strong>s<br />
Das man gera<strong>de</strong> diese Reaktion auswählte, hat in erster Linie experimentiertechnische Grün<strong>de</strong>. Chlor<br />
ist sehr billig <strong>und</strong> kann in Form einer chemischen Verbindung (zumeist Chlorethylen C 2Cl 4 , früher<br />
Perchlorethylen o<strong><strong>de</strong>r</strong> Tetrachlorkohlenstoff) in großer Menge <strong>und</strong> ausreichen<strong><strong>de</strong>r</strong> Reinheit bereitgestellt<br />
wer<strong>de</strong>n. Die durch Neutrinoeinfang entstehen<strong>de</strong>n Argonatome wer<strong>de</strong>n aus dieser Flüssigkeit mittels<br />
<strong>de</strong>s E<strong>de</strong>lgases Helium ausgewaschen <strong>und</strong> schließlich mit radiochemischen Mitteln nachgewiesen. Die<br />
Versuche auf <strong><strong>de</strong>r</strong> Basis dieser Reaktion laufen seit Mitte <strong><strong>de</strong>r</strong> Fünfziger Jahre <strong>de</strong>s vorigen Jahrhun<strong><strong>de</strong>r</strong>ts<br />
<strong>und</strong> sind seit<strong>de</strong>m weitgehend perfektioniert wor<strong>de</strong>n. Um die Schwierigkeiten anzu<strong>de</strong>uten, mit <strong>de</strong>nen<br />
die Experimentatoren unter Leitung von RAYMOMD DAVIES JR (Nobelpreis 2002) <strong>und</strong> JOHN .N.<br />
BAHCALL zu kämpfen hatten, sei nur erwähnt, daß lediglich 50 Argonatome in 400000 Litern<br />
Chlorethylen während einer Experimentierzeit von 100 Tagen zu erwarten waren. Um die kosmische<br />
Strahlung als wesentlichste Fehlerquelle abzuschirmen, baute man die gesamte Versuchsanordnung in<br />
1478 Meter Tiefe in einem stillgelegten Bergwerk (Homestake-Goldmine in Lead, South Dakota,<br />
USA) auf. Der eigentliche Detektor ist ein Flüssigkeitstank, <strong><strong>de</strong>r</strong> 400 m³ flüssiges Chlorethylen enthält<br />
<strong>und</strong> ständig mit Helium durchlüftet wird. Dabei gelangen die wenigen Argonatome in das Heliumgas<br />
<strong>und</strong> können daraus auf radiochemischen Weg (sie verraten sich durch ihren typischen Zerfall)<br />
extrahiert <strong>und</strong> nachgewiesen wer<strong>de</strong>n. Um außer<strong>de</strong>m die schädliche Neutronenstrahlung <strong>de</strong>s<br />
umgeben<strong>de</strong>n Gesteins auszuschalten, wird während <strong><strong>de</strong>r</strong> Messung <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>de</strong>n Detektor enthaltene Stollen<br />
mit Wasser geflutet.<br />
Der schwierigste Teil <strong>de</strong>s Experiments besteht in <strong><strong>de</strong>r</strong> Extraktion <strong>und</strong> Zählung <strong><strong>de</strong>r</strong> Argonatome. Dieses<br />
Problem konnte jedoch soweit gelöst wer<strong>de</strong>n, daß man quasi je<strong>de</strong>s durch eine Neutrinoreaktion<br />
entstan<strong>de</strong>ne 37-Argon –Atom registrieren kann.<br />
Ein großer Nachteil <strong><strong>de</strong>r</strong> Reaktion<br />
+ Cl → Ar + e<br />
37 37 −<br />
ν e<br />
ist <strong><strong>de</strong>r</strong> äußerst geringe<br />
Absorptionsquerschnitt für Neutrinos, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Energie kleiner als 5 MeV ist. Unterhalb von E=0.814<br />
MeV ist ein Neutrinoeinfang sogar völlig unmöglich. Demnach spricht <strong><strong>de</strong>r</strong> Chlor-Neutrino<strong>de</strong>tektor in<br />
erster Linie auf die hochenergetischen Neutrinos (E>14 MeV) aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Reaktion<br />
8<br />
8 +<br />
B → Be + e + ν<br />
e<br />
an. Das hat zur Folge, daß man mit diesem Detektortyp fast ausschließlich Neutrinos aus einem sehr<br />
selten ablaufen<strong>de</strong>n Seitenast <strong>de</strong>s pp-Zyklus <strong>de</strong>tektiert. Günstiger ist es <strong>de</strong>shalb, an Stelle von Chlor das<br />
Metall Gallium als Detektormaterial zu verwen<strong>de</strong>n. Damit lassen sich Neutrinos schon ab einer
108<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Energie von E ≥ 0.<br />
233 MeV nachweisen. Auf diese Weise erfaßt man Neutrinos, die hauptsächlich aus<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Reaktion<br />
2 +<br />
p+ p → He + e + ν<br />
e<br />
stammen. Das sind immerhin r<strong>und</strong> 90% <strong><strong>de</strong>r</strong> von <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne emittierten Neutrinos. Aufgr<strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> hohen<br />
Kosten <strong>de</strong>s quecksilberähnlichen Metalls Gallium können sich nur wenige Län<strong><strong>de</strong>r</strong> ein<br />
„Neutrinoteleskop“ auf Gallium-Basis leisten.<br />
Eine <strong><strong>de</strong>r</strong> ersten „Gallium-Teleskope“ ist in einem Autobahntunnel unterhalb <strong>de</strong>s Gran-Sasso-Massivs<br />
in <strong>de</strong>n italienischen Alpen aufgebaut wor<strong>de</strong>n <strong>und</strong> wird als GALLEX (= „GALLium-Experiment“)<br />
bezeichnet. In einem Seitentunnel mit <strong>de</strong>n Maßen 92x17x18 m befin<strong>de</strong>t sich ein 80000 Liter fassen<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Tank, <strong><strong>de</strong>r</strong> mit konzentrierter GaCl −HCl-Lösung<br />
gefüllt ist. Die Metho<strong>de</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Extraktion <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
3<br />
entstehen<strong>de</strong>n radioaktiven Germanium-Atome entspricht in etwa <strong><strong>de</strong>r</strong> schon erläuterten Metho<strong>de</strong> zum<br />
Nachweis radioaktiven Argons aus <strong>de</strong>m C 2Cl 4 -Tank in <strong><strong>de</strong>r</strong> Homestake-Mine. Nur wird an Stelle von<br />
Helium Stickstoff verwen<strong>de</strong>t, um die entstehen<strong>de</strong>n GeCl4 -Moleküle aus <strong>de</strong>m Detektor auszuwaschen.<br />
Diese Moleküle wer<strong>de</strong>n wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um in GeH 4 umgewan<strong>de</strong>lt, das als Zählgas verwen<strong>de</strong>t wird. Der<br />
eigentliche Nachweis erfolgt mit Hilfe von rauscharmen Proportionalzählrohren, mit <strong><strong>de</strong>r</strong>en Hilfe die<br />
Rückreaktion<br />
+<br />
Ge → Ga + e + ν beobachtet wird. Das Nachfolgeprojekt von GALLEX ist<br />
71 71<br />
e<br />
BOREXINO. Dieser Detektor dient in erster Linie <strong>de</strong>m Nachweis von solaren Neutrinos aus <strong>de</strong>m Be-<br />
Zweig <strong>de</strong>s pp-Zyklus (E=862 keV) <strong>und</strong> verwen<strong>de</strong>t dafür die Neutrino-Elektron-Streuung. Da zum<br />
Nachweis <strong><strong>de</strong>r</strong> dabei beschleunigten Elektronen organische Szintillatoren verwen<strong>de</strong>t wer<strong>de</strong>n, sind<br />
Echtzeitmessungen bis zu Neutrino-Energien von ca. 450 keV möglich.<br />
Die überraschen<strong>de</strong> Beobachtung eines Defizits an Sonnenneutrinos (d.h. es wur<strong>de</strong>n weniger<br />
nachgewiesen als nach <strong>de</strong>m Standardmo<strong>de</strong>ll <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne erwartet wur<strong>de</strong>), die mit diesen<br />
Neutrinoteleskopen gemessen wur<strong>de</strong>, beschäftigte Astronomen wie Physiker lange Zeit, bis es<br />
schließlich gelang, dieses „Sonnenneutrinoproblem“ durch <strong>de</strong>n experimentellen Nachweis <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
sogenannten Neutrinooszillationen zu erklären.<br />
Detektoranordnungen, die auf kernchemischen Prinzipien beruhen, können keine<br />
Richtungsinformationen <strong>und</strong> nur begrenzt Aussagen über die Energie <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>de</strong>tektierten Neutrinos<br />
liefern. Sie erlauben damit lediglich eine integrale Messung <strong>de</strong>s Neutrinoflusses oberhalb einer durch<br />
das Detektormaterial festgelegten Energieschwelle.<br />
Um auch Richtungs- <strong>und</strong> Zeitinformationen zu erhalten (was ja für die Beobachtung von nichtsolaren<br />
Neutrinoquellen durchaus wichtig ist), muß ein an<strong><strong>de</strong>r</strong>es Meßprinzip zur Anwendung kommen. Hierzu<br />
bietet sich die Neutrino-Elektronenstreuung an:<br />
ν<br />
− ' −'<br />
+ e →ν<br />
+ e<br />
Dabei wer<strong>de</strong>n die Elektronen so stark beschleunigt, daß sie innerhalb eines Kegels (<strong>de</strong>ssen<br />
Öffnungswinkel von <strong><strong>de</strong>r</strong> Energie <strong>de</strong>s Elektrons abhängt) Cerenkov-Strahlung emittieren, die mit<br />
empfindlichen Photomultipliern in Echtzeit registriert wer<strong>de</strong>n kann. In <strong>de</strong>m man diese Lichtblitze mit<br />
mehreren Geräten dieser Art verfolgt, können aus <strong>de</strong>n gemeinsamen Daten Richtungsinformationen
Neutrinoastronomie<br />
extrahiert wer<strong>de</strong>n, die grob anzeigen, woher das entsprechen<strong>de</strong> Neutrino kommt. Auf diese Weise<br />
lassen sich z.B. solare Neutrinos von kosmischen Neutrinos, die vielleicht aus einer<br />
Supernovaexplosion stammen, trennen. Außer<strong>de</strong>m kann man aus <strong>de</strong>n Bahndaten <strong><strong>de</strong>r</strong> Rückstoß-<br />
Elektronen noch Informationen über das Neutrinospektrum gewinnen.<br />
Im großen Maßstab wur<strong>de</strong> dieses Meßverfahren im Kamiokan<strong>de</strong>-II/III-Experiment eingesetzt, das<br />
ursprünglich für <strong>de</strong>n Nachweis <strong>de</strong>s von einigen Theoretikern vorhergesagten Protonenzerfall konzipiert<br />
<strong>und</strong> seit 1986 auch zum Nachweis <strong><strong>de</strong>r</strong> höherenergetischen solaren Neutrinos verwen<strong>de</strong>t wur<strong>de</strong>. Heute<br />
sind weltweit mehrere Detektoren, die auf <strong><strong>de</strong>r</strong> elastischen Neutrino-Streuung beruhen, erfolgreich im<br />
Einsatz. Die bekanntesten Anlagen sind dabei Super-Kamiokan<strong>de</strong> (SK), <strong><strong>de</strong>r</strong> Nachfolger <strong>de</strong>s<br />
Kamiokan<strong>de</strong>-Experiments von 1986 <strong>und</strong> das Sudbury Neutrino Observatory (SNO) in Ontario,<br />
Kanada. Zu erwähnen sind natürlich auch noch die Experimente im Eis am Südpol <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong><br />
(AMANDA) <strong>und</strong> das im Baikalsee versenkte Neutrinoteleskop NT-200, das während <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Meßkampagne maßgeblich auch von <strong>de</strong>utschen Wissenschaftlern betrieben wur<strong>de</strong>.<br />
Neutrino-Oszillationen <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Mikheyev-Smirnov-<br />
Wolkenstein-Effekt<br />
Neutrinos gehören zusammen mit <strong>de</strong>n Elektronen, Myonen <strong>und</strong> Tauonen zur Gruppe <strong><strong>de</strong>r</strong> Leptonen.<br />
Lange Zeit nahm man an, das Neutrinos – genauso wie die Photonen – ruhemasselose Teilchen sind.<br />
Die Notwendigkeit, daß Neutrinos keine Ruhemasse besitzen, ist bei elektroschwachen<br />
Wechselwirkungen nicht mehr gegeben. Besitzt nämlich ein Neutrino eine kleine, aber endliche<br />
Ruhemasse <strong>und</strong> ist die sogenannte Leptonenzahl L k (k indiziert die Leptonenfamilien) keine streng<br />
gültige Erhaltungsgröße mehr, dann brauchen die Neutrinozustän<strong>de</strong> nicht mehr zwangsläufig Energiebzw.<br />
Masseneigenzustän<strong>de</strong> sein. Es kann zur Neutrinomischung <strong>und</strong> damit zum Phänomen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Neutrinooszillationen kommen. Da aber das Raum-Zeit-Verhalten eines Elementarteilchens ganz durch<br />
seine Masse bestimmt ist, können in einem sich ausbreiten<strong>de</strong>n Neutrinowellenpaket die<br />
Masseneigenzustän<strong>de</strong> untereinan<strong><strong>de</strong>r</strong> interferieren, was zu einer sich periodisch än<strong><strong>de</strong>r</strong>n<strong>de</strong>n I<strong>de</strong>ntität<br />
(Flavor) <strong>de</strong>s Neutrinos führt. Als Beispiel sollen im Folgen<strong>de</strong>n nur zwei Neutrinoarten, ein<br />
Myonenneutrino-Zustand ν µ <strong>und</strong> ein Tauneutrino-Zustand ν τ , betrachtet wer<strong>de</strong>n. Wenn Neutrinos<br />
eine Ruhemasse habe, dann kann nach BRUNO PONTECORVO (1968) z.B. <strong><strong>de</strong>r</strong> Myonenneutrinozustand<br />
ν µ aus einer Linearkombination von zwei verschie<strong>de</strong>nen Masseeigenzustän<strong>de</strong>n ν 1 <strong>und</strong> ν 2 mit<br />
<strong>de</strong>n Massen m 1 <strong>und</strong> m 2 bestehen. Das heißt in <strong><strong>de</strong>r</strong> üblichen Schreibweise<br />
ν = cos Θ ν + sin Θ ν<br />
[1.63]<br />
µ<br />
1 2<br />
wobei Θ <strong>de</strong>n Mischungswinkel bezeichnet.<br />
Da die Zustän<strong>de</strong> ν µ <strong>und</strong> ν τ orthogonal sind, ist<br />
⎛ ν ⎞ ⎛ cos Θ sin Θ ⎞ ⎛ ν ⎞<br />
µ<br />
1<br />
⎜ ⎟ = ⎜ ⎟<br />
⎜ ν ⎟<br />
⎜ ⎟<br />
τ −sin Θ cos Θ ⎜ ν ⎟<br />
2<br />
⎝ ⎠<br />
⎝ ⎠ ⎝ ⎠<br />
109<br />
[1.64]
110<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Sie wer<strong>de</strong>n bei schwachen Wechselwirkungsprozessen erzeugt <strong>und</strong> repräsentieren nicht mehr ein<br />
Teilchen bestimmter Masse, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n eine Kombination von Zustän<strong>de</strong>n verschie<strong>de</strong>ner,<br />
massebesitzen<strong><strong>de</strong>r</strong> Teilchen. Das be<strong>de</strong>utet, daß ein als Myonenneutrino erzeugter Zustand mit einem<br />
bestimmten Impuls p sich mit zwei verschie<strong>de</strong>nen Massenzustän<strong>de</strong>n unterschiedlicher<br />
Geschwindigkeiten im Raum ausbreitet. Dabei än<strong><strong>de</strong>r</strong>n sich die Phasenbeziehungen innerhalb <strong>de</strong>s<br />
Mischzustan<strong>de</strong>s was dazu führen kann, daß dieses Myonenneutrino am Detektor als Tauneutrino<br />
registriert wird. O<strong><strong>de</strong>r</strong> verallgemeinert gesagt, Neutrinos können auf ihrem Weg von ihrem<br />
Entstehungsort bis zum Detektor periodisch ihre I<strong>de</strong>ntität än<strong><strong>de</strong>r</strong>n – sie oszillieren. Mit <strong>de</strong>n Metho<strong>de</strong>n<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Quantenmechanik können bei gegebener Massedifferenz ∆ m leicht die Wahrscheinlichkeiten für<br />
das Auftreten <strong><strong>de</strong>r</strong> einen o<strong><strong>de</strong>r</strong> an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Neutrinoart am Detektor berechnet wer<strong>de</strong>n.<br />
Die für praktische Messungen wichtige Vakuum-Oszillationslänge λ ν ergibt sich dann aus<br />
4π p<br />
λ ν = 2 2<br />
∆m<br />
c<br />
ℏ [1.65]<br />
Für Myonenneutrinos, die als Sek<strong>und</strong>ärteilchen in <strong><strong>de</strong>r</strong> Erdatmosphäre erzeugt wer<strong>de</strong>n, liegt die<br />
Oszillationslänge nach Messungen mit <strong>de</strong>m Super-Kamiokan<strong>de</strong>-Detektor (s.u.) in <strong><strong>de</strong>r</strong> Größenordnung<br />
<strong>de</strong>s Erddurchmessers.<br />
1978 konnten STANISLAV MIKHEYEV, ALEXI SMIRNOV <strong>und</strong> LINCOLN WOLFENSTEIN zeigen, daß die<br />
Ausbreitung <strong><strong>de</strong>r</strong> Neutrinowellenfunktionen von <strong><strong>de</strong>r</strong> Elektronendichte <strong><strong>de</strong>r</strong> Umgebung abhängt. Das<br />
Oszillationsverhalten ist <strong>de</strong>shalb in Materie an<strong><strong>de</strong>r</strong>s als im Vakuum. Im Einzelnen be<strong>de</strong>utet das, daß die<br />
Formel (1.65) für die Vakuum-Oszillationslänge beim Durchgang durch Materie nicht mehr gilt.<br />
Bestimmte Elektronendichten führen im Zusammenspiel mit <strong>de</strong>n Neutrino-Massedifferenzen zu einer<br />
resonanzartigen Verstärkung <strong><strong>de</strong>r</strong> Neutrinooszillationen. Dieser nach <strong>de</strong>n Autoren als MSW – Effekt<br />
benannte Erscheinung erklärt übrigens ziemlich folgerichtig das sogenannte Sonnenneutrinoproblem.<br />
Neutrinos, die in <strong><strong>de</strong>r</strong> Hochatmosphäre entstehen, erreichen <strong>de</strong>n Kamiokan<strong>de</strong>-Detektor unter<br />
unterschiedlichen Winkeln <strong>und</strong> damit unterschiedlichen Weglängen. Die Winkelverteilung sollte ohne<br />
Neutrinooszillationen <strong><strong>de</strong>r</strong> blauen Linie <strong>und</strong> mit Neutrinooszillationen <strong><strong>de</strong>r</strong> grünen Linie entsprechen.<br />
Die Meßwerte bestätigen ein<strong>de</strong>utig <strong>de</strong>n letzteren Fall.<br />
Neutrinoteleskope<br />
Die Ausführungen im vorangegangenen Abschnitt haben bereits gezeigt, daß Neutrinoteleskope mit<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Vorstellung eines herkömmlichen Teleskops wahrlich nichts zu tun haben. Es han<strong>de</strong>lt sich<br />
vielmehr um Meßeinrichtungen, wie man sie in dieser Größe nur von Forschungsprojekten <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Hochenergiephysik her kennt. Aber auch ganz ungewöhnliche Anlagen wer<strong>de</strong>n in <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Neutrinoforschung benutzt. So befin<strong>de</strong>t sich ein „Neutrinoteleskop“ (NT-200) in 1200 m Tiefe im<br />
Baikalsee, <strong>de</strong>m tiefsten See <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong>. Aber auch in das Eis <strong><strong>de</strong>r</strong> Antarktis sind Meßanlagen zum<br />
Nachweis von kosmischen Neutrinos verbracht wor<strong>de</strong>n (AMANDA). Im Folgen<strong>de</strong>n sollen einige <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
mo<strong><strong>de</strong>r</strong>neren Anlagen <strong>und</strong> ihre Funktionsweise vorgestellt wer<strong>de</strong>n. Dabei zeigt sich die Ten<strong>de</strong>nz zu<br />
immer größeren Detektorvolumina, während die „kernchemischen“ Metho<strong>de</strong>n weitgehend ausgereizt<br />
sind.
Neutrinoastronomie<br />
Super-Kamiokan<strong>de</strong><br />
Das „Kamioka Un<strong><strong>de</strong>r</strong>gro<strong>und</strong> Observatory“ <strong><strong>de</strong>r</strong> Universität Tokyo wur<strong>de</strong> im April 1983 in Betrieb<br />
genommen. Primär wollte man mit <strong>de</strong>m in ca. 1000 m Tiefe in <strong><strong>de</strong>r</strong> Mozumi-Zink-Mine bei Kamioka<br />
errichteten Detektor <strong>de</strong>n Zerfall von Protonen, wie er in manchen Varianten <strong><strong>de</strong>r</strong> „Grand Unified<br />
Theories“ (GUT) vorhergesagt wur<strong>de</strong>, nachweisen. Daraus leitet sich auch <strong><strong>de</strong>r</strong> Name KAMIOKANDE<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Anlage ab: „Kamioka Nucleon Decay Experiment“. Herzstück <strong><strong>de</strong>r</strong> Anlage war ein Wassertank mit<br />
einer Höhe von 16 m <strong>und</strong> einem Durchmesser von 15.6 m, <strong><strong>de</strong>r</strong> mit 3000 Tonnen äußerst sauberen<br />
Wasser gefüllt war. Im Innenrand waren r<strong>und</strong> 1000 Photomultiplier-Röhren angebracht, die in Echtzeit<br />
Cerenkow-Strahlung erfassen konnten, die von schnellen Elektronen <strong>und</strong> Myonen emittiert wird. Die<br />
umgeben<strong>de</strong>n Gesteinsschichten schirmen die Meßanordnung sehr effektiv von <strong><strong>de</strong>r</strong> primären <strong>und</strong><br />
sek<strong>und</strong>ären kosmischen Strahlung ab.<br />
Neutrino-Ereignis im Super-Kamiokan<strong>de</strong>-Detektor. Die Farben codieren die zeitliche Reihenfolge, wie<br />
die einzelnen Photomultiplier einen Lichtblitz registrieren (von 987 ns (rot) bis 1080 ns (violett ) in 2.3<br />
ns-Schritten). In diesem Fall kollidierte ein Neutrino mit einer Energie von 1063 MeV ein ruhen<strong>de</strong>s<br />
Proton wobei u.a. ein negativ gela<strong>de</strong>nes Myon mit einer Energie von 1032 MeV entstand, <strong>de</strong>ssen<br />
Cherenkov-Licht vom Detektor registriert wur<strong>de</strong>. © Kamiokan<strong>de</strong> Collaboration<br />
111
112<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Zwar konnte bis heute <strong><strong>de</strong>r</strong> spontane Zerfall eines Protons nicht nachgewiesen wer<strong>de</strong>n, aber die große<br />
St<strong>und</strong>e von Kamiokan<strong>de</strong> schlug am 23. Februar 1987, als eine Supernova in <strong><strong>de</strong>r</strong> Großen<br />
Magellanschen Wolke explodierte. An diesem Tag konnten mit diesem Detektor allein 11 von<br />
insgesamt r<strong>und</strong> 30 weltweit beobachteten Neutrinos nachgewiesen wer<strong>de</strong>n, die zweifelsfrei von diesem<br />
Ereignis stammen. Es war die erste direkte Beobachtung eines Kernkollapses eines massiven Sterns,<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> als Folge davon zu einem Neutronenstern wur<strong>de</strong>.<br />
R<strong>und</strong> 150 Meter vom alten Detektor entfernt wur<strong>de</strong> 1996 das Super-Kamiokan<strong>de</strong>-Neutrinoteleskop in<br />
Betrieb genommen. Das Prädikat „Super“ ist dabei völlig gerechtfertigt. Es besteht aus einem<br />
Wassertank, <strong><strong>de</strong>r</strong> 50000 Tonnen Wasser enthält <strong>und</strong> an <strong>de</strong>ssen Innenwän<strong>de</strong>n 11146 Photomultiplier<br />
angebracht sind. Der das Wasser enthaltene Zylin<strong><strong>de</strong>r</strong> besteht aus einem äußeren Detektor, <strong><strong>de</strong>r</strong> aus einer<br />
2 m starken Wasserschicht besteht <strong>und</strong> 1885 Photomultiplier enthält. Damit kann man die von Außen<br />
in die Meßanordnung einfliegen<strong>de</strong>n Teilchen erkennen <strong>und</strong> gegebenenfalls eliminieren. Der innere Teil<br />
stellt <strong>de</strong>n eigentlichen Detektor dar <strong>und</strong> enthält 32500 Tonnen aufwendig gereinigtes Wasser, das hohe<br />
Qualitätsansprüche in punkto Transparenz <strong>und</strong> Gehalt an radioaktiven Spurenstoffen (insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e<br />
Radon) genügen muß. Auch an die verwen<strong>de</strong>ten Sek<strong>und</strong>ärelektronenvervielfacher wer<strong>de</strong>n große<br />
Anfor<strong><strong>de</strong>r</strong>ungen gestellt. So erreichen sie für die Lichtpulse eine Zeitauflösung von ca. 2 ns, was einer<br />
Lichtlauflänge von ungefähr 60 Zentimeter entspricht. Aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Zeit <strong>de</strong>s Eintreffens <strong><strong>de</strong>r</strong> Cerenkov-<br />
Strahlung bei <strong>de</strong>n einzelnen Photomultipliern <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong> Geometrie <strong>de</strong>s ausgeleuchteten Detektorbereichs<br />
läßt sich mit Hilfe von Computern die Bahn <strong>de</strong>s eindringen<strong>de</strong>n Neutrinos rekonstruieren.<br />
Die Fragestellungen, die mit Super-Kamiokan<strong>de</strong> bearbeitet wer<strong>de</strong>n, betreffen nur zu einem kleinen Teil<br />
die <strong>Astronomie</strong>. Es geht <strong><strong>de</strong>r</strong> Kollaboration vielmehr um ein noch besseres Verständnis <strong><strong>de</strong>r</strong> Natur <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Neutrinos, insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e darum, ob sie eine Ruhemasse besitzen <strong>und</strong> unter welchen Bedingungen sie<br />
periodisch ihr Flavor än<strong><strong>de</strong>r</strong>n (Neutrinooszillationen, s.u.). Super-Kamiokan<strong>de</strong> konnte z.B.<br />
eindrucksvoll beweisen, das Neutrinos wirklich „oszillieren“, was insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e auch <strong>de</strong>n<br />
Sonnenphysikern einen Stein vom Herzen nahm...<br />
Der „Erfin<strong><strong>de</strong>r</strong>“ von Kamiokan<strong>de</strong>, MASATOSHI KOSHIBA, erhielt übrigens 2002 für seine Forschungen<br />
zusammen mit RAYMOND DAVIES JR. <strong>und</strong> RICCARDO GIACCONI <strong>de</strong>n Nobelpreis für Physik.<br />
N-200 Baikal<br />
Diese Anordnung gehört zur ersten Generation von Neutrinoteleskopen, die das Problem <strong><strong>de</strong>r</strong> zu<br />
geringen Detektorvolumina dadurch zu überwin<strong>de</strong>n suchten, in <strong>de</strong>m man „natürliche“ Detektormedien<br />
in Form von flüssigen o<strong><strong>de</strong>r</strong> gefrorenen Wasser verwen<strong>de</strong>t, wie sie in Seen, Meeren o<strong><strong>de</strong>r</strong> im Eispanzer<br />
Antarktikas vorhan<strong>de</strong>n sind. Außer<strong>de</strong>m haben sie <strong>de</strong>n Vorteil, daß diese Medien selbst einen sehr guten<br />
Schutz vor Störstrahlung (z.B. die energieärmeren atmosphärischen Sek<strong>und</strong>är-Myonen) bieten. Man<br />
braucht dazu die Meßeinrichtungen nur tief genug im Wasser o<strong><strong>de</strong>r</strong> im Eis zu versenken. Um zu zeigen,<br />
daß <strong><strong>de</strong>r</strong>artige Anlagen wirklich funktionieren, wur<strong>de</strong> ab 1993 das Neutrinoteleskop NT-200 in über<br />
1100 m Tiefe im Baikalsee (Sibirien) – <strong>de</strong>m tiefsten Süßwassersee <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> – installiert. Das<br />
Meßprinzip ist <strong>de</strong>m Meßprinzip im Kamiokan<strong>de</strong>-Detektor analog nur daß es das Ziel ist,<br />
Myonenneutrinos, die durch die Er<strong>de</strong> geflogen sind, nachzuweisen. Man nutzt dazu Reaktionen <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Form<br />
ν µ<br />
−<br />
+ n → µ +<br />
p
Neutrinoastronomie<br />
aus. Diese Reaktionen treten bei Neutrinos mit Energien im TeV-Bereich genügend häufig auf, um die<br />
dabei entstehen<strong>de</strong>n Myonen an ihrem in diesem Fall recht engen Cerenkov-Strahlenkegel (ca. 1°<br />
Öffnungswinkel bei E~ 1 TeV) zu i<strong>de</strong>ntifizieren. 192 empfindliche Photomultiplier, die man in<br />
druckdichte Glaskugeln eingeschlossen <strong>und</strong> an acht Trossen im Wasser befestigt hat, registrieren diese<br />
Strahlung. Dabei sind in erster Linie die Myonen interessant, die von „unten“ kommen <strong>und</strong> die sich<br />
dadurch von <strong>de</strong>n bei Luftschauern erzeugten Myonen ein<strong>de</strong>utig unterschei<strong>de</strong>n. In diesem Fall wirkt <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
gesamte Durchmesser <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> als Filter, <strong><strong>de</strong>r</strong> alle Störeinflüsse wirksam abblockt. Das Baikal-<br />
Neutrinoteleskop ist <strong>de</strong>shalb ein Teleskop <strong><strong>de</strong>r</strong> Nordhalbkugel, das auf diese Weise quasi überwiegend<br />
<strong>de</strong>n Südhimmel beobachtet.<br />
ANTARES / NESTOR<br />
Das ANTARES-Neutrinoteleskop entsteht z.Z. (2003) vor <strong><strong>de</strong>r</strong> französischen Küste bei Marseilles in<br />
ca. 2500 m Tiefe. Es kann Neutrinos mit Energien > 10 GeV aufspüren <strong>und</strong> wird voraussichtlich 2006<br />
seinen regulären Betrieb aufnehmen. Die 10 Trossen, die mit r<strong>und</strong> 1000 Photomultipliern bestückt<br />
sind, wer<strong>de</strong>n am Meeresbo<strong>de</strong>n verankert <strong>und</strong> durch Auftriebskörper (Bojen) in ihrer senkrechten<br />
Position gehalten. Sie über<strong>de</strong>cken eine Fläche von ca. 0.1 km² <strong>und</strong> haben eine Länge von jeweils 300<br />
m. Das Meßprinzip ist im Prinzip das Gleiche wie beim NT-200.<br />
ANTARES ist übrigens die Abkürzung für „Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss<br />
Environmental Research“. Ein ähnliches Projekt wird auch in Griechenland, unweit <strong><strong>de</strong>r</strong> Insel Pylos in<br />
r<strong>und</strong> 4000 m Tiefe aufgebaut. Es hat <strong>de</strong>n Namen NESTOR („Neutrino Exten<strong>de</strong>d Submarine Telescope<br />
with Oceanographic Research“) erhalten. Die turmartige Anordnung aus 12 übereinan<strong><strong>de</strong>r</strong>liegen<strong>de</strong>n<br />
hexagonalen Auslegern von 32 m Durchmesser (vertikaler Abstand 20 m) tragen die zum Nachweis<br />
<strong>de</strong>s Cerenkow-Lichts notwendigen Lichtsensoren. Ziel ist es auch hier, hochenergetische Neutrinos,<br />
insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e im TeV-Bereich, aus <strong>de</strong>m interstellaren Raum nachzuweisen. Nestor war übrigens <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Name eines sagenhaften Königs von Pylos. Wir wissen von ihm – dank Homer, daß er die Achäer bei<br />
ihrem Kriegszug nach Troja unterstützt hat.<br />
AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array)<br />
Wenn man <strong>de</strong>n Film “Ruf <strong><strong>de</strong>r</strong> Wildnis“ (nach JACK LONDON, 1876-1916) gesehen hat, weiß man, daß<br />
man aus Eis Linsen herstellen kann. Das man aber ein ganzes Teleskop – wenn auch für Neutrinos –<br />
im Eispanzer am Südpol in mehr als 1500 m Tiefe aufbaut um z.B. etwas über <strong>de</strong>n Urknall zu erfahren,<br />
erscheint auf <strong>de</strong>n ersten Blick unglaublicher als das, was Jack London je in seinem Klondike-Romanen<br />
beschrieben hat.<br />
Das Projekt AMANDA beruht auf einer I<strong>de</strong>e, die 1988 erstmalig von FRANCIS HALZEN <strong>und</strong> JOHN<br />
LEARNED geäußert wur<strong>de</strong>. Ihnen war klar, daß herkömmliche Neutrinoteleskope, wie sie in<br />
stillgelegten Bergwerken aufgebaut sind, aufgr<strong>und</strong> ihrer geringen Detektormassen für <strong>de</strong>n Nachweis<br />
hochenergetischer Neutrinos nicht son<strong><strong>de</strong>r</strong>lich gut geeignet sind. Unterwasser<strong>de</strong>tektoren haben<br />
wie<strong><strong>de</strong>r</strong>um mit Störeinflüssen zu kämpfen, die auf Biolumineszenz <strong>und</strong> auf die Lichtemissionen, die<br />
40<br />
beim Zerfall radioaktiver Spurenstoffe (insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e K ) entstehen, zurückzuführen sind. Weiter<br />
wußte man, daß das Eis, je tiefer man in das Eisschild Antarktikas bohrt, immer durchsichtiger <strong>und</strong><br />
homogener wird. Der hohe Druck in 1.5 bis 2 km Tiefe quetscht quasi im Laufe <strong><strong>de</strong>r</strong> Zeit alle<br />
Luftblasen, die ja im Wesentlichen das Eis trüben, aus <strong>de</strong>m Eis heraus so daß sich Licht darin durchaus<br />
113
114<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
über 100 m weit relativ ungestört ausbreiten kann (nur die Streuung an eingelagerten Staubteilchen<br />
begrenzt im wesentlichen Umfang die sogenannte Absorptionslänge). Das ist immerhin um <strong>de</strong>n Faktor<br />
2 besser als bei Unterwasser<strong>de</strong>tektoren, die in <strong><strong>de</strong>r</strong> Tiefsee arbeiten.<br />
Das Neutrinoteleskop AMANDA im Inlan<strong>de</strong>is Antarktikas wur<strong>de</strong> 2008 zum „ICECUBE“ ausgebaut,<br />
<strong>de</strong>ssen Detektorvolumen einen Kubikkilometer beträgt<br />
Der Aufbau von AMANDA – an <strong>de</strong>m auch <strong>de</strong>utsche Forschungsinstitute beteiligt sind - begann<br />
Anfang <strong><strong>de</strong>r</strong> Neunziger Jahre in ungefähr 1 Kilometer Entfernung von <strong><strong>de</strong>r</strong> Am<strong>und</strong>sen-Scott South Pole<br />
Station <strong><strong>de</strong>r</strong> USA am Südpol <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> <strong>und</strong> wird seit<strong>de</strong>m in mehreren Stufen permanent fortgeführt.<br />
Aktuell im Einsatz ist z.Z. AMANDA II, <strong><strong>de</strong>r</strong>en 676 Photomultiplier man an 19 Trossen in einer Tiefe<br />
zwischen 1550 m <strong>und</strong> 2000 m hat einfrieren lassen (die Bohrlöcher wur<strong>de</strong>n zuvor mit einem knapp<br />
100° heißen Wasserstrahl in das Eis geschmolzen). Die effektive Nachweisfläche <strong><strong>de</strong>r</strong> Meßanordnung<br />
liegt bei ungefähr 6000 m² für Myonen mit einer Energie von 1 TeV. Damit lassen sich Neutrinos mit<br />
einer Energie von 50 GeV gera<strong>de</strong> noch nachweisen.<br />
Man hofft, daß es bis 2008 gelingt, dieses Neutrinoteleskop soweit auszubauen, daß das<br />
Detektorvolumen 1 km³ erreicht. Dazu müssen weitere 4 - 5000 Photomultiplier im antarktischen Eis<br />
versenkt wer<strong>de</strong>n. Dieses dann leistungsfähigste Neutrinoteleskop <strong><strong>de</strong>r</strong> Welt soll dann <strong>de</strong>n Namen<br />
„ICECUBE“ erhalten.
Neutrinoastronomie<br />
Sudbury Neutrino Observatory (SNO)<br />
Das „Sudbury Neutrino Observatorium“ (SNO) befin<strong>de</strong>t sich in einer über 2000 m tiefen Nickelmine<br />
in Kanada, genauer im B<strong>und</strong>esstaat Ontario am Ran<strong>de</strong> <strong>de</strong>s sogenannten Sudbury-Beckens. Man<br />
vermutet, daß dieses Becken <strong>und</strong> die damit verb<strong>und</strong>enen überaus reichhaltigen Nickelvorkommen auf<br />
einen Meteoritenimpakt vor ca. 1.8 Milliar<strong>de</strong>n Jahren zurückzuführen sind. Im Gegensatz zum<br />
Superkamiokan<strong>de</strong>-Detektor arbeitet <strong><strong>de</strong>r</strong> Neutrino<strong>de</strong>tektor nicht mit gewöhnlichem Wasser, son<strong><strong>de</strong>r</strong>n mit<br />
ca. 1000 Tonnen Deuteriumoxid. Die durch die Neutrinoereignisse ausgelöste Cerenkow-Strahlung<br />
wird von einem Teil <strong><strong>de</strong>r</strong> 9600 Photomultiplier erfaßt, die <strong>de</strong>n R<strong>und</strong>en Acryltank mit einem<br />
Durchmesser von 12 m umgeben.<br />
Man verwen<strong>de</strong>t schweres Wasser, um neben Elektronenneutrinos auch die an<strong><strong>de</strong>r</strong>en Neutrinoarten<br />
(Myonen- <strong>und</strong> Tauneutrino) wahlweise nachweisen zu können. Neben Ereignisse, die auf die Neutrino-<br />
Elektronenstreuung<br />
ν<br />
−<br />
−<br />
k + e → ν k + e<br />
(k indiziert die Neutrino-Flavor)<br />
zurückgehen, können auch durch neutrale <strong>und</strong> gela<strong>de</strong>ne Ströme (vermittelt jeweils durch das W- <strong>und</strong><br />
Z-Boson) verursachte Reaktionen in einem Deuterium-Detektor nachgewiesen wer<strong>de</strong>n:<br />
ν + ( d −Quark) → p + n +<br />
ν<br />
k k<br />
(neutraler Strom)<br />
−<br />
νe<br />
+ ( d −Quark) → p + p + e (gela<strong>de</strong>ner Strom)<br />
Letztere Reaktionen bieten <strong>de</strong>n Vorteil, daß bei neutralen Strömen alle Neutrino-Flavor teilnehmen<br />
können, während bei einem gela<strong>de</strong>nen Strom nur das Elektronenneutrino in Erscheinung tritt. Als ein<br />
erstes, durchaus Aufsehen erregen<strong>de</strong>s Ergebnis konnte während einer ersten Meßkampagne<br />
nachgewiesen wer<strong>de</strong>n, daß auf <strong>de</strong>m Weg von <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne zur Er<strong>de</strong> keine Neutrinos verloren gehen o<strong><strong>de</strong>r</strong><br />
zu wenige erzeugt wer<strong>de</strong>n. Die Lösung <strong>de</strong>s Sonnenneutrinoproblems ist also nicht primär in <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne,<br />
son<strong><strong>de</strong>r</strong>n in <strong><strong>de</strong>r</strong> Physik <strong><strong>de</strong>r</strong> Neutrinos zu suchen (MSW-Effekt).<br />
Genauso wie die an<strong><strong>de</strong>r</strong>en großen Neutrinoteleskope wird das SNO in <strong>de</strong>n nächsten Jahren weiter<br />
ausgebaut. Insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e soll es zusammen mit z.B. Superkamiokan<strong>de</strong>, AMANDA <strong>und</strong> <strong>de</strong>m Gran-<br />
Sasso-Labor ein Teil <strong>de</strong>s sogenannten „Supernovae Early Warning System“ (SNEWS) wer<strong>de</strong>n. Beim<br />
Auftreten einer Supernova in unserer Galaxie wird <strong><strong>de</strong>r</strong> Neutrinostrom bis zu einigen St<strong>und</strong>en eher auf<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> eintreffen als das sichtbare Licht, so daß in diesem Fall genügend Zeit ist, die „optischen“ –<br />
<strong>und</strong> Radioastronomen auf dieses Ereignis vorzubereiten.<br />
115
Aufgabenstellungen <strong><strong>de</strong>r</strong> Neutrinoastronomie<br />
116<br />
Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Mit Neutrinoteleskopen wer<strong>de</strong>n bzw. sollen sowohl Fragestellungen aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Hochenergiephysik (z.B.<br />
Neutrinooszillationen, Neutrinomasse) als auch <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astrophysik</strong> bearbeitet wer<strong>de</strong>n. Einige davon<br />
fin<strong>de</strong>n Sie in <strong><strong>de</strong>r</strong> folgen<strong>de</strong>n Auflistung:<br />
§ Überprüfung <strong>de</strong>s Standardmo<strong>de</strong>lls <strong><strong>de</strong>r</strong> Sonne (vormaliges Sonnenneutrino-Problem)<br />
§ Nachweis <strong>und</strong> Überwachung von Neutrinoereignissen, die auf <strong>de</strong>m Kernkollaps bei<br />
Supernovaexplosionen zurückzuführen sind<br />
§ I<strong>de</strong>ntifizierung von Punktquellen hochenergetischer Neutrinos (> 1 TeV)<br />
§ Nachweis hochenergetischer Gammaquanten über die bei Luftschauern entstehen<strong>de</strong>n<br />
Sek<strong>und</strong>ärteilchen (insbeson<strong><strong>de</strong>r</strong>e Myonen) sowie Messung von mit Gamma Ray Bursts (GRB)<br />
assoziierten Neutrinos<br />
§ Untersuchung von Stoßwellen bei Supernova-Explosionen, in Aktiven Galaxienkernen (AGNs)<br />
o<strong><strong>de</strong>r</strong> in Akkretionsscheiben um Neutronensterne <strong>und</strong> Schwarze Löcher<br />
§ Suche nach Kandidaten für die „Dunkle Materie“ (WIMPS, Monopole etc.)<br />
§ „Kosmologische“ Hintergr<strong>und</strong>neutrinos<br />
§ „Tomographie“ <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> (Erforschung <strong>de</strong>s inneren Aufbaus <strong><strong>de</strong>r</strong> Er<strong>de</strong> aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Analyse von<br />
Neutrinos, welche die Er<strong>de</strong> durchlaufen haben)
Neutrinoastronomie<br />
117
Literatur zum Thema<br />
K. Lindner: Taschenbuch <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong>, Fachbuchverlag Leipzig, 1997<br />
H. Bernhard, K.Lindner, M.Schukowski: Wissensspeicher <strong>Astronomie</strong>, Volk <strong>und</strong> Wissen 1995<br />
A.Unsöld, B.Baschek: Der neue Kosmos, Springer-Verlag 2004<br />
A.Weigert, H.J. Wendker: <strong>Astronomie</strong> <strong>und</strong> <strong>Astrophysik</strong>. Ein Gr<strong>und</strong>kurs, Wiley-VCH 2004<br />
R.C. Smith: Observational Astrophysics, Cambridge University Press 1995<br />
J. Tennyson: Astronomical Spectroscopy, Imperial College Press 2005<br />
H. Karttunen et.al.: F<strong>und</strong>amental Astronomy, Springer-Verlag 2000<br />
J. Trümper et.al.: Der unsichtbare Himmel. Röntgenastronomie mit ROSAT, Birkhäuser 1996<br />
C.R. Kitchin: Optical Astronomical Spectroscopy, IoP Publishing Ltd 1995<br />
B.F. Burke, F. Graham-Smith: An Introduction to Radio Astronomy, Cambridge 2002<br />
118
119
In<strong>de</strong>x<br />
Abbildungsmaßstab 8<br />
Aberration, chromatische 10, 94<br />
Aberration, sphärische 11<br />
Airy, G.B. 9<br />
Airy-Scheibchen 9<br />
Aktuatoren 23<br />
ALMA 88<br />
AMANDA 4, 110, 113, 114, 115<br />
Annihilationsprozesse 63<br />
ANTARES 113<br />
Antennengewinn 77<br />
Antennentemperatur, Radioastronomie 79<br />
Apertursynthese 48, 83, 97<br />
APEX 74<br />
<strong>Astrophysik</strong>, experimentelle 5<br />
ASTROSPAS 55<br />
Atacama Large Millimeter Array 90<br />
Auflösungsvermögen 9, 10, 22<br />
Auflösungsvermögen, Radioteleskop 74, 82<br />
Auflösungsvermögen, Spektrograph 36, 37<br />
Auflösungsvermögen, Teleskop 45<br />
Autokorrelationsspektrometer (Radioteleskope) 81<br />
AXAF 61<br />
A<br />
B<br />
Baa<strong>de</strong>, Walter 82<br />
Babcock, Harold D. 105<br />
Babcock, Horace W. 105<br />
Bahcall, J.N. 107<br />
Bell, Jocelyn 73<br />
BEPPO-SAX 59, 61<br />
Beugungsgitter 36<br />
Beugungsgitter, Blaze 37<br />
Beugungsgitter, Echelle 37<br />
Beugungsscheibchen 9<br />
Binning, Hardware / Software 31<br />
Blackett, Patrick M.S. Baron 68<br />
Blooming-Effekt 30<br />
Bolometer 33, 87<br />
Bolometer, Halbleiter 34<br />
Bolometer, Komposit 34<br />
Bolton, J.G. 82<br />
Boyle, W.S. 28<br />
Bragg-Kristallspektrometer 59<br />
Bremsstrahlung 51, 62<br />
Brennweite 8<br />
Bunsen, Robert Wilhelm 35<br />
120<br />
Caltech Submillimeter Observatory 89<br />
Cas-A 70<br />
CCD 8, 13, 25, 26, 28, 55, 56, 59, 81, 92, 99, 100<br />
CCD-Aufnahme, Dunkelbild-Korrektur 31<br />
CCD-Aufnahme, Flatfield-Korrektur 32<br />
CCD-Sensor, Funktionsweise 28<br />
Cerenkov-Strahlung 108, 112<br />
CHANDRA 53, 59, 99<br />
Chandrasekhar, S. 61<br />
Cherenkov, Pavel Alekseyevich 67<br />
Cherenkov-Strahlung 63, 67, 69<br />
Cittert-Zernike-Theorem 48<br />
COAST 47<br />
Coelostat 15, 95<br />
COMPTEL 65<br />
Compton scatter 65<br />
Compton-Effekt 64<br />
Compton-Effekt, inverser 62<br />
Comptonstreuung 65<br />
Cowan, C. 106<br />
Cyg A 82<br />
Davies, Raymond Jr. 107, 112<br />
Davies, Raymond. Jr. 4<br />
Deslandres, Henry A. 101<br />
Dichroitische Absorption 43<br />
Dunkle Materie 116<br />
Dutch Open Teleskope 93<br />
C<br />
D<br />
Echelle-Spektrograph 101<br />
Empfänger, heterodyne 80, 84<br />
Empfänger, Radioteleskop 76, 79<br />
Empfindlichkeit, Fotoplatte 27<br />
Emulsion, fotografische 26<br />
Erdrotations-Synthese 83<br />
ESO 6<br />
EUV 55, 57, 92, 98<br />
EXOSAT 61<br />
E<br />
F<br />
Fabry, Charles 40<br />
Fabry-Perot-Interferometer 39
Farbenin<strong>de</strong>x 39<br />
Fenster, optisches 7<br />
Fenster, Radio 7, 71<br />
Fermi, Enrico 106<br />
Fernrohr, galileisches 10<br />
Fernrohr, keplerisches 10<br />
Filter 92, 94<br />
Filter, Bandbreite 39<br />
FITS-Format 30<br />
Fizeau, Armand Hippolyte Louis 45<br />
Fotografie 26<br />
Fotoplatte 8, 25, 26, 58, 102<br />
Fouriertransformation 84<br />
Fouriertransformation, reverse 48<br />
Frequenzbän<strong><strong>de</strong>r</strong> 71<br />
Fried-Parameter 22<br />
Fringes 45, 48<br />
Funkenkammer 65<br />
G<br />
Galaxienkerne, aktive 75<br />
Galilei, Galileo 10<br />
GALLEX 108<br />
Gammaastronomie 59, 62<br />
Gammaquellen 69<br />
Gammastrahlung 50, 63, 64, 66, 67<br />
Gammastrahlungsquelle 65<br />
Gammastrahlungsquellen 62, 65, 66<br />
GEO600 4<br />
Giacconi, Riccardo 60, 112<br />
Gradation, Fotoplatte 26<br />
GRANAT 61<br />
Gravitationswellen 4<br />
Great Millimetric Telescope 90<br />
Gregory Solar Telescope 94<br />
H<br />
Hachenberg, Otto 73, 74<br />
Hale, George Ellery 93, 101, 103<br />
Halzen, Francis 113<br />
Hauptkeule, Radioteleskop 77<br />
HEAO-1 61<br />
HEAO-2 EINSTEIN 61<br />
HEGRA 69, 70<br />
Heinrich-Hertz-Telescope 89<br />
Heliostat 15, 94<br />
Her X-1 60<br />
Hess, Viktor Franz 67<br />
121<br />
Hewish, Anthony 73, 84<br />
Hey, John S. 97<br />
Hintergr<strong>und</strong>neutrinos 116<br />
Hintergr<strong>und</strong>strahlung, kosmische 75<br />
Hoffmeister, Cuno 25<br />
Höhenstrahlung 67<br />
HPBW 77<br />
Hubble-Teleskop 15<br />
Hulse, Russell 4<br />
Hulst, Henk van <strong>de</strong> 73, 81<br />
Hypersensibilisierung, Fotoplatte 27<br />
ICECUBE 4<br />
Infrarotastronomie 87<br />
INTEGRAL 66<br />
Interferenzfilter 39, 102<br />
Interferometrie, optische 45, 46, 48<br />
Ionisationskaska<strong>de</strong>n 64<br />
Ionosphäre 71<br />
IRAM 30-Meter Teleskop 89<br />
IRAM-Interferometer 88<br />
James Clerk Maxwell Telescope 88<br />
Jansky (Einheit) 77<br />
Jansky, Karl Guthe 3, 72<br />
Janssen, P. Jules C. 103<br />
Jelley 68<br />
Kepler, Johannes 10<br />
Kernumwandlungen 63<br />
Keulenbreite 75<br />
Kirchhoff, Gustav Robert 35<br />
Kittinger, Joseph 60<br />
Koma, Asymmetriefehler 11<br />
Koronograph 94, 96, 98<br />
Koshiba, Masatoshi 4, 112<br />
Kugelspiegel 11<br />
Labeyrie, A. 47<br />
Large Zenith Telescope 13<br />
Larmor-Frequenz 52<br />
Larmor-Radius 52<br />
I<br />
J<br />
K<br />
L
LASCO 97<br />
Learned, John 113<br />
Le<strong><strong>de</strong>r</strong>man, Leon M. 106<br />
LIGO 4<br />
Linsenfernrohr, Refraktor 8, 10<br />
Lippershey, Hans 10<br />
Lockyer, Joseph Norman 103<br />
London, Jack 113<br />
Lorentz-Kraft 51<br />
Lorentz-Triplett 103<br />
Lovell, Bernard 72<br />
Luftschauer 67, 69<br />
Lyman-Kontinuum 55, 98<br />
Lyot, Bernard 96<br />
M<br />
MAGIC 67, 69, 70<br />
Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong>, solare 103<br />
Magnetogramm 105<br />
Magnetograph 103, 105<br />
Maske, codierte 66<br />
Masken, codierte 59, 66<br />
MICA 97<br />
Michelson, Albert Abraham 45, 46<br />
Mikheyev, Stanislav 110<br />
Mikheyev-Smirnov-Wolkenstein-Effekt 109<br />
Mikrokanalplatten 58, 59<br />
Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeterastronomie 87<br />
Millimeter- <strong>und</strong> Submillimeterteleskope 88<br />
Minkowski, Rudolph 82<br />
Modulationskollimator 66<br />
Molekülwolken 5<br />
Monopole 116<br />
Montierung, azimutal 14<br />
Montierung, parallaktische 14<br />
N-200 112<br />
Nebenkeule, Radioteleskop 77<br />
NESTOR 113<br />
Neutrino 106, 108, 109, 112<br />
Neutrinoastronomie 106<br />
Neutrinoastronomie, Aufgabenstellungen 116<br />
Neutrino<strong>de</strong>tektor, Cherenkov-Strahlung 109<br />
Neutrino<strong>de</strong>tektor, Chlor 107<br />
Neutrino<strong>de</strong>tektor, Gallium 107<br />
Neutrino-Elektronenstreuung 108<br />
Neutrinomasse 110, 116<br />
N<br />
122<br />
Neutrinooszillationen 108, 109, 112, 116<br />
Neutrinoteleskop 107, 110<br />
Neutronensterne 62, Siehe Pulsare, Siehe Pulsare<br />
NT-200 4, 110<br />
Nyquist-Theorem 78<br />
O<br />
OAO-3, Copernicus 55<br />
Objektivfilter (Sonnenteleskop) 92<br />
Objektivprismenspektrograph 39<br />
Öffnungsverhältnis 8<br />
Optik, adaptive 10, 23, 45, 46<br />
Optik, aktive 10, 20<br />
Optische Filter 39<br />
ORFEUS 55<br />
Paarerzeugung, Elektronen-Positronen 64<br />
Parabolspiegel 8<br />
Pauli, Wolfgang 106<br />
Peaes, Francis G. 46<br />
Penzias, Arno 75<br />
Perot, Alfred 40<br />
Photoeffekt 64<br />
Photometrie, fotografische 39<br />
Photomultiplier Siehe Sek<strong>und</strong>ärelektronenvervielfacher<br />
Plattenskala 8<br />
Pockels-Zelle 105<br />
Polarimeter 41<br />
Polarimetrie 41<br />
Polarisation 42<br />
Polarisationsfilter 42<br />
Polarisationswinkel 43<br />
Pontecorvo, Bruno 109<br />
Prismenspektrograph 35<br />
Proportionalzähler 58, 59, 60<br />
Protuberanzenfernrohr 41, 96<br />
Protuberanzenspektroskop 103<br />
Pulsare 3, 4, 52, 73, 84<br />
P<br />
Q<br />
Quasare 3, 73, 86<br />
Quellentemperatur 79<br />
Quellentemperatur, Radioastronomie 79
R<br />
Radioastronomie 71, 73, 97<br />
Radiofrequenzbereich 71<br />
Radiointerferometer 82<br />
Radiointerferometrie 75, 82<br />
Radioquelle 83, 84<br />
Radiospektroskopie 81<br />
Radiospiegel 75<br />
Radiostrahlung 51, 74<br />
Radioteleskop 72, 74, 80, 82, 84<br />
Rauschen, thermisches 78<br />
Rauschleistung, Radioteleskop 80<br />
Rayleigh-Kriterium 10, 45<br />
Reber, Grote 72<br />
Reines, Fre<strong><strong>de</strong>r</strong>ick 106<br />
RHESSI 92, 100<br />
Röntgen, Wilhelm Conrad 53<br />
Röntgenastronomie 58<br />
Röntgenquellen 58, 60<br />
Röntgenspektroskopie 59<br />
Röntgenstrahlung 50, 53, 63<br />
Röntgenteleskop 58<br />
ROSAT 53, 57, 59, 61, 99<br />
Ryle, Martin 84<br />
Scheiner, Cchristoph 94<br />
Schmidt, Bernhard 11<br />
Schmidt, Maarten 73<br />
Schmidt-Kamera Siehe Teleskop, Schmidt<br />
Schwartz, Melvin 106<br />
Schwarzschild, Karl 26<br />
Schwarzschild-Effekt 26<br />
Schwarzschil<strong>de</strong>xponent 26<br />
Schwärzung, Fotoplatte 26<br />
SCO X-1 60<br />
SCUBA 34<br />
Seebeck-Effekt 33<br />
Seeing 10, 21, 22<br />
Sek<strong>und</strong>ärelektronenvervielfacher 32<br />
Sensibilisierung, Fotoplatte 27<br />
Shack-Hartmann-Sensor 24<br />
Si<strong><strong>de</strong>r</strong>ostat 15, 95<br />
SIRTF Siehe Spitzer-Weltraumteleskop<br />
SMA 90<br />
Smirnov, Alexi 110<br />
Smith, G.E. 28<br />
SNO 115<br />
S<br />
123<br />
SOFIA 87<br />
SOHO 92, 99<br />
Sonnenflecke 94<br />
Sonnenneutrinoproblem 108, 110<br />
Sonnenteleskop 92, 102<br />
Sonnenteleskope, satellitengestützt 100<br />
Sonnenwind 4<br />
Southworth, J. 97<br />
Speckle 21, 23<br />
Spektralanalyse 35<br />
Spektralbereich, kurzwelliger 50<br />
Spektrographen 92<br />
Spektrographen, Cou<strong>de</strong>' 37<br />
Spektrographen, Spalt 37<br />
Spektroheliogramm 102<br />
Spektroheliograph 101, 102<br />
Spektrohelioskop 102<br />
Spektrometer, akustooptische (Radioteleskope) 81<br />
Spektroskopie 35<br />
Spiegelteleskope, Reflektoren 8, 11<br />
Spitzer, Lyman Jr. 18<br />
Spitzer-Weltraumteleskop 18<br />
Stanley, G.J. 82<br />
Stefan-Boltzmann‘sche Gesetz 51<br />
Steinberger, Jack 106<br />
Sternphotometer 32<br />
Stokes-Parameter, Polarisation 42<br />
Strahlung, kosmische 67, 111<br />
Strahlungs<strong>de</strong>tektoren 25<br />
Strahlungsgesetz, Planck'sches 50, 79<br />
Strahlungsgesetz, Rayleigh-Jeans 79<br />
Submillimeter-Teleskop 87<br />
SUMER 98<br />
Super-Kamiokan<strong>de</strong> 111, 112<br />
Supernova 63, 106, 112, 115<br />
Supernovaüberreste 69<br />
Synchrotronstrahlung 43, 51<br />
Synthese-Interferometrie 83<br />
Systemrauschen 79<br />
Szintillation 21<br />
Szintillationsstrahlung 64<br />
Szintillationszähler 64, 65<br />
Taylor, Joseph 4<br />
Teleskop, Cassegrain 14<br />
Teleskop, Cherenkov 69, 70<br />
Teleskop, Cou<strong>de</strong>’ 14<br />
Teleskop, Flüssigkeits 13<br />
T
Teleskop, Hexapod 14<br />
Teleskop, Maksutov 12<br />
Teleskop, Nasmyth 14<br />
Teleskop, Ritchey-Chretien 15<br />
Teleskop, Schmidt 11, 26<br />
Teleskop, Schmidt-Cassegrain 12<br />
Teleskop,Ritchey-Chretien 11<br />
Teleskope 8<br />
Teleskope, aplanatische 11<br />
Teleskope, katadioptrische 12<br />
Tip-Tilt-Systeme 22<br />
TRACE 99<br />
Turmteleskop 93, 94<br />
UHURU 60<br />
Ulysses 92<br />
UV-<strong>Astronomie</strong> 55<br />
UVCS 98<br />
UV-Strahlung 50<br />
UV-Teleskop 99<br />
Vakuum-Photovervielfacher 69<br />
Vergleichsspektren 38<br />
Vergrößerung 10<br />
Verschiebungsgesetz, Wien'sches 50<br />
Verschuur, Gerrit L. 73<br />
Very Long Baseline Interferometry 84<br />
Visibilität 46, 84<br />
VLA 84<br />
VLBI 74, Siehe Very Long Baseline Interferometry<br />
U<br />
V<br />
124<br />
Wellenfrontsensor 23<br />
Weltraumteleskop 2, 15<br />
Wi<strong><strong>de</strong>r</strong>standsrauschen 78<br />
Wilson, Robert W. 75<br />
WIMPS 116<br />
Winkeldispersion, Prisma 36<br />
WMAP 15<br />
Wolfenstein, Lincoln 110<br />
Wolter, Hans 58<br />
XEUS 62<br />
XMM-Newton 53, 59, 62, 99<br />
YOHKOH 92, 99<br />
W<br />
X<br />
Y<br />
Zeeman, Pieter 103<br />
Zeeman-Effekt 100, 103, 104, 105<br />
Zerfall, radioaktiver 63<br />
Zwergnovae 57<br />
Zyklotronstrahlung 52<br />
Z
125