special - Carl Zeiss

Innovation 

Das Magazin von Carl Zeiss 

■ Blick ins Universum 

■ Faszination Fotografie 

■ Nanostrukturen 

ISSN 1431-8040 

16

Inhalt 

2 

Editorial 

❚ Dieter Brocksch 3 

Im Fokus 

Rätselhafte astrophysikalische Phänomene ❚ Martin Matthias Roth 4 

Dunkle Materie in Spiralgalaxien ❚ Martin Matthias Roth 8 

Schwarzes Loch – Holmberg II Galaxie ❚ Martin Matthias Roth 10 

Schwarze Löcher ❚ Martin Matthias Roth 12 

Calar-Alto-Observatorium 13 

Himmelsbeobachtung 14 

Geschichtliche Eckpunkte der Potsdamer Astrophysik 20 

SIR sucht nach Eis und Mineralien auf dem Mond ❚ Urs Mall, Chris Weikert 22 

Die Sonne 24 

Extrasolarer Planet 25 

Sonnenspäher, Wetterfrosch, Kometenjäger 26 

Kleine Geschichte des Spiegelteleskops 27 

Der Weg zu den Sternen 28 

Planetarium: Der Weltraum im Raum 32 

Sternwarteninstrumente 36 

Augenblicke 

Faszination Fotografie 37 

Vom Anwender 

Differenzierung heißt das Zauberwort 44 

Nanostrukturierung mit der 3D-Depositionslithographie ❚ Hans W.P. Koops 46 

Jubiläum 

Spurensuche in der Nanowelt: 40 Jahre Rasterelektronenmikroskopie 50 

Auszeichnungen 

Vierter R&D 100 Award in Folge für die Mikroskopie von Carl Zeiss 54 

Designpreis für ZEISS Victory 32 FL 55 

1540XB CrossBeam ® zweifach ausgezeichnet 55 

Aus dem Unternehmen 

Carl Zeiss SMT AG übernimmt NaWoTec GmbH ❚ Hans W.P. Koops 56 

Beam me up 58 

P.A.L.M. kommt zum Unternehmensbereich Mikroskopie 59 

Impressum 59 

Innovation 16, Carl Zeiss AG, 2005

Liebe Leserinnen und Leser, 

tauchen Sie ein in die Welt der Bilder. Bilder aus dem 

Weltall. Bilder aus den Städten und dem Leben in unserer 

Welt. Bilder aus der Nanowelt. Lassen Sie sich faszinieren 

von Bildern, die uns nüchtern informieren aber auch 

Geschichten von der Vielfalt des Lebens erzählen. Schon 

Marcel Proust schrieb: „Ein Buch ist eine Art optisches Instrument, 

das der Autor dem Leser reicht, damit er in sich 

entdecke, was er ohne Hilfe des Buches nicht entdeckt 

hätte.“ 

Aus den Weiten des 

Universums. 

Bilder aus dem Weltall, so kompliziert sie auch entstehen 

mögen, vermitteln uns ein Gefühl von der unermesslichen 

Weite des Universums. Seit Jahrhunderten, ja Jahrtausenden 

ist die Menschheit fasziniert und beeindruckt 

von Schauspielen am Himmel. Seit Tausenden von Jahren 

versuchen die Menschen das „himmlische“ Geschehen 

zu deuten und zu verstehen. Seit Hunderten von Jahren 

nimmt das Wissen um das Wie und Warum zu. Zuerst 

beobachtete man lediglich das Licht der Sterne, maß ihm 

Gesetzmäßigkeiten zu. Dann erlaubten erste optische Instrumente 

sich den Gestirnen zu nähern. Man entdeckte 

Monde und Ringe. Viele Erkenntnisse aus dieser Zeit 

führten zum heliozentrischen Weltbild. Heute verlassen 

wir unseren Planeten für die Erforschung des Universums, 

für die Erforschung unserer Herkunft, und beginnen das 

Universum fast „hautnah“ zu betrachten. Mit modernsten 

Instrumenten analysieren wir das Licht aus dem Universum 

und machen uns daraus ein Bild. Und je mehr wir 

davon erkennen umso mehr bestaunen wir die Unfassbarkeit 

des Ganzen. 

Innovation 16, Carl Zeiss AG, 2005 

Editorial 

Informationsquelle Bild 

Wichtige optische Entwicklungen und Erfindungen führten 

unter anderem auch zur Entwicklung der Fotografie. 

Seit Beginn der Fotografie nutzen die Fotografen das 

Bild, um dem Betrachter Geschichten zu erzählen, ihn zu 

informieren und mit ihm zu kommunizieren. Bilder von 

Szenen in Städten unserer Welt bieten Einblicke in Momente 

unseres Lebens, zeigen Organisationsstrukturen 

und vermitteln Lebensgefühl. 

Die Rasterelektronenmikroskopie, eine noch junge Erfindung, 

erschließt mit faszinierenden Bildern Details und 

Strukturen aus Natur und Umwelt. Diese Mikroskoptechnik 

macht Strukturen in Dimensionen sichtbar, die dem 

menschlichen Auge ohne optische Instrumente verborgen 

bleiben. 

Raffinierte optische Techniken auf dem Gebiet der Nanostrukturierung 

helfen elektronische Schaltkreise für 

modernste Kommunikationsmittel aufzubauen. Damit 

werden beispielsweise moderne Kommunikationsmittel 

schneller und verlässlicher in der Funktion und umfassender 

im Einsatz. 

Sichtbar machen 

Getreu dem Unternehmensslogan „We make it visible“ 

verhelfen optische Systeme von Carl Zeiss zu vielen neuen, 

manchmal ungeahnten Ein- und Ausblicken. Optische 

Schlüsseltechnologien nutzen das Licht, um Neues zu erkennen 

und zu schaffen. 

Viel Spaß beim Lesen wünscht Ihnen Ihr 

November 2005 

3

Im Fokus 

Rätselhafte astrophysikalische Phänomene 

4 

Die Astrophysik gehört zu den 

wenigen Disziplinen der naturwissenschaftlichenGrundlagenforschung, 

aus deren Forschungsergebnissen 

wir in einem für uns 

überschaubaren Zeitraum noch 

einmal fundamentale Umwälzungen 

unseres physikalischen Weltbilds 

erwarten können, die man 

etwa mit den Paradigmenwechseln 

bei der Einführung der Quantentheorie 

oder der Einführung 

der Einstein’schen Relativitätstheorie 

vor rund 100 Jahren vergleichen 

könnte. Exotische Objekte 

wie Neutronensterne, schwarze 

Löcher, Supernovaüberreste und 

andere Gasnebel, aber auch ganze 

Sternsysteme wie Galaxien 

und Galaxienhaufen stellen ein 

einmaliges Laboratorium dar, in 

dem Materie bei so extremer 

Temperatur, Druck, Dichte, Magnetfeldstärke 

und anderen physikalischen 

Größen untersucht werden 

kann, wie dies in keinem 

irdischen Labor möglich wäre. 

Die Messung dieser Größen geschieht 

in der modernen Astrophysik 

mit bodengebundenen Teleskopen 

und Weltraumobservatorien, 

die zusammen das ganze 

elektromagnetische Spektrum vom 

Radio- bis hin zum Röntgen- und 

Gammastrahlenbereich abdecken. 

Ebenso wichtig wie die Lichtsammelleistung 

und das Auflösungsvermögen 

der verwendeten Teleskope 

sind die Fokalinstrumente, 

mit denen das schwache, vom Te- 

leskop gesammelte Lichtsignal in 

eine direkt interpretierbare Messgröße 

überführt werden kann. 

Direkt abbildende Kameras, Spektrographen 

mit geringem, mittlerem 

oder hohem spektralen Auflösungsvermögen, 

Polarimeter, Interferometer 

und andere Fokalinstrumente 

erlauben heute einen 

tiefen Blick in die Entstehungsgeschichte, 

in die Entwicklung, und 

in den physikalischen Aufbau von 

teilweise noch völlig unverstandenen 

physikalischen Phänomenen. 

Der Einsatz von Hochtechnologie 

für die Instrumentierung 

moderner Teleskope ist daher zu 

einem unverzichtbaren Baustein 

für die moderne astrophysikalische 

Forschung geworden. 


3D-Spektroskopie – 

ein neues Messverfahren 

der Astrophysik 

Das Astrophysikalische Institut Potsdam 

(AIP), eine der ältesten Sternwarten 

Deutschlands, hat seit seiner 

Neugründung im Jahre 1992 neben 

seinen klassischen Kompetenzfeldern 

wie Sternphysik, Extragalaktik und 

Kosmologie den planmäßigen Aufbau 

von Infrastruktur für die Entwicklung 

moderner astronomischer Teleskope 

und von Fokalinstrumenten vorangetrieben. 

Das erste konkrete Projekt 

in diesem Bereich begann 1996 

mit der Entwicklung von PMAS (Potsdamer 

Multi-Apertur Spektrophotometer), 

einem innovativen bildgebenden 

Spektrographen (Bild 1). Die neue 

Technik wird häufig auch als Integralfeld-Spektroskopie 

oder kurz 3D- 

Spektroskopie bezeichnet. Bild 2 vermittelt 

das Messprinzip: das in der 

Fokalebene des Teleskops entstehende 

reelle Bild eines Objekts, z.B. einer 

Galaxie, wird durch ein Linsenraster 

abgetastet und mit seiner endlichen 

Anzahl von mxn Linsenelementen in 


eine diskrete Anzahl von mxn Bildelementen 

überführt. Das in jedes 

Bildelement einfallende Licht wird 

durch eine individuell zugeordnete 

Faser eines Lichtleiterbündels aus der 

Fokalebene ausgekoppelt und einem 

mehr oder weniger weit entfernten 

Faserspektrographen zugeführt. 

Durch Umordnen der rechteckig 

angeordneten Bildelemente zu einem 

linearen Faserarray in der Eintrittsebene 

des Spektrographen kann auf sehr 

einfache Weise eine Anpassung der 

Geometrie des flächenhaften Objekts 

an die lineare Struktur des Spektrographenspalts 

erreicht werden. Jede 

Faser wird nun durch die Optik des 

Spektrographen individuell als kleine 

Kreisfigur auf den CCD-Detektor abgebildet, 

wobei infolge der Dispersion 

des Beugungsgitters das Faserbild 

bei Beleuchtung mit einem Kontinuum 

zu einem Lichtband auseinandergezogen 

wird, bzw. bei der Beleuchtung 

mit einem Emissionslinienspektrum 

in einer Anzahl diskreter 

Lichtpunkte längs diese Lichtbandes 

sichtbar wird (Bild 3). Auf dem Detektor 

entsteht nun eine Familie von 

(mxn) Spektren, die nach Auslesen 

des Bilds in den Computer mit geeigneten 

Softwareprogrammen zunächst 

extrahiert, kalibriert, und 

schließlich zur Bildrekonstruktion zusammengefasst 

werden können. Das 

Ergebnis dieser Bildrekonstruktion 

wird als Datenkubus bezeichnet – daher 

auch der Begriff 3D-Spektroskopie 

(Bild 4). Je nach Sichtweise lässt 

sich der Datenkubus als Stapel monochromatischer 

Bildaufnahmen, oder 

als Bündel von in einem rechteckigen 

Raster angeordneten Einzelspektren 

interpretieren. Der Vorteil des Verfahrens 

liegt auf der Hand: 3D-Spektroskopie 

ist ein vollsimultanes Messverfahren, 

bei dem der gesamte Datensatz 

in einer einzigen Belichtung aufgenommen 

wird. Da die meisten astrophysikalisch 

interessanten Objekte 

extrem lichtschwach sind und den 

Einsatz von kostspieligen Großteleskopen 

erforderlich machen, gewinnt 

dieser Aspekt, besonders für die interessantesten 

aktuellen Problemstellungen, 

zunehmend an Bedeutung. 

Bild 1: 

PMAS, das Potsdamer 

Multiapertur Spektrophotometer 

am Cassegrainfokus 

des Carl Zeiss 3,5m 

Spiegelteleskops am 

Calar Alto Observatorium 

in Südspanien. 

Bild 2: 

Prinzipieller Aufbau eines 

Integralfeld-Spektrographen 

mit Linsenarray und 

Faserkopplung. 

Bild 3: 

Bildausschnitt aus einer 

PMAS-Kalibrationsaufnahme 

mit Kontinuumslicht 

(durchgehende Streifen) 

und Emissionslinienspektrum 

(aufgeprägte Punkte). 

Im Ausschnitt sind zwei 

Gruppen von je 16 Spektren 

zu sehen, die Dispersionsrichtung 

verläuft von links 

nach rechts. 

1 2 

3 

5

Bild 4: 

Schematische Darstellung 

eines Datenkubus, 

der durch Umordnen der 

aus dem CCD-Bild extrahierten 

Spektren generiert 

werden kann: als Resultat 

erhält man einen Würfel 

mit zwei Ortskoordinaten 

und einer Wellenlängenachse. 

Den Kubus kann man 

als Stapel von Bildaufnahmen 

über das im Linsenarray 

abgetastete Gesichtsfeld 

betrachten, die alle bei 

unterschiedlicher Wellenlänge 

belichtet wurden. 

Bild 5: 

Schnittbild der PMAS 

Spektrographenoptik 

(unten: das Gesamtsystem 

in der von Kollimator- und 

Kameraachse aufgespannten 

Dispersionsebene; oben: 

Kollimatorobjektiv in einem 

Schnitt senkrecht dazu). 

6 

Das Potsdamer 

Multi-Apertur 

Spektrophotometer 

Mit der Konzeption für das erste AIP- 

Instrumentierungsprojekt startete ein 

ambitioniertes Projekt, das nichts weniger 

anstrebte, als den Bau des weltweit 

leistungsfähigsten 3D-Spektrographen 

im Spektralbereich vom nahen 

UV (350 nm) bis zum nahen IR 

(1000 nm), d.h. im dem spektralen 

Fenster, innerhalb dessen die Atmosphäre 

für bodengebundene Beobachtungen 

durchsichtig ist. Gleichzeitig 

wurde eine optimale Sensitivität 

angestrebt, um das Instrument für 

die Beobachtung schwächster Quellen 

konkurrenzfähig zu machen. Für das 

optische System konnte nur Hochleistungsoptik 

in Frage kommen (Anforderungen 

siehe Kasten). Partner für 

die Entwicklung der Optik des PMAS 

Faserspektrographen, der als die zentrale 

und wichtigste optische Baugruppe 

das Gesamtverhalten des Instruments 

dominiert, war Carl Zeiss. 

Das Optikdesign des Faserspektrographen 

(Bild 5) entwarf Uwe Laux, Weimar. 

Das Startdesign beruhte auf der 

Annahme von Katalogangaben wie 

Brechzahl und Linsenradius. Eine dreistufige 

Optimierung erfolgte im Zuge 

der Materialbeschaffung sowie Fertigung 

und Integration des Systems: 

Nach der Beschaffung der von 

SCHOTT gelieferten optischen Gläser 

wurde mit den individuell für jeden 

Rohling gemessenen Schmelzenbrechzahlen 

eine Schmelzenrechnung 

durchgeführt. Schließlich wurde nach 

Herstellung und Prüfung der Einzellinsen 

mit den gemessenen Ist-Radien 

und Dicken eine dritte Optimierung 

durchgeführt, in der durch Anpassung 

der Schnittweiten, also eine mechanische 

Nachoptimierung, die kritischen 

Systemparameter auf optimale 

Werte eingestellt wurden. 

Der geplante Einsatz am Teleskop 

erhöhte die Anforderungen an PMAS 

nochmals. Wichtig war hierbei der 

Erhalt der spezifizierten Bildstabilität 

unter beliebigen geometrischen Lagen 

(Schwenken des Teleskops) sowie 

in dem extrem weiten Temperaturbereich 

von -20 ° bis +20 ° C. Das 

schließlich von Carl Zeiss hergestellte 

und komplett integrierte System besteht 

aus einem refraktiven Kollimator- 

und einem refraktiven Kameraobjektiv. 

Profitiert hat das Projekt im 

1 

2 

besonderen Maße von der Erfahrung 

im Bau von Apochromaten für astronomische 

Refraktorobjektive, vom 

Know-how in der Herstellung von 

Asphären und von lithographischen 

CaF 2-Objektiven. Im Ergebnis wurde 

1999 nach einer umfangreichen Prüfserie 

(Bild 6, 7) ein System ausgeliefert, 

das als weltweit einmalig gilt 

und mit der Entwicklung von PMAS 

eine kritische Komponente mit exzellenten 

Leistungsdaten zur Verfügung 

stellt. 

Einsatz am Calar Alto 

Observatorium 

Im Mai 2001 wurde PMAS am 3,5 m 

Teleskop am Calar Alto Observatorium 

erstmals zum Einsatz gebracht 

(Bild 8). Dieses vor 30 Jahren von Carl 

Zeiss entwickelte Teleskop verkörpert 

noch heute einen bedeutsamen technologischen 

Entwicklungsschritt insofern, 

als hier zum ersten Mal die von 

Schott eigens für die Astronomie entwickelte 

Glaskeramik ZERODUR zum 

Einsatz gekommen ist – ein Paradebeispiel 

für einen erfolgreichen Technologietransfer 

aus der Grundlagenforschung. 

17 

18 

3 4 5 6 7 8 9 

16 15 14 13 12 11 10 

4 5 


Seit Herbst 2002 wird PMAS im Rahmen 

eines Nutzungsvertrags zwischen 

dem Max-Planck-Institut für Astronomie 

in Heidelberg und dem Astrophysikalischen 

Institut Potsdam den 

deutschen und spanischen Astronomen 

als allgemein zugängliches Nutzerinstrument 

angeboten. Nach einer 

dreijährigen Laufzeit hat sich PMAS 

als das am zweitstärksten nachgefragte 

Fokalinstrument am 3,5 m Teleskop 

etabliert und hat in mehr als 

150 Nächten im Rahmen von insgesamt 

45 Beobachtungskampagnen 

seine Zuverlässigkeit nachgewiesen. 

Das Instrument wird für eine Vielzahl 

von wissenschaftlichen Fragestellungen 

eingesetzt, z.B. die Beobachtung 

von Jets bei jungen Sternen, die Umgebung 

heißer, leuchtkräftiger Sterne, 

galaktische planetarische Nebel, 

stellare Populationen in nahegelegenen 

Galaxien, Kinematik in hochrotverschobenen 

Galaxien, aktive Galaxienkerne, 

Gravitationslinsen… 

Martin Matthias Roth, 

Astrophysikalisches Institut Potsdam 

http://www.aip.de 


6 

7 

special 

Anforderungen 

der PMAS 

Spektrographenoptik 

� Nominaltemperatur 20 °C 

� Betriebstemperaturbereich 

-10 … +20 °C 

� Lagerung -25 … +50 °C 

� Luftfeuchte bis 95 % relative 

Luftfeuchte 

� Stoßfestigkeit: bis 10 g, 

dynamisch: bis 2 g 

(0.5-100 Hz) 

� Orientierung: Nominalbetrieb 

bei jeder Orientierung 

� Nominalwellenlängenbereich: 

350-900 nm 

� Bildgüte: Bilddurchmesser 

typ. 15µ für 80% Energiekonzentration 

� Antireflexschichten: Breitbandentspiegelt 

350-900 nm, 

im Mittel max. 1% Restreflex 

� Thermisch kompensierte 

mechanische Fassungen 

� Fügetechnologie: spannungsfrei 

durch Ölimmersion 

8 

Bild 6: 

Kollimatorobjektiv beim 

Abnahmetest im Werk in 

Jena. 

Bild 7: 

Gesamtsystem beim 

Abnahmetest zur Verifikation 

der Bildortstabilität 

unter wechselnder 

Orientierung. 

Bild 8: 

Gesamtansicht des Carl 

Zeiss 3,5 m Spiegelteleskops 

mit PMAS im Cassegrainfokus. 

7

Dunkle Materie in Spiralgalaxien 

Bild 1: 

Die PPAK Faserbündel-IFU. 

Bild 2: 

Das PPAK-Faserbündel mit 

sechs kleinen Hilfsbündeln 

zur Messung der Helligkeit 

des Himmelshintergrunds. 

Bild 3: 

Aus einer PPAK-Aufnahme 

rekonstruiertes Bild der 

Spiralgalaxie UGC463 

(rechts) im Vergleich zu 

einer direkt gewonnenen 

Bildaufnahme mit dem 

Palomar Schmidt Teleskop 

(links). PMAS besitzt mit 

der PPAK-IFU gegenwärtig 

das weltweit größte 

Gesichtsfeld unter allen 

3D-Spektrographen. 

8 

Eine der interessantesten und aktuellsten 

Fragestellungen in der 

Astrophysik ist das Rätsel der 

Dunklen Materie. Beobachtungsbefunde 

zeigen, dass etwa 90% 

der Materie im Kosmos als sogenannte 

Dunkle Materie vorliegen. 

Diese Hauptkomponente des Universums 

leuchtet zwar nicht und 

ist daher einer direkten Beobachtung 

nicht zugänglich. Sie kann 

aber indirekt erschlossen werden, 

z.B. durch die Beobachtung von 

Rotationskurven ferner Galaxien. 

Theoretische Astrophysiker am AIP 

entwickeln mit Hilfe modernster 

Supercomputer numerische Simulationsrechnungen 

zur Strukturbildung 

im Universum, die ganz 

wesentlich auf dem Vorhanden- 

sein von Dunkler Materie aufbauen. 

Auf der Beobachtungsseite 

hat das PMAS-Team in Zusammenarbeit 

mit M. Verheijen, Groningen, 

und M. Bershady, Wisconsin, 

Messungen in Angriff genommen, 

aus denen die Verteilung 

der Dunklen Materie in und um 

einzelne Galaxien ermittelt werden 

soll. Im Fokus der Untersuchungen 

stehen die nahegelegenen, 

sogenannten „face-on“ Spiralgalaxien, 

deren Scheibe in senkrechter 

Draufsicht vollständig 

sichtbar ist. Bei diesen gut sichtbaren 

Objekten soll untersucht 

werden, wie genau die Dunkle 

Materie innerhalb der Scheibe bis 

hinaus in den die Galaxie umgebenden 

Halo verteilt ist. 

1 

2 

Die Anwesenheit Dunkler Materie 

macht sich durch ihre Gravitationswirkung 

auf das dynamische Verhalten 

der etwa hundert Milliarden Sterne, 

die auf ihren Umlaufbahnen um 

das Zentrum der Galaxie kreisen, bemerkbar. 

Mit Hilfe der Spektroskopie 

des Sternenlichtes und der Verwendung 

des Dopplereffekts kann die 

Kinematik einer Galaxie vermessen 

werden. Die meisten Galaxien außerhalb 

der Milchstraße sind allerdings 

so weit von uns entfernt, dass die 

Sterne nicht mehr einzeln aufgelöst 

werden können, sondern zu einer diffus 

leuchtenden Lichtverteilung verschwimmen. 

Spektroskopie 

ausgedehnter 

Flächenquellen 

Zur Spektroskopie ausgedehnter Flächenquellen 

scheint die 3D-Spektroskopie 

in idealer Weise geeignet. Sie 

bietet gegenüber herkömmlichen Methoden 

zwei erhebliche Vorteile: Erstens 

können mehrere hundert Spektren 

in einem zweidimensionalen Gesichtsfeld 

gleichzeitig aufgenommen 

werden. Es entfällt somit bei ausgedehnten 

Objekten, wie den zu untersuchenden 

„face-on“ Galaxien, die 

Notwendigkeit einer zeitraubenden 

und kostspieligen sequentiellen Abtastung 

(scannen). Jeder Bildpunkt 

des beobachteten zweidimensionalen 

Gesichtsfeldes liefert ein eigenes 

Spektrum, d.h. das Licht jedes einzelnen 

Punkts der Galaxie wird nach 

Wellenlängen zerlegt. Auf diesem 

Weg wird die spektrale Information 

unmittelbar in Abhängigkeit von ihrer 

räumlichen Verteilung aufgezeichnet, 

was für die Vermessung der Dunklen 

Materie von zentraler Bedeutung ist. 

Zweitens ist es möglich, mit Methoden 

der digitalen Bildverarbeitung 

auch geringste Flächenhelligkeiten 

am Rand der Galaxien noch auszuwerten. 

Bisher waren selbst die weltweit 

größten Teleskope mit den empfindlichsten 

Instrumenten nicht imstande, 

dieses Beobachtungsproblem 


Dec. (2000) 

21’ 

40’’ 

14°, 20’, 20’’ 

20’ 

zu lösen. Die hohe Empfindlichkeit 

von PMAS und der Einsatz von 3D- 

Spektroskopie versprachen einen beobachtungstechnischen 

Durchbruch 

bei diesem Problem. 

Innovatives Upgrade 

von PMAS 

Allerdings war das Gesichtsfeld des 

Instruments ursprünglich für die 

Untersuchung kleinskaliger Phänomene 

optimiert worden und daher zu 

klein, um Galaxien zur Gänze in einer 

einzigen Belichtung zu erfassen. Aus 

diesem Grund wurde PMAS um eine 

technische Innovation erweitert, die 

in der Lage ist, das für die ausgedehnten 

Scheibengalaxien erforderliche 

Gesichtsfeld abzudecken. In der 

Rekordzeit von nur knapp einem halben 

Jahr wurde am AIP eine neue Integral-Field-Unit 

(IFU) entwickelt, die 

aus einem neuen, vergrößerten Glasfaserbündel 

und einer vorgeschalteten 

Linsenoptik besteht: PPAK (Pmas 

fiber PacK, Bild 1). Diese Einheit ist in 

2004 in Betrieb gegangen. PPAK besteht 

aus 331 dicht gepackten optischen 

Glasfasern, von denen jede 

Einzelne einen Bildpunkt mit einem 

Durchmesser von 2,7 Bogensekunden 


UGC 463 

POSS-II PPak reconstruction 

349 309 0h ,43m ,329 R.A. (2000) 

Dec. (2000) 

21’ 

40’’ 

14°, 20’, 20’’ 

20’ 

349 309 0h ,43m ,329 R.A. (2000) 

am Himmel beobachtet. Zusätzlich 

wird mit sechs seperaten Glasfaserbündeln 

die Hintergrundstrahlung des 

Nachthimmels gemessen. 15 weitere 

Fasern dienen zur Wellenlängenkalibrierung 

der wissenschaftlichen Daten. 

Insbesondere die mikroskopische 

Anordnung von 400 Fasern auf engstem 

Raum, einem Sechseck der Ausmaße 

5 x 5 mm, stellte für die Entwickler 

am AIP eine substantielle technische 

Herausforderung dar (Bild 2). 

Mit einem Blickfeld von 74 x 65 Bogensekunden 

– das entspricht in etwa 

zwei Promille der Vollmondfläche 

– ist PPAK der weltweit größte 

3D-Spektrograph, der zusammenhängend 

ausgedehnte Objekte im Universum 

abtasten kann. 

Die erste mit der neuen PPAK-IFU 

gewonnene wissenschaftliche Aufnahme 

(Bild 3) zeigt die Galaxie mit 

der Katalogbezeichnung UGC463 

(rechts) in hervorragender Übereinstimmung 

mit einer direkten Bildaufnahme, 

die zu Vergleichszwecken 

dem Palomar Bildatlas (POSS) entnommen 

wurde. 




3 


Instrumente für astronomische 

Beobachtung und Berechnungen 

Astrolabium 

Das Astrolabium ist ein Messgerät zur Winkelmessung 

am Himmel. 

Armillarsphäre 

Eine Armillarsphäre (lateinisch armillaris – Reifen/Ring 

und sphaera – Kugel) ist ein astronomisches Gerät. 

Es dient entweder der Messung von Koordinaten am 

Himmel oder der Darstellung der Bewegung von 

Himmelskörpern. 

Mauerquadrant 

Das historisch astronomische Instrument (Mauer) 

quadrant ermöglicht die Ermittlung von Höhen und 

Positionen der Gestirne. Er besteht aus einem Viertelkreis 

mit Gradeinteilung, einer Ablesevorrichtung, 

einem Visier und einem Senklot. Das zu bestimmende 

Gestirn wurde über Kimme und Korn anvisiert. 

Die Stellung des herabhängenden Lotes am Viertelkreis 

gab den Höhenwinkel an. 

Jakobsstab 

Der Jakobsstab (lateinisch baculus jacob) oder Gradstock 

ist ein früheres astronomisches Instrument zur Winkelmessung: 

Er wurde vor allem in der Seefahrt verwendet 

und gilt als der funktionelle Vorläufer des Sextanten. 

Wasseruhr 

Wasseruhren waren über Jahrtausende hinweg 

Apparate zur Zeitmessung mit dem Vorteil der Unabhängigkeit 

von Tageszeit und Witterung gegenüber 

den Sonnenuhren. 

Sonnenuhr 

Die Sonnenuhr nutzt als astronomisches Gerät den 

Stand der Sonne am Himmel zu einer genäherten 

Zeitangabe. 

Ringsonnenuhr 

Die Ringsonnenuhr ist eine tragbare Sonnenuhr mit 

einer Genauigkeit von fünf Minuten. 

9

Schwarzes Loch – Holmberg II Galaxie 

Bild 1 (großes Bild): 

Die Zwerggalaxie Holmberg 

II (Palomar Bildaufnahme). 

Bild 2: 

Positionskarten der 

Röntgendetektionen von 

Ho II-X1 als Overlay über 

einer Bildaufnahme im 

optischen Spektralbereich 

(Falschfarbendarstellung). 

Der mit PMAS gelungene 

Nachweis des hochangeregten 

Nebels um das Schwarze 

Loch ist als schwarzer Kreis 

markiert. 

10 

Galaxien sind Ansammlungen von 

Sternensystemen außerhalb der 

Milchstraße. Galaxien treten vor 

allem in zwei Arten auf. Elliptische 

Galaxien weisen eine homogene, 

triaxiale Struktur auf und haben 

eine einheitliche Sternpopulation. 

Spiralgalaxien zeigen eine Spiralstruktur 

sowie eine differentielle 

Rotation. Dabei sind die Spiralarme 

die Zentren der Sternentstehung. 

Die uns nächstgelegene 

Galaxie ist der Andromeda-Nebel 

(M 31, NGC 224), eine Spiralgalaxie 

vom Typ Sb im Sternbild Andromeda. 

Galaxien sind durch große, 

weitgehend leere Zwischenräume 

voneinander getrennt. Grob geschätzt, 

kann man mit heutiger 

Technik von der Erde aus über 50 

Milliarden Galaxien theoretisch beobachten. 

Die Anzahl der Sterne 

in einer durchschnittlichen Galaxie 

wird mit etwa 100 Milliarden 

angenommen. 


2

Das hellste Objekt in der Klasse ultraleuchtkräftiger 

Röntgenquellen (ULX) 

in der lokalen Gruppe, d.h. in der Ansammlung 

von Galaxien in nächster 

Nachbarschaft zu unserer Milchstraße, 

befindet sich in der Zwerggalaxie 

Holmberg II in einer Entfernung von 

rund 10 Millionen Lichtjahren (Bild 1). 

Neben der Untersuchung im Röntgenbereich 

ist das Auffinden von Emission 

im optischen Spektralbereich von 

höchstem Interesse, da man hofft, 

aus der Spektralanalyse Rückschlüsse 

auf die Natur der Akkretion und die 

Masse des Objekts ziehen zu können. 

Im Rahmen des PMAS Science Verification 

Runs am Calar Alto 3,5 m Teleskop 

wurde Ho II-X1 beobachtet 

und in der Tat die extrem schwache 

Signatur eines hochangeregten Gasnebels 

am Ort der Röntgenquelle 

nachgewiesen (Bild 2). Frühere Beobachtungen 

mit einem Langspaltspektrographen 

waren erfolglos geblieben, 

weil die unsichere Positionsangabe 

aus den Röntgendaten die 

Wahrscheinlichkeit eines zufälligen 

„Treffers“ beim Ausrichten des Teleskops 

minimal gemacht hatte. Das 

8x8 Bogensekunden 2 große PMAS- 

Gesichtsfeld hingegen konnte ohne 

Vorurteil über die vermuteten Koordi- 


naten so ausgerichtet werden, dass 

die hochangeregte Helium II Emissionslinie 

bei 468,6 nm als Indikator 

am Rand des Gesichtsfelds zum Vorschein 

kam. Eine Auswertung der 

Ausdehnung des Objekts sowie seiner 

kinematischen Eigenschaften zusammen 

mit den Daten aus der Röntgenbeobachtung 

haben in der Tat 

gezeigt, dass es sich bei Ho II–X1 

höchstwahrscheinlich um ein Schwarzes 

Loch im intermediären Massebereich 

handelt. Die Ergebnisse der 

internationalen Forschergruppe um 

Lehmann (Max-Planck-Institut für 

Extraterrestrische Physik, Garching) in 

Zusammenarbeit mit dem PMAS- 

Team (AIP) wurden im März 2005 als 

Titelstory der renommierten Fachzeitschrift 

Astronomy & Astrophysics veröffentlicht. 

Bild 3a: Oben: Monochromatische 

Bilder bei verschiedenen wichtigen 

Wellenlängen, die aus dem Datenkubus 

einer PMAS-Aufnahme extrahiert 

wurden. Unten: Geschwindigkeitsfeld 

(Falschfarbenkarte) und Halbwertsbreite 

der Emissionslinien von Wasserstoff 

bei 486,1 nm (H-beta), bzw. 

Sauerstoff bei 500,7 nm ( [O III] ). Am 

linken unteren Bildrand markiert ein 

roter Kreis die Stelle, bei der die 

f � (1E-15) 

5 

4 

3 

2 

1 

HE II 

H-beta 

hochangeregte Heliumemissionslinie 

nachgewiesen werden konnte. 

Bild 3b: Das Spektrum, das durch 

Aufaddieren aus dem roten Kreis 

(Bild 3a) erzeugt wurde. Die schwache 

Emissionslinie bei He II (einfach 

ionisiertes Helium) zeigt an, dass sich 

in diesem Bereich eine kompakte, extrem 

heiße Quelle befindet. In anderen 

Regionen ist diese Linie nicht 

nachweisbar. 

Bild 3c: Eine tatsächlich beobachtete 

Gravitationslinse, bei der kein 

Schwarzes Loch, sondern eine lichtschwache 

Vordergrundgalaxie (schwacher 

roter Fleck im Zentrum) das Licht 

eines weit entfernten, hellen Quasars 

hinter der Vordergrundgalaxie in 

4 Komponenten aufspaltet (PMAS- 

Beobachtung). Quasare sind enorm 

lichtstarke, aktive Galaxienkerne, bei 

denen Akkretion auf ein supermassereiches 

Schwarzes Loch eine Leuchtkraft 

entfaltet, die die Gesamthelligkeit 

der Galaxie bei weitem überstrahlt. 

[0 III] 

[0 III] 




0 

4600 4800 

� (Å) 

5000 

3a 3b 

3c 

11

Schwarze Löcher 

12 

Schwarze Löcher wurden als mathematische 

Singularität im Rahmen 

der allgemeinen Relativitätstheorie 

von Albert Einstein vorausgesagt. 

Einstein selbst soll 

aber an die reale Existenz solcher 

Objekte nie geglaubt haben. Es 

war der damalige Direktor des 

Astrophysikalischen Observatoriums 

Potsdam, Karl Schwarzschild, 

der während des Ersten Weltkriegs 

im Jahre 1916 eine Lösung 

der Einstein’schen Feldgleichungen 

für den Fall einer in einem 

Punkt ohne Ausdehnung vereinigten 

Masse angeben konnte: ein 

so genanntes Schwarzes Loch. 

Durch populärwissenschaftliches Interesse 

und die Science Fiction Literatur 

ist die von Schwarzschild vorhergesagte 

Eigenschaft eines Ereignishorizonts, 

jenseits dessen keinerlei Materie 

oder Strahlung aus dem Gravitationspotential 

eines Schwarzen Lochs 

entfliehen kann, einem größeren Publikum 

bekannt geworden. Die Existenz 

von Schwarzen Löchern gilt 

heute durch zahlreiche astrophysikalische 

Messungen als gesichert. Obwohl 

per definitionem ein solches 

Objekt nicht „zu sehen“ ist, kann aus 

der Wirkung eines Schwarzen Lochs 

auf seine Umgebung auf seine 

Existenz geschlossen werden, so etwas 

aus der beobachteten Orbitalbewegung 

von Sternen in der unmittelbaren 

Nachbarschaft der Singularität. 

Schwarze Löcher machen in spektakulärer 

Weise durch den Einfall von 

Masse (Akkretion) auf sich aufmerksam, 

der zur Ausbildung einer Akkretionsscheibe 

führt, innerhalb derer die 

Materie in einer Spirale unaufhaltsam 

in Richtung des Ereignishorizontes fällt 

und sich dabei zu extremen Temperaturen 

aufheizt. Die damit verbundene 

Energieabstrahlung des Millionen Kelvin 

heißen Plasmas wird besonders 

intensiv im Röntgenbereich sichtbar. 

Besonders aus der Beobachtung mit 

dem ROSAT Weltraumteleskop wissen 

Astronomen, dass der Kosmos 

voll von supermassereichen Schwarzen 

Löchern ist, die im Zentrum von 

Galaxien sitzen. Man glaubt heute, 

dass praktisch jede Galaxie von der 

Größe unserer Milchstraße in ihrem 

Zentrum ein Schwarzes Loch beherbergt, 

typischerweise mit einer Masse 

von etlichen Millionen Sonnenmassen. 

Aufgrund von ROSAT Beobachtungen 

kennen wir auch sog. ultraleuchtkräftige 

Röntgenquellen (ULX), 

die eine millionenfach größere Röntgenleuchtkraft 

als die Gesamtleuchtkraft 

der Sonne besitzen. Diese finden 

sich allerdings nicht im dynamischen 

Zentrum von Galaxien, sondern 

überwiegend in Regionen mit 

andauernder Sternentstehung oder 

relativ jungen Sternen. Man glaubt, 

dass es sich im Unterschied zu supermassereichen 

Schwarzen Löchern, 

die ihre enorme Masse durch Akkretion 

angesammelt haben, um 

Schwarze Löcher in einem mittleren 

Massenbereich von bis zu ≈100 Sonnenmassen 

handelt. Bisher sind erst 

wenige Kandidaten bekannt. 





Das Deutsch-Spanisch Astronomische 

Zentrum/Centro Astronómico 

Hispano-Alemán (DSAZ/CAHA) ist 

eine Sternwarte auf dem 2168 m 

hohen Calar Alto in der Sierra de 

los Filabres im südlichen Teil Spaniens. 


2130 

Calar-Alto-Observatorium 

N 

2120 

2100 

to Almeria 

2110 

Service- 

Building 

2100 

Appartments 

2120 

2140 

Hotel 

König Juan Carlos I. von Spanien eröffnete 

1979 im September das Calar-Alto-Observatorium. 

Die Teleskope 

(1,23 m, 2,2 m und 3,5 m) standen 

in den vergangenen 25 Jahren überwiegend 

deutschen und spanischen 

Astronomen zur Verfügung. Seit dem 

1. Januar 2005 wird das Calar-Alto- 

Observatorium gemeinsam von der 

Max-Planck-Gesellschaft und dem spanischen 

Consejo Superior de Investigaciones 

Científicas (CSIC) mit je 50% 

Anteil betrieben. 

Am 3,5 m Teleskop ist PMAS (Potsdam 

MultiAperture Spektrophotometer) 

des Astrophysikalischen Instituts 

Potsdam installiert. 

Institute 

Powerplant 

Dormitories 

2110 

2120 

www.mpia.de/Public/ 

2160 

Spanish 

1.5 m-Telescope 

Schmidt- 

Telescope 

2150 

0 100 200 300 m 

2140 

2150 

2160 

1.23 m- 

Telescope 2.2 m-Telescope 

3.5 m-Telescope 

2140 

2120 

Bild 1: 

Kuppelgebäude des 

3,5 Meter Teleskops. 

Bild 2: 

3,5 Meter Teleskop. 

0 

0 

2100 

13 

2090

Himmelsbeobachtung 

14 

Schon lange richtete sich die Aufmerksamkeit 

der Menschen auf 

den Himmel. Begonnen hat es 

mit visuellen Beobachtungen des 

Nachthimmels und der Beschreibung 

des Laufs der Sonne und 

der Sterne. Systematisch beobachten 

Menschen den Himmel 

seit dem dritten Jahrtausend vor 

Christus. Die Astronomie gilt deshalb 

als die älteste Naturwissenschaft. 

Viele der astronomischen 

Beobachtungen sind aus astrologischen 

Interessen entstanden. In 

fast allen Kulturen wird mit dem 

Himmel und seinen Zeichen etwas 

Höheres oder gar Göttliches verbunden. 

Die Gleichsetzung von 

Astronomie und Astrologie in der 

Berühmte As 

Anaximander (etwa 611-546 v. Chr.) 

entwarf als erster unter allen Menschen 

eine rein physikalische Kosmogonie: 

eine Entstehungsgeschichte, die sich ausschließlich 

auf Beobachtung und rein 

rationales Denken begründet. Er ist auch 

der erste, der unsere Welt als Kosmos, 

als planvoll geordnetes Ganzes, sieht. 

Anaximander entwirft als erster eine Erdkarte. 

Die Konstruktion einer ersten 

Sphäre, eines Himmelsglobus, wird ihm 

zugeschrieben. 

Antike lässt sich aus den Sternbildbezeichnungen 

der nördlichen 

Hemisphäre und aus dem Begriff 

Milchstraße schließen: sie sind 

vielfach aus der griechischen Mythologie 

oder Geschichte abgeleitet. 

Und schon früh waren die 

Sterne wichtige Orientierungspunkte 

für die Seefahrt und die 

Einteilung des Jahres mittels Kalender. 

Wann die Geschichte der 

Astronomie wirklich begonnen 

hat, ist heute nicht mehr eindeutig 

zu bestimmen. Viele der in der 

Antike existierenden Dokumente 

sind durch die mehrmalige Zerstörung 

der Bibliothek von Alexandria 

unwiederbringlich verloren 

gegangen. 


tronomen 

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

zählt zu den ersten Vertretern des heliozentrischen 

Weltbilds. Bei der Untersuchung 

der wechselseitigen Beziehung von 

Sonne und Erde halfen ihm die Vorstellungen 

Epikurs und Demokrits über die 

Unendlichkeit der Welt. Ihm drängte sich 

die Überzeugung auf, die Erde bewege 

sich um die Sonne. Und er brach deshalb 

mit der Ansicht, die Erde befinde sich im 

Mittelpunkt der Welt. Jahrhunderte später 

wurden seine Ideen wieder aufgegriffen. 

Die stetigen Verbesserungen der Beobachtungsgeräte 

ermöglichten den 

Astronomen immer weitreichendere 

Erkenntnisse zu gewinnen. Den Entdeckern 

erschloss sich immer neues 

Wissen in den Forschungsschwerpunkten 

wie Planeten unseres Sonnensystems, 

entfernte Galaxien, andere 

Himmelskörper, die das Universum 

bestimmenden physikalischen 

Gesetze, die Entwicklung einzelner 

Sterne sowie des gesamten Universums. 

Seit etwa 400 Jahren gibt es 

das Fernrohr. Für astronomische Beobachtungen 

wurde es unter anderem 

von Galileo Galilei verwendet. 

Großen Fortschritt für die astronomische 

Forschung brachte das 19. Jahrhundert 

durch die Einbindung von 

Fotografie und Spektroskopie. Ab Mitte 

des 20. Jahrhunderts kommt die 

unbemannte und bemannte Raumfahrt 

als Mittel zur Beobachtung und 

Forschung hinzu. Heute wird mit den 

verschiedensten physikalischen Messtechniken 

jede Form von elektromagnetischer 

und Teilchenstrahlung, die 

aus dem Weltall kommt, beobachtet: 

Die Astrophysik liefert die physikalischen 

Grundlagen für die Erforschung 

von Himmelserscheinungen. 


Ptolemäus, griech. Klaudios Ptolemaios, 

lateinisch Claudius Ptolomaeus (87-150) 

wirkte vermutlich in Alexandria. Er schrieb 

die Mathematike Syntaxis sowie später die 

Megiste Syntaxis, die heute Almagest genannte 

Abhandlung zur Mathematik und 

Astronomie: Im Mittelalter das Standardwerk 

der Astronomie. Es enthielt neben 

einem Sternenkatalog auch das von Hipparchos 

von Nicäa vorgeschlagene geozentrische 

Weltbild, auch als Ptolemäisches 

Weltbild bezeichnet. 

Frühzeitliche 

Beobachtungen 

Schon zur Bronzezeit hat es vorzeitliche 

astronomische Beobachtungen, 

auf jeden Fall einfache Himmelsbeobachtungen 

gegeben. Das kann unter 

anderem durch die Himmelsscheibe 

von Nebra, aber auch durch die 

bronzezeitlichen Megalithbauten wie 

zum Beispiel die mehrere konzentrische 

Steinkreise umfassende Anlage 

von Stonehenge belegt werden. Die 

ältesten Spuren in Stonehenge reichten 

bis 3100 vor Christus zurück. Die 

Steine sind nach den Positionen der 

Sonnenwende und Tagundnachtgleiche 

angeordnet. Aus diesem Grunde 

wird häufig angenommen, dass Stonehenge 

ein vorzeitliches Observatorium 

darstellt. 

Die ältesten astronomischen Beobachtungen 

findet man in Schriften 

und Dokumentationen der Kulturvölker 

des Nahen und des Fernen Ostens. 

Aus dem dritten Jahrtausend 

vor Christus existieren Aufzeichnungen 

aus China über Sonnenfinsternisse. 

Ähnlich weit reichen Berichte 

aus dem indischen und babylonischen 

Kulturkreis. Aus babylonischen 

Abu ‘r-Raihan Muhammad ibn Ahmad 

al-Biruni (973-1048) 

stellte als erster einen Erdglobus her. 

Er arbeitete auch als Übersetzer und 

übersetzte zahlreiche arabische und 

griechische Werke ins Sanskrit, darunter 

die Elemente des Euklid. 1023 ermittelte 

er mit einem von ihm erfundenen 

Messverfahren den Radius der Erdkugel: 

6.339,6 km (Der Äquator-Radius 

beträgt tatsächlich 6378,1 Kilometer). 

Quellen gibt es Berichte über Mondund 

Sonnenfinsternisse. Auch die 

Mayavölker Mittelamerikas scheinen 

schon im vierten Jahrtausend vor 

Christus regelmäßige Himmelsbeobachtungen 

durchgeführt zu haben: 

Die Auslegung einer alten Mayahandschrift 

– der sogenannte Dresdener 

Kodex – weist auf die Beobachtung 

einer totalen Mondfinsternis 

am 15. Februar des Jahres 3379 

vor Christus hin. 

Die regelmäßigen Bewegungen 

der Sterne wurde schon von den 

Ägyptern beobachtet. Die Umwelt – 

der Nil, der Kreislauf von Leben und 

Wiedergeburt, die Luft und das Wasser 

– sowie das Weltbild gingen auf 

den Glauben an die Götter zurück. 

Anhand der aufgezeichneten astronomischen 

und geographischen Naturereignisse 

wie zum Beispiel die 

wiederkehrenden Überschwemmungen 

durch den Nil, wurde bereits früh 

in der ägyptischen Geschichte ein 

Jahreskalender entwickelt. 

Aus verschiedenen Darstellungen 

in ägyptischen Gräbern geht hervor, 

dass die alten Ägypter bereits fünf 

der Planeten unseres Sonnensystems 

kannten. 

15

16 

Berühmte Astronomen 

Mohammed ben Geber ben Senan Abu 

Abdallah al Batani, latinisiert Albategnius 

oder Albatanius (etwa 850-929) 

gilt als einer der größten arabischen Astronomen. 

Seine astronomischen Tafeln 

wurden 1537 unter dem Titel Scientia 

Stallarum in Nürnberg gedruckt. Er berechnete 

die Länge des Sonnenjahrs auf 

365 Tage 5 Stunden 46 Minuten 24 Sekunden 

und unterwarf die Exzentrizität 

der Sonnenbahn. 

Das geozentrische 

Weltbild der Antike 

Die größte Anzahl antiker astronomischer 

Kenntnisse stammen von griechischen 

Gelehrten. Die Pythagoreer 

beschreiben schon im sechsten Jahrhundert 

vor Christus die Kugelgestalt 

der Erde. Neben den großen Philosophen 

wie Sokrates, Aristoteles oder 

Platon interessierten sich auch andere, 

uns weniger bekannte Personen 

wie Aristarch von Samos und Eratosthenes 

für den Verlauf und den Aufbau 

der Gestirne. Aufbauend auf 

Vorarbeiten von Hipparch von Nikaia 

(196-125 v. Chr.) wird das lange gültige 

geozentrische Weltbild dem griechischen 

Mathematiker, Geograf und 

Nikolaus Kopernikus (1473-1543) 

begründete mit seinen Entdeckungen ein 

neues, nachmittelalterliches Weltbild. 

Seine Theorien von der Bewegung der 

Planeten auf Kreisbahnen um die Sonne 

machten ihn zu einem der bedeutendsten 

europäischen Astronomen. Meilenstein 

der Astronomie ist seine 1543 in Nürnberg 

gedruckte De Revolutionibus Orbium 

Coelestium (Von den Umdrehungen der 

Himmelskörper). 

Astronom Klaudios Ptolemaios zugeschrieben. 

Es sieht die Erde als Mittelpunkt 

des Universums an. Sieben Gestirne 

– Merkur, Venus, Mars, Jupiter 

und Saturn sowie Sonne und Mond – 

umkreisen sie. Die Anzahl und Position 

aller anderen Sterne am Himmel 

wurde fest geschrieben, woraus sich 

der Begriff Fixstern herleitet. 

Auf dem Weg zum 

Sonnensystem 

Früh schon griffen Astronomen die 

Hinweise und Ideen zu einem heliozentrischen 

Universum auf. Aber sie 

konnten sich gegen das geozentrische 

Weltbild, das mit der Aristotelischen 

Philosophie im Einklang stand, 

Galileo Galilei (1564-1642) 

1604 beobachtete er eine Nova im Sternbild 

des Schützen. Im Jahre 1609 führte 

Galilei einigen Kirchenvertretern aus 

Venedig einen Nachbau eines ursprünglich 

vom Holländer Lippershey erfundenen 

Fernrohres vor. Wegen seiner Überlegungen 

bezüglich des Verhältnisses zwischen 

den Worten der Bibel und der Lehre 

des Kopernikus wurde Galilei 1616 erstmals 

vor das Heilige Offizium, der obersten 

Inquisitionsbehörde in Rom zitiert. 

über Jahrhunderte hinweg nichtdurchsetzen. 

Vor allem philosophisch-religiöse 

Gründe wie das von Sokrates, 

Platon und Aristoteles gezeichnete 

Bild der Einzigartigkeit der Erde sowie 

der Menschen im Zentrum der Welt 

unterstützten den geozentrischen Aspekt. 

Arabische Gelehrte komplettierten 

vom achten bis zum dreizehnten 

Jahrhundert astronomische Berechnungsformeln. 

Peurbach (1423-1461) 

und sein Schreiber Johannes Müller, 

genannt Regiomontanus, (1436-1476) 

sammelten neue Planetenbeobachtungen 

und verbesserten das System 

des Ptolemäus. Nikolaus Kopernikus 

versuchte wie andere Gelehrte vor 

ihm die Mängel des ptolemäischen 

Weltbilds zu beheben. Er rechnete 

die Erde zu den Planeten und stellte 

die Sonne in die Mitte des Systems. 

Die Planeten bewegen sich dabei auf 

Kreisbahnen um die Sonne. Die Entdeckung 

eines „neuen“, stark leuchtenden 

Gestirns (Supernova) im Sternbild 

Cassiopeia erschütterte 1572 die 

Welt: Die These von den unveränderlichen 

Fixsternen im geozentrischen 

Weltbild wurde erstmals widerlegt. 

Der dänische Astronom Tycho Brahe 


Johannes Kepler (1571-1630) 

gilt als wissenschaftliches Multitalent. 

Er wirkte als Naturphilosoph, Mathematiker, 

Astronom, Astrologe und Optiker. 

Er entdeckte die Gesetze der Planetenbewegung, 

die Keplersche Gesetze genannt 

werden. In der Mathematik wurde die approximative 

Berechnung von numerischen 

Integralen nach ihm Keplersche Fassregel 

benannt. Mit dem 1611 erschienenen Werk 

Dioptrice legte Kepler die Grundlagen für 

die gesamte Optik als Wissenschaft. 

(1546-1601) versuchte aufgrund seiner 

Beobachtung einen Kompromiss 

zwischen geo- und heliozentrischem 

Weltbild herzustellen. Brahes Schüler 

und Assistent Johannes Kepler vollendete 

nach dessen Tod das Werk. 

Noch heute gilt die Keplersche Bahnmechanik 

bei der die Planeten auf elliptischen 

Bahnen um die Sonne kreisen. 

Der Dominikanermönch Giordano 

Bruno (1548-1600) erklärte das Weltall 

für unendlich und die Sonne sei 

der Mittelpunkt unserer Welt: Er behauptete 

sogar, es gäbe unendlich 

viele Welten, die jede ihre eigene Sonne 

hätten. Galileo Galilei baute das 

Fernrohr von Lippershey nach und 

nutzte dieses wahrscheinlich als erster 

für Himmelsbeobachtungen. Er entdeckte 

die Mondgebirge, die vier Jupitermonde, 

gleichzeitig mit anderen 

Forschern die Sonnenflecken, den Ring 

des Saturns sowie den Phasenwechsel 

der Venus. Galilei setzte sich leidenschaftlich 

für die kopernikanische 

Lehre ein. 1616 wurde er deshalb vor 

die Inquisition geladen und ermahnt, 

die „falsche“ Lehre des Kopernikus 

nicht weiter zu verbreiten. 1633 muss 

er endgültig der kopernikanischen 

Lehre abschwören. 



Ägyptischer Kalender 

Wahrscheinlich im 29. Jahrhundert v. Chr. wurde der 

ägyptische Kalender erfunden: Er besteht aus drei 

Jahreszeiten, die jeweils vier Monate zu je 30 Tagen 

aufweisen. Hinzu kommen noch 5 zusätzliche Tage, 

die Epagomenen, die für die Geburtstage der Götter 

Osiris, Horus, Seth, Isis und Nephthys stehen. 

Insgesamt hat der Kalender damit 365 Tage. 

Früheste astronomische Darstellung: nördlicher und 

südlicher Sternenhimmel im Grab des Senen-mut. 

Die südliche – obere – Hälfte zeigt eine Liste der 

Dekangestirne sowie dazu gehörende Sternbilder 

des Südhimmels, des Orion und der Sothis (Sopdet). 

Ferner finden sich die Planeten Jupiter, Saturn, 

Merkur und Venus, zum Teil als Götter, die in Barken 

über den Himmel fahren. 

Die nördliche – untere – Hälfte zeigt Sternbilder des 

Nordhimmels mit dem Großen Bären in der Mitte. 

Die übrigen Sternbilder ließen sich nicht identifizieren. 

Rechts und links davon stehen 8 bzw. 4 Kreise, unter 

denen jeweils eine Reihe von Göttern, die Sonnenscheiben 

tragen, zur Bildmitte hin schreiten. 

Die Inschriften der Kreise bezeichnen die ursprünglichen 

Monatsfeste im Mondkalender, die der Götter 

die ursprünglichen Tage des Mondmonats. 

17

18 

Jüngere Geschichte 

der Astronomie 

Der schottische Mathematiker James 

Gregory (1638-1675) entwickelte 1661 

das nach ihm benannte Spiegelteleskop. 

1671 bestimmt Giovanni Domenico 

Cassini (1625-1712) aus Pendelmessungen 

die Abplattung der Erde. 

Mit einem 11-14 Meter langen Luftfernrohr 

entdeckt er vier Saturnmonde 

und die nach ihm benannte Teilung 

des Saturnrings. 1675 wird das 

berühmte Observatorium zu Greenwich 

gegründet. Christiaan Huygens 

(1629-1695) baut ein Luftfernrohr mit 

einer Brennweite von 3,3 Metern und 

erkennt 1684 damit die wahre Gestalt 

von Saturn und seinem Ring. 

Und er entdeckt damit den Saturnmond 

Titan. 1687 erscheint Sir Isaac 

Newtons (1643 bis 1727) Hauptwerk 

„Philosophiae naturalis principia mathematica“, 

das unter anderem das 

Gravitationsgesetz enthält. Gottfried 

Wilhelm Leibniz (1646-1716) erreichte 

mit Hilfe der Kurfürstin Sophie 

Charlotte im Jahre 1700 die Gründung 

der Berliner Sternwarte. Gut 

ein halbes Jahrhundert später baute 

William Herschel (1738-1822) die größten 

Teleskope seiner Zeit und wurde 

vor allem durch die Entdeckung des 

Uranus, 1781, bekannt. Als einer der 

ersten Astronomen versuchte er, die 

Struktur der Milchstraße zu ergründen. 

Karl Friedrich Gauß (1777-1855) 

veröffentlicht 1809 in seinem Werk 

„Theoria motus corporum coelestium“ 

seine klassische Methode zur Berechnung 

von Planetenbahnen. 1857 gelingen 

die ersten fotografischen Aufnahmen 

von Sternen. Der Heidelberger 

Astronom Maximilian Franz 

Joseph Cornelius Wolf (1863-1932) 

erzielte die ersten fotografischen 

Himmelsaufnahmen für Sternkarten. 

Mit einem Interferometer misst 1890 

der amerikanische Physiker Albert 

Abraham Michelson (1852-1931) auf 

dem Mount Wilson den Abstand sehr 

enger Doppelsterne und die Durchmesser 

heller Sterne. 1903 erfindet 

Carl Pulfrich (1858-1927) bei Carl 

Zeiss in Jena den auf der Stereoskopie 

beruhenden Stereokomparator 

oder Blinkkomparator, um auf fotografischen 

Himmelsaufnahmen die 

sich bewegenden Sterne erkennen zu 

können. Der amerikanische Astronom 

Edwin Hubble (1889-1953) bestimmte 

1923 die Entfernung zweier 

naher Spiralnebel. Die Erkenntnisse 

trugen zur Entscheidung bei, dass 

Spiralnebel selbstständige Sternsysteme 

sind. Aufgrund der räumlichen 

Verteilung anderer Galaxien, sowie 

ihrer im Spektrum nachweisbaren 

Rotverschiebung, ergab sich Hubbles 

bekanntester Beitrag zur Astronomie: 

die Entdeckung der Expansion des 

Weltalls. Nach ihm wurde das Hubble-Weltraumteleskop 

benannt. 

Durch von der Erdatmosphäre ungestörte 

Beobachtungsmöglichkeiten 

können seit 1990 feinste Details der 

Planeten und Sternsysteme aufgenommen 

werden. 


Der Einstieg in die 

Astronomie 

Ferngläser wie das Victory 32 T* FL 

und das Victory 42 T* FL, aber auch 

Spektivsysteme wie das Diascope 65 

T* FL und das Diascope 85 T* FL, eignen 

sich für die unkomplizierte Himmelsbeobachtung 

und bringen dem 

Betrachter den Himmel ein gutes 

Stück näher. Ferngläser und Spektive 

haben gegenüber einem astronomischen 

Teleskop den Vorteil der Vielseitigkeit: 

Beobachtungen im Gelände 

und im Urlaub sowie des Himmels 

lassen sich problemlos kombinieren. 

Für eine ruhige, erschütterungsfreie 

Himmelsbeobachtung bei hohen Vergrößerungen 

wird ein geeignetes Stativ 

empfohlen. 

Um Himmelsobjekte zu sehen, 

benötigt man neben der Optik auch 

eine gute Sternkarte, denn man muss 

sehr genau wissen, wo man am Himmel 

zu suchen hat. 


Sonne, Mond und 

Sterne 

Größere Sonnenflecken und auch 

Gruppen von Sonnenflecken lassen 

sich mit entsprechenden Vorsichtsmaßnahmen 

beobachten. Die Sonne 

darf niemals direkt mit einem Fernglas 

oder Spektiv beobachtet werden. 

Schwere, bleibende Augenschäden 

bis hin zur Erblindung können 

die Folge sein! Für eine direkte Sonnenbeobachtung 

müssen unbedingt 

Schutzeinrichtungen wie Objektiv-Sonnenfilter 

oder Sonnenfolie vor dem 

Objektiv angebracht sein. Statt der direkten 

Beobachtung ist immer die 

Sonnenprojektion vorzuziehen. 

Beim Mond kann man die größten 

Krater betrachten. In den Tagen kurz 

vor oder nach Neumond, wenn der 

Mond nur als schmale Sichel am Himmel 

steht, sieht man besonders schön 

das sekundäre Mondlicht: von der Erde 

reflektiertes Sonnenlicht, das die 

Nachtseite des Mondes aufhellt. 

Für die Venusbeobachtung genügt 

schon ein stärker vergrößerndes Fernglas, 

um die Phasen sehen zu können. 

Und beim Jupiter erkennt man 

die vier größten Jupitermonde. 

www.zeiss.de 


Die Astrologie 

(griechisch – die Sternenkunde) ist nicht 

zu verwechseln mit der Astronomie. In der geozentrischen 

Betrachtungsweise der Astrologie wird eine 

systematische anthropologisch-mythologische Deutung 

der Stellung bestimmter Himmelskörper vorgenommen: 

Die Elemente des Horoskops beispielsweise 

beziehen sich auf den irdischen Ort und Zeitpunkt. 

Astronomie 

Die Astronomie (griechisch – die Gesetzmäßigkeit 

der Sterne, aus , ástro – der Stern 

und , nómos – das Gesetz) ist die Wissenschaft 

von der Gesetzmäßigkeit der Bewegung der Gestirne. 

Dazu zählen neben den Planeten und Fixsternen auch 

die Sonne, Sternhaufen, Galaxien, Galaxienhaufen, 

die interstellare Materie und die im Weltall auftretende 

Strahlung. 

Geozentrisches (Ptolemäisches) 

Weltbild 

Aufbauend auf Vorarbeiten von Hipparch (196-125 

v. Chr.) wird das lange gültige geozentrische Weltbild 

dem griechischen Mathematiker, Geograf und Astronom 

Klaudios Ptolemaios (87-150 n. Chr.) zugeschrieben. 

Es sieht die Erde als Mittelpunkt des Universums 

an. Sieben Gestirne – Merkur, Venus, Mars, Jupiter und 

Saturn sowie Sonne und Mond – umkreisen sie. Die 

Position aller anderen Sterne am Himmel wurde festgeschrieben, 

woraus sich der Begriff Fixstern herleitet. 

Heliozentrisches Weltbild 

Das heliozentrische Weltbild (griechisch helios: 

die Sonne, kentron: Mittelpunkt) bezeichnet die Auffassung, 

nach der sich die Erde wie andere Planeten 

um die Sonne bewegt. Heliozentrische Weltbilder gab 

es mindestens schon im 4. Jahrhundert vor Christus: 

Aristoteles schreibt in De Caelo (2. Buch, Kapitel 13): 

„Im Zentrum, sagen sie – die Pythagoräer – , ist Feuer, 

und die Erde ist einer der Sterne, Nacht und Tag durch 

kreisförmige Bewegung um das Zentrum erzeugend.“ 

Dem amerikanischen Pionier der Astrophotographie 

John William Draper (1811-1882) gelang 1842 die 

erste photographische Aufnahme (Daguerreotypie) 

des Sonnenspektrums. 

19

Bild 1: 

Kuppel des Großen 

Refraktors. 

Bild 2: 

Großer Refraktor. 

Bild 3: 

Ehemaliges Hauptgebäude 

des Astrophysikalischen 

Observatoriums Potsdam 

auf dem Telegrafenberg. 

Bild 4: 

Einsteinturm. 

20 

Geschichtliche Eckpunkte der 

Mit der Einführung des sogenannten 

„Verbesserten Kalenders“ in den protestantischen 

Staaten Deutschlands 

um 1700 beginnt die Geschichte 

der Astrophysik in Potsdam. Der Erlass 

des Kalenderpatents für die zu gründende 

Berliner Sternwarte erfolgt im 

Mai 1700. Im gleichen Monat wird 

Gottfried Kirch zum Direktor der 

Sternwarte berufen. Zwei Monate später 

wird auf Anregung von Gottfried 

Wilhelm Leibniz die Brandenburgische 

Societät durch Kurfürst Friedrich 

III. gegründet, aus der später die 

Preußische Akademie der Wissenschaften 

hervorging. Das erste Sternwartengebäude 

wird 1711 errichtet. 

In den Jahren 1832 bis 1835 wird 

die neue Berliner Sternwarte durch 

Karl Friedrich Schinkel gebaut. 1874 

entsteht das Astronomische Recheninstitut 

und das Astrophysikalische 

Observatorium Potsdam. 

Von 1876 bis 1879 wird das Hauptgebäude 

des Astrophysikalischen Observatoriums 

auf dem Potsdamer Telegrafenberg 

gebaut. Der Potsdamer 

Große Refraktor wird 1899 fertigge- 

stellt. Von 1911-1913 wird die Sternwarte 

in Babelsberg gebaut, in das 

dann die Berliner Sternwarte umzieht. 

1915 wird der Babelsberger Große 

Refraktor fertiggestellt. Der Bau des 

Einstein-Turmes auf dem Telegrafenberg 

wird 1921 bis 1924 getätigt. 

1947 wird das Astrophysikalische Observatorium 

Potsdam und die Sternwarte 

Babelsberg durch die Deutsche 

Akademie der Wissenschaften übernommen. 

1969 erfolgt die Gründung des 

Zentralinstituts für Astrophysik. 1992 

erfolgt die Neugründung des Astrophysikalischen 

Instituts Potsdam (AIP) 

als Stiftung privaten Rechts und Mitglied 

der Leibniz Gemeinschaft. 

1881 startet der erste Michelson- 

Versuch in Potsdam. Eugen Goldstein 

entdeckt 1886 die Kanalstrahlen. Karl 

Friedrich Küstner weist 1888 die Polhöhenschwankung 

nach. Im gleichen 

Jahr macht Hermann Carl Vogel die 

erste fotografische Radialgeschwindigkeitsmessung. 

Johannes Wilsing und 

Julius Scheiner beginnen 1896 mit den 

Versuchen zum Nachweis der Radio- 


Potsdamer Astrophysik 

strahlung der Sonne. 1913 führt Paul 

Guthnick die lichtelektrische Fotometrie 

in Babelsberg ein. 

Das Turmteleskop der 

Einstein-Stiftung 

Der Einsteinturm auf dem Telegrafenberg 

ist im Park Sanssouci einer der 

stärksten Magnete für den Potsdam- 

Besucher. Das berühmte Bauwerk 

Erich Mendelsohns gilt als bedeutendste 

architektonische Leistung des 

deutschen Expressionismus. Der Einsteinturm 

beherbergt eine damals 

einzigartige Forschungsanlage für die 

Sonnenphysik: Einsteins Mitarbeiter 

Erwin Finlay-Freundlich hatte das Instrumentarium 

konzipiert und damit 

das erste Turmteleskop Europas mit 

einem der größten Spektrographen 

seiner Zeit geschaffen. In den 20er 

Jahren des letzten Jahrhunderts war 

der Einsteinturm das erste europäische 

Turmteleskop. Teleskop und Spektrograph 

gehörten lange zu den größten 

derartigen Instrumenten auf der 

Welt. Das Turmteleskop besteht aus 


einer Kuppel von 4,2 Metern Innendurchmesser 

in einer Holzkonstruktion 

auf dem Turm und dient dem Schutz 

des 850 mm Coelostaten mit Hilfsspiegel. 

Der Coelostat besteht aus 

zwei Planspiegeln von 850 Millimetern 

Durchmessern, einem Stundenantrieb 

mit Elektromotor und ein 

elektrischer Regulator. 

Der Große Refraktor 

von Babelsberg 

Der 1899 eingeweihte Potsdamer Große 

Refraktor ist das viertgrößte Linsenteleskop 

der Welt und ein bedeutender 

Zeuge der feinmechanisch-optischen 

Fertigung und der frühen astrophysikalischen 

Forschung an der 

Wende vom 19. zum 20. Jahrhundert. 

1953 hat Carl Zeiss Jena das Instrument 

wiederhergestellt und dabei modernisiert. 

Der 1997 gegründete Förderverein 

verfolgt das Ziel, das unter 

Denkmalschutz stehende, seit über 

drei Jahrzehnten stillgelegte Teleskop 

wiederzubeleben und einer breiten 

Öffentlichkeit zugänglich zu machen. 

Karl Friedrich Schinkel war ein 

preußischer Architekt und 

Maler, der den Klassizismus in 

Preußen entscheidend prägte. 

Seine berühmtesten Gebäude 

findet man in und um Berlin: 

das Schauspielhaus auf dem 

Gendarmenmarkt und das Alte 

Museum auf der Museumsinsel. 

Karl Friedrich Schinkel, 1781-1841 

Erich Mendelsohn war einer 

der bedeutendsten Architekten 

des 20. Jahrhunderts. 

Am bekanntesten sind seine 

expressionistischen Werke 

aus den 1920er Jahren. 

Erich Mendelsohn, 1887-1953 

21

SIR sucht nach Eis und Mineralien auf dem 

Bild 1: 

Die Sonde SMART-1 

(Small Missions for 

Advanced Research in 

Technology) umkreist 

den Mond. Das solarelektrische 

Triebwerk kommt 

ohne Wasserstoff aus. 

Bild 2: 

An Bord von SMART-1 

arbeiten zwei Spektrometer: 

das Röntgenspektrometer 

CIXS und das Infrarot- 

Spektrometer SIR. 

Bild 3: 

Das Spektrometer SIR an 

Bord der Raumsonde 

SMART-1 wird die Mondoberfläche 

im infraroten 

Spektralbereich kartieren. 

22 

Im September 2003 startete die 

Sonde SMART-1 der Europäischen 

Raumfahrtagentur ESA in Richtung 

Mond. Die Raumsonde hat 

inzwischen mit Hilfe eines neuartigen, 

aus Sonnenenergie gespeisten 

Ionenantriebs ihr Ziel erreicht 

und umrundet seit einigen Monaten 

den Erdtrabanten. An Bord 

befindet sich das Spektrometer SIR 

des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung 

in Katlenburg-Lindau. 

SIR beruht auf einem 

MMS NIR Spektrometer von Carl 

Zeiss, welches modifiziert wurde, 

um es für seinen Einsatz am Mond 

weltraumtauglich zu machen. SIR 

soll zwei Hauptaufgaben erfüllen. 

Kartierung im Nahen 

Infraroten Licht 

Die Bestimmung der chemischen Zusammensetzung 

der Mondoberfläche 

zählt immer noch zu den wichtigsten 

Aufgaben in der Mondforschung. 

Wie bei der Erde ist es auch beim 

Mond möglich, mit Hilfe von Spektrometern 

den Silikatanteil an der 

Mondoberfläche abzuschätzen und 

daraus auf die innere Zusammensetzung 

des Himmelskörpers zu schließen. 

Die Infrarot-Beobachtungen des 

Mondes von der Erde aus sind zwar 

nicht neu, haben aber zwei Nachteile. 

Erstens beschränken sich diese 

Messungen auf die der Erde zuge- 

wandten Mondseite und zweitens 

werden diese Messungen durch die 

Atmosphäre der Erde gestört. 

Das 2,1 kg leichte Spektrometer 

SIR misst somit als erstes NIR Spektrometer 

das von der Sonne an einzelnen 

Mineralien der Mondoberfläche 

reflektierte Licht. Dies erfolgt durchgängig 

in einem Wellenlängenbereich 

von 0,9 bis 2,4 µm auch auf der 

erdabgewandten Seite des Mondes 

frei von allen Störungen. Aus diesem 

Grund, und wegen seiner guten spektralen 

Auflösung von 18 nm, hat SIR 

grundsätzlich auch die Möglichkeit 

nachzuweisen, ob das viel diskutierte 

Eis auf dem Mond wirklich vorhanden 

ist. 


Spannende Suche 

nach Wasser-Eis 

Dass Wasser für die Entstehung von 

Leben, wie wir es kennen, eine unabdingbare 

Voraussetzung ist, bedarf 

keiner besonderen Erläuterung. Sollte 

es auf dem Mond tatsächlich Wasser 

gegeben haben, müsste es wegen 

der extrem niedrigen Temperaturen 

als Eis vorliegen. Die Wissenschaftler 

vermuten es in den polaren und solchen 

Regionen des Mondes, in die 

nie direktes Sonnenlicht gelangt. 

Dort herrschen Temperaturen von 

rund -200 Grad Celsius. Das Wasser 

würde allerdings nicht vom Mond 

selbst stammen, sondern von Kometen, 

die vor langer Zeit auf dem 

Mond eingeschlagen sind. Eis lässt 

sich aufgrund seiner stark ausgeprägten 

Absorptionsspektren im Infraroten 

besonders leicht identifizieren. 

Deshalb würden erfolgreiche SMART- 

1-Beobachtungen sehr direkt und 

Mond 


ohne weitere Annahmen beweisen, 

dass die von der Sonde überflogenen 

Gebiete wirklich mit Eis überzogen 

sind. Aber bis zu einer sicheren Aussage 

darüber muss eine Fülle von Daten 

ausgewertet werden, die SIR momentan 

aufnimmt und zur Erde sendet. 

Die ursprünglich vorgesehene 

Messzeit von täglich zehn Minuten 

konnte auf 7 bis 8 Stunden erweitert 

werden. Planmäßig soll die Sonde bis 

August 2006 im Einsatz sein. 

Mit der von der NASA beschlossenen 

Initiative, eine permanente bemannte 

Mondbasis zu errichten, 

erhält die Suche nach Wasser eine 

ganz neue Dimension. 

Urs Mall, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, 

Katlenburg-Lindau, 

mall@mps.mpg.de, http://sci.esa.int/smart-1 

Chris Weikert, Carl Zeiss, Spektralsensorik, 

weikert@zeiss.de, http://zeiss.de/spektral 


Bildquellenhinweis. 

One voter impeaches 

eight audits. 

Margaret Thatcher 

contradicts one very ivyleague 

audit, so overtly 

slippery ayatollahs partly 

uncoery ivy-league audit, 

so 

overtly slippery ® ayato 

llahs partly uncomfortably 

restructures three kin. 

Gemeinsam mit dem Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 

in Katlenburg-Lindau wurde ein NIR- 

Spektrometermodul aus der Carl Zeiss Spektrometerfamilie 

modifiziert. Dieses Serien MMS NIR wird u.a. 

in der Lebensmittel- und Pharmaindustrie zur Qualitätskontrolle 

genutzt. Viele Materialien mussten gegen 

weltraumtaugliche ausgetauscht werden. Das betraf 

z.B. den Spektrometerkörper selbst, für den ein spezielles, 

gegen die Weltraumstrahlung unempfindliches 

Quarzglas eingesetzt wurde. Außerdem galt es, weltraumtaugliche 

Kleber zu finden und alle Möglichkeiten 

zur Gewichtseinsparung zu nutzen. SIR arbeitet auf 

256 verschiedenen Infrarot-Wellenlängen. Seine Leistungsfähigkeit 

ist so hoch, dass auch wesentlich kleinere 

Objekte an der Mondoberfläche als bisher untersucht 

werden können. Der Baustein SIR – Smart-1 Near Infrared 

Spectrometer – ist der einzige deutsche Beitrag 

der ersten Mondmission der Europäischen Raumfahrtagentur 

ESA. 

1 2 3 

23

24 

Die Sonne 

Von der Sonne als dem zentralen 

Gestirn an unserem Himmel hängt 

alles Leben auf der Erde ab. Diese 

Bedeutung war den Menschen seit 

Alters her bewusst und viele Kulturen 

verehrten sie als Gottheit. 

Das regelmäßige Wiederkehren 

der Sonne wurde oft mit Angst 

erwartet und sogar mittels kultischer 

oder magischer Rituale beschworen. 

Sonnenfinsternisse lösten 

große Furcht aus. Aus der Antike 

übernommen, ist die Sonne 

das Symbol der Vitalität in der Astrologie. 

Die Sonne ist die natürliche Uhr der 

Menschen und die Abfolge der Jahreszeiten 

führte durch Himmelsbeobachtungen 

und Bestimmung von Bahnpunkten 

der Gestirne (Tag- und Nachtgleiche, 

Sommer- und Wintersonnenwende) 

unabhängig voneinander in 

verschiedenen Kulturen zur Entwicklung 

von Kalendern. Wichtige jahreszeitliche 

Ereignisse konnten so vorherbestimmt 

werden, wie beispielsweise 

das Nilhochwasser und damit der günstigste 

Zeitpunkt der Saat. Vorchristliche 

Kultstätten, wie Stonehenge, waren 

offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken 

errichtet worden. 

Einfache, gefahrlose 

Sonnenbeobachtung 

Die Okularprojektion ist ein Verfahren 

zur gefahrlosen Sonnenbeobachtung 

mit dem Fernrohr oder Fernglas, bei 

dem das Sonnenbild auf einen hinter 

dem Fernrohr angebrachten Schirm 

projiziert wird. Dieses Verfahren, das 

schon Galileo bekannt war, ist nicht 

nur absolut gefahrlos, sondern ermöglicht 

auch ein einfaches Abzeichnen 

des Sonnenbildes und die gleichzeitige 

Beobachtung durch mehrere 

Personen. Dabei ist unbedingt zu beachten, 

dass keine verkitteten Okulare 

eingesetzt werden. Spiegelteleskope 

sind für die Okularprojektion ungeeignet. 


Daten zur Sonne 

Zeit bis zum Ende des Wasserstoffbrennens 

im Zentrum 

etwa 4,5-5 Milliarden Jahre. 

mittlerer Durchmesser: 

1.392.500 km 

Masse: 

1,9884·10 30 kg 

Temperatur (Zentrum): 

14,8·10 6 °C 

Temperatur (Photosphäre): 

ca. 6.100°C 

Temperatur (Korona): 

ca. 1-2 Millionen K 

Rotationsdauer am Äquator: 

25 Tage, 9 Stunden, 7 Minuten 

Entfernung zum 

Zentrum der Galaxis: 

ca. 210.000.000 Jahre 


Extrasolarer Planet 

definition 

Exoplanet/ 

Extrasolarer Planet 

Planet außerhalb unseres 

Sonnensystems. 

Planet 

Ein Planet (griechisch plánetes – 

Umherschweifender, Wanderer) 

ist ein nicht selbst leuchtender 

Himmelskörper. Er bewegt sich 

in einer keplerschen Umlaufbahn 

um einen Stern. Früher wurden 

Planeten auch als Wandelsterne 

bezeichnet. Die meisten Planeten 

des Sonnensystems werden von 

Monden umkreist. 

Stern 

Ein Stern ist ein selbstleuchtender, 

aus Plasma bestehender 

Himmelskörper, dessen Strahlungsenergie 

durch Kernfusion 

im Sterninneren entsteht. Der uns 

nächstgelegene Stern ist die 

Sonne, das Zentrum unseres Sonnensystems. 

Leben auf der Erde 

ist ohne die Wärmestrahlung der 

Sonne nicht möglich. Für die 

Astronomen des Mittelalters war 

nicht bekannt, dass die Sonne 

ein Stern ist. 


Der Stern „HD 13189“ ist der erste 

extrasolare Planet, der mit einem Teleskop 

in Deutschland nachgewiesen 

wurde. Mit dem 2-Meter-Teleskop der 

Thüringer Landessternwarte Tautenburg 

hat einer der Pioniere der Planetensuche, 

Artie Hatzes, zeigen können, 

dass der Stern „HD 13189“ einen 

planetaren Begleiter besitzt. Seine 

Masse ist etwa 2- bis 7-mal größer 

als die unserer Sonne. „HD 13189“ ist 

etwa 6.000 Lichtjahre von der Erde 

entfernt. Er könnte der größte Stern 

sein, von dem bisher bekannt ist, 

dass er einen Planeten hat. Sein planetarer 

Begleiter benötigt für die Umrundung 

des Sterns 472 Tage. Wie die 

meisten bisher entdeckten Begleiter 

Im letzten Jahrzehnt wurden weltweit 

rund 150 Planeten um andere 

Sterne entdeckt. Die meisten 

Sternwarten konzentrieren sich 

bei der Suche nach extrasolaren 

Planeten auf Sterne, die unserer 

Sonne ähnlich sind und außerhalb 

unseres Sonnensystems liegen. 

Die Sternwarte Tautenburg sucht 

bewusst bei den Klassen von Sternen 

nach Begleitern, die von anderen 

Such- und Beobachtungsprogrammen 

nicht abgedeckt werden. 

Das sind beispielsweise sehr 

junge aktive Sterne, Braune Zwerge 

und Riesensterne, deren Masse 

größer als die Sonne ist. 

ist er ein riesiger Gasplanet – nicht 

vergleichbar mit der Erde. Bestätigt 

wurde die Entdeckung durch Beobachtungen 

am texanischen McDonald 

Observatory. 

Die Sternwarte Tautenburg betreibt 

ein ZEISS 2-Meter-Teleskop, das 

sogenannte Alfred-Jensch-Teleskop, 

das in den drei optischen Konfigurationen 

Schmidt-Teleskop, Quasi-Cassegrain-Teleskop, 

Coudé-Teleskop benutzt 

werden kann. Der Hauptspiegel 

des Fernrohrs hat eine Brennweite 

von 4 Metern. Gefertigt wurden alle 

Spiegel aus dem glaskeramischen Material 

SITALL, das praktisch keine Verformung 

bei Temperaturänderungen 

aufweist. 

Alfred Jensch, langjähriger 

Chefkonstrukteur der Astroabteilung 

von Carl Zeiss in 

Jena: Schöpfer des 2-Meter- 

Universalteleskops. 

Alfred Jensch, 1912-2001 

Bild: 

Thüringer Landessternwarte 

Tautenburg: 

2-Meter-Teleskop bei 

Nacht. 

25

Sonnenspäher, Wetterfrosch, Kometenjäger 

Bild 1: 

LASCO 2 Coronograph- 

Aufnahme einer Sonneneruption 

1998 (Detail). 

Bild 2: 

Komet Kudo-Fujikawa (Pfeil). 

Bild 3: 

ESA Ingenieure beim 

Zusammenbau in den 

Matra Marconi Werken 

vor dem Start auf dem 

Kennedy Space Center 

mit einer Atlas-Centaur 

AC-121. 

definition 

26 

LASCO 

Large Angle Spectrometric Coronograph: 

LASCO beobachtet – ähnlich wie bei einer Sonnenfinsternis 

– die Korona der Sonne über dem Sonnenrand, 

rund 21 Millionen Kilometer. In der Sonnenkorona 

befindliche Dinge können so sichtbar gemacht werden. 

CDS 

Coronal Diagnostic Spectrometer CDS nimmt die 

Emissionslinien von Ionen und Atomen der Sonnenkorona 

auf. Die Ergebnisse geben Auskunft über 

das Sonnenplasma im Temperaturbereich von 10.000 

bis über 1.000.000°C. 

Lagrange-Punkt L1 

Punkt an dem sich die Anziehungskräfte von Erde, 

Sonne und Mond gegenseitig aufheben. 

Das europäisch-amerikanische Sonnenobservatorium 

SOHO (Solar and 

Heliospheric Observatory) startete im 

Dezember 1995. Es ist 1,5 Millionen 

Kilometer von der Erde entfernt an 

dem so genannten Lagrange-Punkt 

L1 positioniert. Von dort beobachtet 

SOHO mit zwölf Spezialinstrumenten 

die Sonne in verschiedenen Spektralbereichen. 

Die Beobachtungen tragen 

zum Verständnis über den Aufbau 

des Sonneninneren, die Mechanismen 

der Koronabildung und die 

Entstehung und Beschleunigung des 

Sonnenwindes bei. „An Bord“ sind 

unter anderem Untersuchungsinstrumente 

LASCO und CDS. Daten über 

die Intensität des Sonnenwindes werden 

auch genutzt, um das Weltraumwetter 

– beispielsweise Sonnenstürme 

– vorherzusagen. Hinzu kommt die 

Entdeckung – quasi nebenbei – von 

bisher annähernd 500 unbekannte 

Kometen. 

Der im Dezember 2002 entdeckte 

Komet Kudo-Fujikawa fliegt um die 

Sonne. SOHO verfolgt den Kometen 

mit den Kameras seines Weitwinkel- 

Koronographen LASCO. Mit einer 

kleinen Abdeckscheibe wird in den 

Kameras eine Art künstliche Sonnenfinsternis 

erzeugt. So kann man die 

Sonnenkorona beobachten, die sonst 

von der Sonne selbst überstrahlt 

wird. Und nur durch diese künstliche 

Sonnenfinsternis ist auch der Schweif 

von Kudo-Fujikawa zu erkennen, der 

sich als weißer Punkt um unser Zentralgestirn 

bewegt. 


Kleine Geschichte des Spiegelteleskops 

Newton-Teleskop 

Cassegrain-Teleskop 

Gregory-Teleskop 

Schmidt-Cassegrain-Teleskop 

Maksutov-Teleskop 

Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop 

Schwarzschild-Teleskop 


Bereits 1616 stellte der Jesuitenpater 

Nicolaus Zucchius das erste 

Spiegelteleskop vor. Dieses bestand 

aus einem Hohlspiegel und 

einer Zerstreuungslinse. In den folgenden 

Jahren beschäftigten sich 

unter anderem Cesare Caravaggi, 

der Mathematiker Bonaventura 

Cavalieri, Marin Mersenne und 

James Gregory mit der Konstruktion 

verschiedener Bauformen des 

Spiegelteleskops, von denen allerdings 

nur das Gregory-Teleskop 

eine gewisse Bedeutung erlangte. 

Gregory stellte sein Teleskop 1663 

fertig. Wenig später im Jahr 1668 

führten Isaac Newton und der Franzose 

Cassegrain ihre Teleskope der 

Öffentlichkeit vor. Unter den Gelehrten 

fand nun eine europaweite Diskussion 

über die Vor- und Nachteile 

dieser Systeme statt. 

Das Gregory-Teleskop wurde noch 

bis in die erste Hälfte des 19. Jahrhunderts 

gebaut. Das Newton-System 

wird wegen seines einfachen Aufbaus 

bis heute von Amateur-Astronomen 

beim Selbstbau ihrer Instrumente 

bevorzugt. Für große Teleskope 

haben sich Varianten und Weiterentwicklungen 

des Cassegrain-Teleskops 

durchgesetzt. 

27

Der Weg zu den Sternen 

Bild 1: 

In den frühen 30iger 

Jahren transportierte 

Dr. Robert H. Goddard 

seine Rakete mit einem 

Anhänger an seinem Ford 

Model A zur 15 Meilen 

nordwestlich von Roswell, 

New Mexico, gelegenen 

Startrampe. 

Bild 2: 

Ariane 5 

Bild 3: 

Konstantin Eduardowitsch 

Ziolkowski 

Bild 4: 

Robert Hutchings 

Goddard 

28 

Eigentlich ist die Raumfahrt eine 

Entwicklung der Neuzeit. Aber es 

gab schon um 7 nach Christus Berichte 

über erste Raketen aus 

Byzanz. Und um 1200 wurden Raketen 

bereits im Militär eingesetzt. 

Erste verlässliche Berichte 

stammen aus dem Jahr 1232 und 

kommen aus China. Nachweislich 

wurden in Europa 1241 bei der 

Schlacht bei Lieglitz erstmals Raketen 

eingesetzt. Und das Multitalent 

Leonardo da Vinci zeichnete 

eine Rakete. Um 1819 wurde die 

Signalrakete erfunden. Der richtige 

Aufbruch in den Weltraum er- 

folgte dann zu Beginn des 20. Jahrhunderts. 

Eine Handvoll Männer 

gelten heute als die Pioniere der 

Raumfahrt. Sie sind sowohl Entdecker 

und Enthusiasten als auch 

Erfinder. Und sie arbeiten ein 

Leben lang für ihre Idee. Der Russe 

Konstantin E. Ziolkowski, der 

Amerikaner Robert H. Goddard 

und der Siebenbürgendeutsche 

Hermann Oberth machten die ersten 

Schritte auf dem langen Weg 

ins Universum. Eugen Sänger und 

Wernher von Braun haben viele 

der postulierten Ideen verwirklicht. 

1 


Konstantin Eduardowitsch 

Ziolkowski 

(1857-1935), durch eine Erkrankung 

nahezu taub, musste im Alter von 

zehn Jahren die Schule verlassen. Er 

bildete sich aber autodidaktisch weiter 

und studierte später in Moskau 

drei Jahre Physik, Astronomie, Mechanik 

und Geometrie. Anfangs unterrichtete 

er in seinem Heimatort Mathematik 

und Physik. 

Erzählungen von Jules Verne regten 

Ziolkowski an, selbst Geschichten 

über interplanetare Raumfahrt zu 

schreiben. Dabei entwickelte er sich 

zum Verfasser theoretischer Abhandlungen. 

Und ab etwa 1885 stellte er eine 

Vielzahl von Überlegungen zur Realisierung 

von Raumflügen an. 1886 

veröffentlichte Ziolkowski die Studie 

„Theoria Aerostatika“, es folgt 1892 

die Theorie eines Ganzmetall-Luftschiffes 

(Aerostat Metallitscheski). 

Bis 1935 veröffentlichte er insgesamt 

35 Bücher, Artikel und Schriften zur 

Luftschiffthematik. Gipfelpunkt seiner 

Arbeit war 1903 die Raketengrundgleichung, 

veröffentlicht 1903 in der 

russischen Zeitschrift „Wissenschaftliche 

Rundschau“ unter dem Titel „Erforschung 

des Weltraums mittels Reaktionsapparaten“. 


Robert Hutchings 

Goddard 

(1882-1945) machte sich früh Gedanken 

über Raumflüge zum Mond 

und zum Mars, galt aber lange Zeit 

als Phantast. In der Raketenentwicklung 

war er wesentlich erfolgreicher. 

Bereits um 1918 entwickelte er militärische 

Feststoffraketen. Ab 1920 beschäftigte 

er sich mit der Entwicklung 

von Flüssigkeitsraketen. Zum Zwecke 

der Flugstabilisierung entwickelte Goddard 

ein Strahlruder, das mit Hilfe 

eines Kreisels gesteuert wurde. 1935 

startete er eine Rakete, die erstmals 

mit Überschallgeschwindigkeit flog. 

Die ESA (European Space Agency) ist die Raumfahrtorganisation 

der Europäer. 1975 gegründet zur 

besseren Koordination der europäischen Raumfahrtaktivitäten, 

hat sie ihren Sitz in Paris. Die ESA finanziert 

sich aus den Staatshaushalten der Mitgliedsstaaten. 

www.esa.int 

3 

4 

29

Bild 5: 

Hermann Oberth 

Bild 6: 

Bildmontage der Planeten 

in unserem Sonnensystem: 

Merkur, Venus, Erde mit 

Mond, Mars, Jupiter, 

Saturn, Uranus und Neptun 

(von oben nach unten); 

Jet Propulsion Laboratory 

in Pasadena. 

Bild 7: 

Eugen Sänger 

Bild 8: 

Wernher von Braun 

Raketengleichung: 

v (t) die Raketengeschwindigkeit 

zur Zeit t; 

v (g) die Ausströmgeschwindigkeit 

des Antriebsstrahles 

(typisch: 4,5 km/s 

bei chemischen Raketentriebwerken; 

m(0) die Startmasse der 

Rakete; 

m(t) die Masse der Rakete 

zur Zeit t (also um den 

verbrauchten Treibstoff 

verkleinerte Startmasse). 

30 

Hermann Oberth 

(1894-1989) begann wie Ziolkowski, 

angeregt durch die Lektüre von Jules 

Verne, schon als Gymnasialschüler an 

seinen ersten Raketenplänen zu arbeiten. 

1917 entwarf er eine Rakete, die 

mit Ethanol und Sauerstoff betrieben 

wurde. Sechs Jahre später beschrieb 

er wesentliche Elemente, die zum 

Bau von Großraketen mit Flüssigtreibstoff 

angetrieben werden. In seinen 

Werken „Die Rakete zu den Planetenräumen“ 

(1923) und „Die Wege 

zur Raumschifffahrt“ (1929) schuf er 

die wissenschaftlichen Grundlagen der 

Technologie, die den Flug zu den 

Sternen ermöglichte, und beschrieb 

darin bereits fast jedes Raumfahrtkonzept, 

das bis heute Wirklichkeit 

wurde. Bei Fritz Langs visionärem Film 

„Die Frau im Mond“ wirkte er zusammen 

mit Rudolf Nebel als wissenschaftlicher 

Berater mit. 

5 


6

Eugen Sänger 

(1905-1964) ließ sich mit 13 Jahren von 

Kurd Laßwitz’ Roman „Auf zwei Planeten“ 

von für die (damals noch utopische) 

Raumfahrt begeistern. Sänger 

studierte in der 1920er Jahren Bauingenieurwesen. 

Sein erster Dissertationsentwurf 

mit dem Titel Raketenflugtechnik 

wurde an der Technischen 

Hochschule Wien abgelehnt. Ein Teil 

davon wurde später als Buch veröffentlicht. 

Sein stets verfolgtes Forschungsziel 

war die Entwicklung einer 

Raumfähre, die er „Raumboot“ 

nannte, zum Transport von Personen 

und Fracht zwischen Erdboden und 

Orbit bzw. Raumstationen. Von 1961 

bis 1964 konzipierte er den als RT-8 

bezeichneten zweistufigen Raumtransporters, 

dessen Erststufe von einem 

Raumjet angetrieben wird. Über 

zehn Jahre später finden sich Teile der 

Arbeit im Space Shuttle wieder. Sängers 

Traum war die Entwicklung des 

Photonenantriebs für den interplanetaren 

und interstellaren Raumflug. 


7 

Wernher von Braun 

(1912-1977) experimentierte schon als 

Jugendlicher mit Raketen. Und er hat 

früh eine Abhandlung über Raumfahrt 

verfasst. Ab 1929 arbeitete er 

gemeinsam mit Hermann Oberth, 

durch dessen Buch „Die Rakete zu den 

Planetenräumen“ er maßgeblich beeinflusst 

worden war. Die während 

des Zweiten Weltkriegs unter Wernher 

von Braun entwickelte und erprobte 

Rakete A4 – oder besser bekannt als 

V2 – und ihre Technologie gehörte 

wohl zur bedeutendsten Kriegsbeute 

der Alliierten. Von Brauns Ziele waren 

aber eher auf die Raumfahrt gerichtet. 

Nach dem 2. Weltkrieg wurde er 

technischer Berater des US-amerikanischen 

Raketenprogramms. Er war 

maßgeblich an den Mercury-, Gemini- 

und Apollo-Projekten beteiligt. Er 

war eingebunden in die Entwicklung 

der Saturn-V-Trägerrakete und wird 

daher als geistiger Vater der Mondrakete 

angesehen. 

Die NASA (National Aeronautics and Space Administration) 

wurde im Jahr 1958 gegründet und ist die zivile 

Bundesbehörde für Luft- und Raumfahrt in den USA. 

Sie besteht aus verschiedenen Einrichtungen wie beispielsweise 

dem Jet Propulsion Laboratory (JPL), das sich 

mit den Themen Raumsonden und Deep Space Network 

beschäftigt. Zur NASA gehören auch die Raumfahrtzentren 

Kennedy Space Center in Florida, Goddard 

Space Flight Center in Maryland, Johnson Space Center 

in Texas und Marshall Space Flight Center in Alabama. 

Viele Forschungseinrichtungen – unter anderem das 

NASA Institute for Advanced Concepts (NIAC) mit den 

Schwerpunkten Nanotechnologie und Weltraumlift – 

sind in der NASA verankert. 

www.nasa.gov 

Raketengrundgleichung 

Die Raketengrundgleichung beschreibt die grundlegenden 

Gesetzmäßigkeiten des Raketenantriebs. 

m(0) 

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

8 

31

Planetarium: Der Weltraum im Raum 

Bild 1: 

Das Planetarium in Jena 

um 1927. 

Bild 2: 

Mechanisches Modell 

des Sonnensystems von 

Glikerson und Co., 

Tower Hill, London 

(um1810). 

Bild 3: 

Planetariumsprojektor 

SKYMASTER ZKP 3/B. 

32 

Die Idee, den Himmel mit all seinen 

Phänomenen darzustellen, 

war schon früh geboren. Allein 

die Realisierung war das Problem. 

In Anlehnung an frühe, kleine Globen 

dachte man an eine Blechkugel 

mit sieben bis zehn Metern 

Durchmesser, an deren Innenseite 

die Sterne durch Lampen dargestellt 

werden sollten oder mit Hilfe 

von kleinen Löchern durch Licht 

von außen zum Leuchten gebracht 

werden sollten. Auch Sternenaufund 

-untergänge sollten dargestellt 

werden. Erste Entwürfe zur 

Realisierung dieses Vorhabens bedingten 

die Verwendung eines Kugellagers 

mit einem Durchmesser 

von fünf Metern. 

1 

Berühmte Ast 

Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) 

wurde vom Sonnenkönig Ludwig XIV. 

zum Mitglied der erst 1667 gegründeten 

„Academie des sciences“ in Paris berufen. 

Ende 1669 wurde Cassini Direktor der 

noch nicht vollendeten Pariser Sternwarte. 

Dort entdeckte er in den Jahren 1671 und 

1672 die Saturnmonde Japetus und Rhea, 

bemerkte 1675 die nach ihm benannte 

Teilung des Saturnringes und fand 1684 

zwei weitere Trabanten – Thetys und 

Dione – des Ringplaneten. 


onomen 

Christiaan Huygens (1629-1695) 

entdeckte mit seinem selbstgebauten 

Teleskop 1655 erstmals den Saturnmond 

Titan. Durch die bessere Auflösung seines 

Teleskops entdeckte er die Saturnringe, 

die Galilei noch als die „Ohren“ des 

Saturns bezeichnet hatte sowie die Rotation 

des Mars. Er löste das Trapez im 

Zentrum des Orion-Nebels in vier einzelne 

Sterne auf und beschrieb weitere 

Nebel- und Doppelsternsysteme. 

Erste Gedanken 

Den Anregungen Oskar von Millers, 

Gründer der Deutschen Museums in 

München, und Max Wolfs, Direktor 

des Observatoriums in Heidelberg, 

war es zu verdanken, dass Walther 

Bauersfeld ein Konzept ausarbeitete, 

das die Projektion des Sternenhimmels, 

der Sonne, des Mondes und 

der Planeten möglich machte. Das 

Team um Bauersfeld arbeitete sehr 

hart an der Konstruktion und dem 

Bau des Gerätes. Im August 1923 

war es in Jena dann so weit: 

Zum ersten Mal erstrahlte ein 

künstlicher Sternenhimmel. Im Dezember 

1923 wurde das noch nicht 

ganz vollständige Projektionsplanetarium 

Modell I provisorisch in der bereits 

errichteten Gipskuppel des Deut- 


Sir Isaac Newton (1643-1727) 

ist der Verfasser der am 5. Juli 1687 

veröffentlichten Philosophiae Naturalis 

Principia Mathematica. Darin beschreibt 

er die universelle Gravitation und die 

Bewegungsgesetze: Der Grundstein für 

die klassische Mechanik. Er war damit 

in der Lage, die Planetenbewegungen 

nicht nur wie Johannes Kepler zu beschreiben, 

sondern erstmals auch zu 

begründen. 

schen Museums aufgestellt. Danach 

wurde es wieder zur Komplettierung 

nach Jena zurück transportiert. Nach 

einer Komplettierungsphase wurde 

es im Frühjahr 1925 wieder nach 

München geschickt und dort im Rahmen 

der Feierlichkeiten zur Einweihung 

des Deutschen Museums am 

7. Mai 1925 offiziell eröffnet. 

Noch während die ersten beiden 

Geräte des Modells I gebaut wurden, 

begann die Planung für die Modellreihe 

II. Dieses Projektionsgerät hatte 

bereits die lange Zeit für Planetarien 

typische Hantelform. Diese ermöglichte 

die Simulation des Sternenhimmels 

von jedem Ort der Erde. Das erste 

Planetarium des Typs Modell II 

wurde in Wuppertal installiert. Danach 

trat das Planetarium seinen Siegeszug 

durch die Welt an. 

Edmond Halley (1656-1742) 

wandte Newtons Gravitationsgesetz zur 

Berechnung der Kometenbahnen an. 

Er erkennt, dass es sich bei den Kometen 

von 1531, 1607, 1682 um ein und denselben 

Kometen handeln muss und kündigt 

für das Jahr 1758 das Wiedererscheinen 

des Kometen an. 

3 

33

Bild 4: 


STARMASTER. 

Bild 5: 


UNIVERSARIUM und 

Laserbildprojektor ZULIP. 

Bild 6: 

Planetarium Tycho Brahe 

Kopenhagen. 

Bild 7: 

ADLIP Laser- 

Ganzkuppelprojektion. 

34 


Sir Friedrich Wilhelm Herschel 

(1738-1822) 

gab sich nicht mit der Beobachtung von 

Mond, Planeten und Kometen zufrieden. 

Er wollte auch den Fixsternhimmel studieren. 

Da die um 1770 üblichen Linsenund 

Spiegelteleskope keine ausreichende 

Beobachtungsleistung aufwiesen, begann 

er selbst Spiegelteleskope zu bauen. 

Schlagartig berühmt wurde Herschel, 

als er 1781 ein neues Objekt im Sonnensystem 

entdeckte: den Planeten Uranus. 

Pierre-Simon (Marquis de) Laplace 

(1749-1827) 

behandelte in seinem Werk Mécanique 

céleste Probleme der Himmelsmechanik: 

die Entstehung der Gezeiten, die Bahn 

des Erdmondes und die Planetenbahnen. 

Darüber hinaus entwickelt er eine Theorie 

zur Entstehung des Sonnensystems 

(Kant-Laplacesche Theorie). 

Johann Carl Friedrich Gauß (1777-1855) 

revolutionierte mit Hilfe seiner Ausgleichsrechnungen 

auf Basis der Methode 

der kleinsten Quadrate die Berechnung 

der Bahnen von Himmelskörpern und 

legte seine neuartigen Rechenverfahren 

in dem Werk Theorie der Bewegung der 

Himmelskörper 1809 nieder. 

4 5 


Angelo Secchi (1818-1878) 

zerlegte mithilfe von Prismen das Licht 

der Sterne und der Sonne. Durch die 

Verteilung der Farbmuster und dunklen 

Absorptionslinien ließ sich die chemische 

Zusammensetzung der Sonnen- und 

Sternatmosphäre bestimmen: vier unterschiedliche 

Spektralklassen wurden aufgestellt. 

Secchis bahnbrechende gelten als 

Wegbereiter der Spektralanalyse. 

Moderne Techniken 

Mit den Instrumenten eines Planetariums 

wird ein künstlicher Sternenhimmel 

erzeugt. 

Heute erlaubt die Glasfasertechnik 

die Sternenhimmel-Darstellungen in 

einer Brillanz, die die des echten Sternenhimmels 

sogar noch übertrifft. 

Die zukunftsträchtigste Weiterentwicklung 

der Projektionstechnik ist 

die Entwicklung des sogenannten digitalen 

Planetariums: Die Projektion 

von Ganzkuppelvideo mit Hilfe von 

Videobeamern. Ein besonders großer 

Schritt in diese Richtung gelang mit 

dem ZULIP (Zeiss Universal Laser Image 


6 

7 

Projector) wobei der Videobeamer 

beweglich montiert werden kann. Er 

arbeitet auf der Basis von Laserlicht 

und erzeugt sensationell kontrastreiche 

Bilder von noch nie zuvor da gewesener 

Schärfe. Der erste ZULIP 

wurde während der IPS-Tagung 2000 

im Planetarium Montréal vorgestellt. 

Die Weiterentwicklung des ZULIP 

zum ADLIP (All Dome Laser Image 

Projector) ermöglicht nun die Projektion 

von kuppelfüllenden Videosequenzen 

mit Hilfe mehrerer festinstallierter 

ZULIPs. Aber egal, ob ein 

Planetarium klein oder groß ist, der 

Zuschauer befindet sich immer mitten 

im Geschehen. 

Die allererste Anregung zum Bau eines Planetariums, 

das den Sternenhimmel wie bei der Naturbeobachtung 

zeigt, kam von Max Wolf (1863- 

1932), dem Leiter der Heidelberger Sternwarte. 

Mit Wolfs Idee wandte sich Oskar von Miller, 

der im Deutschen Museum ein heliozentrisches 

und ein geozentrisches Planetarium einrichten 

wollte, in den Jahren 1912/13 auch an Carl Zeiss. 

Walther Bauersfeld (1879-1959) konstruierte das 

erste Projektionsplanetarium. Er war 50 Jahre in 

der Geschäftsleitung von Carl Zeiss tätig. Er hatte 

die Idee, die Bewegung der Sterne, der Sonne, 

des Mondes und der Planeten in einen Projektor 

zu verlegen, der im Zentrum einer kugelförmigen 

Kuppel aufgestellt werden sollte. 

35

36 

In einer Sternwarte werden mit 

Hilfe von Fernrohren und Teleskopen 

tatsächliche Himmelsobjekte 

beobachtet. 

Fernrohr oder 

Teleskop 

Das Wort Teleskop (griechisch tele – 

fern und skopein – betrachten) war 

früher gleichbedeutend mit Fernrohr. 

Allgemein gilt der im westfälischen 

Wesel geborene, aber bereits in jungen 

Jahren nach Holland ausgewanderte 

Brillenmacher Hans Lippershey 

(1570-1619) als Erfinder. Neuere, sorgfältige 

Recherchen weisen aber auf 

Leonardo da Vinci als eigentlichen Erfinder 

des Teleskops hin: Er baute 

und benutzte ein optisches Gerät, 

mit geringer Vergrößerung aber von 

ähnlichem Prinzip wie das der von 

Lippershey und Galilei. 

Die Entwicklung des eigentlichen 

astronomischen Fernrohrs wird dem 

deutschen Astronomen Johannes 

Sir Arthur Stanley Eddington 

(1882-1944) 

erkannte als einer der ersten Physiker die 

Bedeutung von Einsteins Relativitätstheorie: 

Bei der Sonnenfinsternis-Expedition 

auf die Vulkaninsel Principe im Golf 

von Guinea, wurde am 29. Mai 1919 nachgewiesen, 

dass – wie von der allgemeinen 

Relativitätstheorie postuliert – Licht von 

großen Massen abgelenkt wird. 

Sternwarteninstrumente 


Kepler (1571-1630) zugeschrieben, 

weshalb man bis heute vom Keplerschen 

Fernrohr spricht. Im Unterschied 

zum Galileischen Fernrohr benutzt 

das Keplersche Fernrohr als 

Okular eine bikonvexe Linse. Dieses 

Teleskop entwirft auf dem Kopf stehende 

Bilder. Alle heutigen Linsenteleskope 

– vom Amateurinstrument 

bis zum professionellen Sternwartengerät 

– beruhen auf dem Keplerschen 

Fernrohrprinzip. Da die Bilderzeugung 

bei dieser Teleskopart auf Brechung 

(„Refraktion“) beruht, spricht man 

auch von einem „Refraktor“. 

Spiegelteleskop 

Ein Spiegelteleskop ist ein Fernrohr, 

bei dem der wesentliche Teil der Optik 

aus spiegelnden Elementen – aus 

einem Hauptspiegel und einem Fangspiegel 

– besteht. Der Fangspiegel 

lenkt das Licht in Richtung Okular, 

Fotoplatte, Film oder digitalen Empfänger 

ab, wo es vor der Aufnahme 

normalerweise durch Farbfilter für 

Edwin Powell Hubble (1889-1953) 

wies 1923 am Mount-Wilson-Observatorium 

nach, dass der Andromedanebel 

M31 weit außerhalb unserer Milchstraße 

liegt. Aufgrund der räumlichen Verteilung 

anderer Galaxien, sowie ihrer im Spektrum 

nachweisbaren Rotverschiebung, ergab 

sich Hubbles bekanntester Beitrag zur 

Astronomie: Die Entdeckung der Expansion 

des Weltalls. Die Größe, welche diese 

Expansion beschreibt, wird ihm zu Ehren 

die Hubble-Konstante genannt. 

Bilder oder Spektrografen zur Spektralanalyse 

geschickt wird. Große 

Spiegel fangen mehr Licht ein: Die erreichbare 

scheinbare Helligkeit/ Grenzgröße 

noch messbarer Himmelsobjekte 

liegt bei diesen Spiegelteleskopen 

höher und gewährleisten einen 

noch tieferen Blick ins Weltall. 

Wegen der Beugung des Lichts ist 

das Auflösungsvermögen eines Spiegelteleskops 

begrenzt. Ein punktförmiges 

Beobachtungsobjekt (Stern) 

wird nicht etwa als Punkt abgebildet, 

sondern als Beugungsscheibchen. 

Um Bildfehler zu verringern, müssen 

die Spiegel sehr präzise bearbeitet 

werden. Das Schleifen und Polieren 

der Spiegel erfolgt auf 1/4 bis 1/20 

der Licht-Wellenlänge, also mit Genauigkeiten 

von 150 bis 30 Nanometer. 

Zusätzlich werden Teleskope fernab 

menschlicher Siedlungen in trockenen 

Regionen auf hohen Bergen gebaut, 

da die Bildqualität von Staub, 

dem Streulicht von Städten (Lichtverschmutzung) 

und dem Gehalt der 

Luft an Wasserdampf beeinflusst. 


Faszination Fotografie 

1839 wurde das Wort Photographie 

zum ersten Mal verwendet: 

von dem deutschen Astronomen 

Johann Heinrich Mädler (1794- 

1874) und etwa gleichzeitig von 

dem britischen Astronomen John 

Frederick William Herschel (1792- 

1871). 

Vorläufer der Photographie ist die 

Camera obscura, von deren Namen 

sich auch das Wort Kamera ableitet. 

Die erste Photographie wurde 1826 

durch Joseph Nicéphore Niépce erzeugt. 

Zum entscheidenden Durchbruch 

verhalfen ihr zwei Erfinder in 

der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts. 

Der Franzose Louis Jacques 

Mandé Daguerre (1787-1851) baute 


bei seinem photographischen Verfahren, 

Daguerreotypie genannt, auf 

den Erfahrungen von Joseph Nicéphore 

Niépce auf. Der englische Physiker 

und Chemiker William Henry 

Fox Talbot (1800-1877) gilt als der 

Schöpfer des 1841 patentierten photographischen 

Negativ-Positiv-Verfahrens 

Talbotypie. Das machte die photographische 

Abbildung praktisch unbegrenzt 

reproduzierbar. Erste hölzerne 

Daguerreotypie-Kameras wurden ab 

1839 von dem Pariser Kamerafabrikanten 

Alphonse Giroux verkauft. 

Nicht allein die aktuellen Bilder 

aus dem Universum begeistern. Die 

Natur- und Kunstphotographie weckte 

bereits mit Beginn der Photographie 

ein großes Interesse bei den 

Menschen. Je nach verwendeter Technik 

– Kameratyp, Filmformat, Fotoobjektiv, 

Filmmaterial, Filmnachbehandlung 

– ergeben sich vielfältige Gestaltungsmöglichkeiten. 

Für die anspruchsvolle Architektur-, 

Sach- und Industrieaufnahmen sowie 

Städteporträts eignet sich das Objektiv 

Distagon ® T* 4/40 IF CFE. 

Es ist das klassische Weitwinkelobjektiv 

der Mittelformatphotographie und 

weist einen Bildwinkel von 88° über 

die Bildfelddiagonale auf. Durch Floating 

Elements wird die unvermeidliche 

Bildfeldwölbung im Nahbereich 

reduziert. Aufgrund der guten Korrektion 

aller Bildfehler, speziell der 

gut korrigierten Verzeichnung, ist es 

gut für Einsatz in der Architektur-, 

Sach- und Industriephotographie geeignet. 

In der Luftbildphotographie 

gehört es zu den bevorzugten Objektiven, 

da es das Arbeiten aus geringen 

Flughöhen erlaubt und damit 

atmosphärische Störungen durch beispielsweise 

Dunst umgeht. Auch die 

NASA gehört zu den überzeugten 

Verwendern dieses Objektivs und hat 

mehr als 30 Stück im Einsatz. 

Augenblicke 

37

38 

Berlin 

Die erste urkundliche Erwähnung 

stammt aus dem Jahr 1237. Die 

Grundlagen für ihren Aufstieg legte 

im 17. Jahrhundert der Große Kurfürst 

Friedrich Wilhelm. Sein Nachfolger, 

Kurfürst Friedrich III., erlangte 

1701 die preußische Königskrone 

und baute als Friedrich I. Berlin zur 

königlichen Residenzstadt aus. Im Zuge 

von Industrialisierung und Technisierung 

war Berlin, seit 1871 Hauptstadt 

des Deutschen Reichs, am Ende 

des 19. Jahrhunderts mit 2,7 Millionen 

Einwohnern die größte Industriestadt 

des Kontinents. Nach dem Ers- 

ten Weltkrieg entwickelte sich die 

Hauptstadt der ersten deutschen Demokratie 

vor allem zur pulsierenden 

internationalen Kulturmetropole. Der 

Kalte Krieg zwischen Ost und West 

teilte die Stadt mit dem Bau der Berliner 

Mauer am 13. August 1961. Mit 

dem Fall der Mauer am 9. November 

1989 und der Wiedervereinigung war 

die Teilung der Stadt überwunden. 

Am 20. Juni 1991 beschloss der 

Deutsche Bundestag, dass Parlament 

und Regierung ihren Sitz in Berlin 

nehmen werden und Berlin damit die 

Hauptstadt Deutschlands ist. 


Paris 


Die Stadt entwickelte sich ab dem 3. 

Jahrhundert vor Christus aus der keltischen 

Siedlung Lutuhezi des Stammes 

der Parisier auf der Seine-Insel. 

Nach der Eroberung durch die Römer 

im Jahr 52 vor Christus brannten die 

Parisii ihr Inselfort nieder. Die Römer 

bauten die Stadt als Lutetia wieder 

auf. Im 5. Jahrhundert wurde die römische 

Herrschaft durch die Merowinger 

beendet. Unter Chlodwig I. 

wird im Jahre 508 Paris Hauptstadt 

des Merowingerreiches. Die Kapetinger 

machten Paris zur Hauptstadt 

Frankreichs. Philipp II. Augustus ließ 

die Stadt befestigen. Auf Veranlas- 

sung Ludwig XIV. sind Straßenbeleuchtungen 

angebracht, die Wasserversorgung 

modernisiert und die 

Krankenhäuser Invalides und Salpêtrière 

erbaut worden. Trotz Verlegung 

der Residenz des Königs nach Versailles 

blieb Paris das politische Zentrum 

Frankreichs. Die Französische Revolution 

führte zur Einführung der ersten 

französischen Republik. 1844 ist zu 

Verteidigungszwecken an Stelle des 

heutigen Boulevard Périphérique eine 

neue Stadtbefestigung errichtet worden. 

Es wurde die größte Befestigungsanlage 

der Welt. 

39

40 

Die Huronen, ein großes Indianervolk 

Nordamerikas, nannten den Ort Tarantua. 

Er war für die Indianer ein 

Treffpunkt, an dem sie Zusammenkünfte 

abhielten. Im 17. Jahrhundert 

nutzten die Pelzjäger den Ort für ihre 

Geschäfte. Der britische Gouverneur 

Simcoe ließ aus dem wirtschaftlichen 

Umschlagplatz ein Fort bauen. Die damals 

noch York genannte Siedlung 

entwickelte sich langsam und war 

auch Regierungssitz von Oberkanada. 

Mit den Loyalisten, nordamerikanische 

Kolonisten aus dem Königreich 

Großbritannien, kamen im 18. Jahrhundert 

Wasser- und Gasversorgung. 

In den 1950ern wurde das in Toronto 

umbenannte York durch die Eisenbahn 

mit den Märkten in den USA verbunden. 

Toronto 



Shanghai 

Die ersten Siedlungsspuren in der 

Region reichen bis etwa 4000 vor 

Christus zurück. Im Jahre 960 wurde 

Shanghai erstmals als Dorf erwähnt. 

1264 wurde es mit drei anderen Dörfern 

zusammengelegt. Mit dem wirtschaftlichen 

Aufschwung des Jangtse-Deltas 

wuchs auch Shanghai. Die 

Stadt besaß zu dieser Zeit einen 

wichtigen Handelshafen, von dem 

die stattliche Baumwollernte der Region 

nach Peking, ins Hinterland und 

nach Japan verschifft wurde. Seit den 

1840er Jahren wird Shanghai zum 

wichtigsten Geschäftsplatz Ostasiens. 

Durch die günstige Lage nahe der 

Haupthandelsroute der großen Seide 

und Tee produzierenden Regionen 

entwickelte sich Shanghai bis 1900 

zu einem wichtigen Hafen und Industriezentrum. 

Mit Ende des 19. Jahrhunderts 

bis in die 1920er Jahre wurde 

Shanghai eine echte Weltstadt. 

Die Drachenkopfmetropole ist heute 

die größte und bedeutendste Industriestadt 

der Volksrepublik China. 

41

42 

Moskau 

Erstmalige Erwähnung fand Moskau 

1147. 9 Jahre später entstand unter 

Fürst Juri Dolgoruki eine erste, hölzerne 

Wehranlage des Kreml, in deren 

Schutz sich der Marktflecken allmählich 

zu einer beachtlichen Ansiedlung 

entwickelte. In der ersten 

Hälfte des 14. Jahrhunderts zählte die 

Stadt rund 30.000 Einwohner. In den 

beiden letzten Jahrzehnten des 15. 

Jahrhunderts begann der Ausbau des 

Kreml. Zahlreiche Handwerker und 

Kaufleute ließen sich im Umkreis nieder. 

Die Einwohnerzahl stieg bald 

darauf auf mehr als 100.000, so dass 

um 1600 eine Ringmauer um Moskau 

und eine Erdverschanzung gebaut 

wurden. Im Vaterländischen 

Krieg von 1812 verlor die Stadt in einem 

Flächenbrand zwei Drittel ihrer 

Bausubstanz. Der im Frühjahr 1813 

beginnende Wieder- und Neuaufbau 

sprengte rasch den alten städtischen 

Verteidigungsring. Die Bevölkerung 

der Stadt war um 1900 auf etwa eine 

Million angewachsen. Am 12. März 

1918 wurde Moskau zur Hauptstadt 

des Landes erklärt und die Regierung 

übersiedelte in den Kreml am Roten 

Platz. 


Bangalore 


„Bengalooru“ wurde bereits in einem 

Dokument der Stadt Begur aus dem 

9. Jahrhundert erwähnt. Erbaut wurde 

die Stadt wahrscheinlich in der ersten 

Hälfte des 16. Jahrhunderts von 

Kempe Gowda I. Das Sultanat Bijapur 

eroberte und die Moguhls verkauften 

sie. Chikkadevaraja Wodeyar kaufte sie 

für 300.000 Rupees. Und sie war zu 

unterschiedlichen Zeiten im persönlichen 

Besitz von Shahji Bhonsley und 

Haider Ali. Nach Abschluss des Vertrags 

von Srirangapatnam wurde die 

Stadt an den Sultan Tippu zurückgegeben. 

Unter der Leitung von Lord 

Cornwallis, dem englischen General- 

gouverneur, wurde die Stadt 1791 eingenommen. 

Nach dem 4.Mysore Krieg 

wurde Bangalore 1799 Teil des Staates 

Mysore unter der Regentschaft 

von Krishna Raja Wodeyar III. 1831 

übernahmen die Briten die Administration 

und Banglore wurde von 1831 

bis 1881 das Zentrum von Mysore. 

1949 hatten die Stadt und die umgebenden 

Gebiete zusammen eine Fläche 

von 26,7 Quadratmeilen. 1956 

wurde Bangalore zur Metropolis des 

vergrößerten Staates Mysore. Heute 

ist Bangalore die Hauptstadt des Bundesstaates 

Karnataka und die viertgrößte 

Stadt Indiens. 

43

Vom Anwender 

Differenzierung heißt das Zauberwort 

44 

Brillenträger treffen ihre Kaufentscheidungen 

nicht mehr über den 

Preis allein, sondern über zusätzliche 

Leistungen, die der Augenoptiker 

bietet. Differenzierung heißt 

das Zauberwort: Nur wem als Optiker 

eine Differenzierung gegenüber 

dem Wettbewerb gelingt, 

ist für den Kunden ausreichend 

attraktiv. Ein Mehr an Dienstleistung 

ist der Schlüssel zu einer erfolgreichen 

Differenzierung. Das 

Relaxed Vision Terminal bietet 

dem Optiker diese Plattform. Der 

Augenoptiker vermittelt seinem 

Kunden durch die Einbindung des 

Relaxed Vision Terminals in das 

Beratungsgespräch modernste optische 

Technologien und höchste 

Qualität. Nicht zuletzt trifft der 

Kunde seine Kaufentscheidung 

aufgrund der optimalen augenoptischen 

Betreuungs- und Beratungskompetenz. 

Im folgenden 

Gespräch schildert Frank Hammer 

seine Erfahrungen mit dem Relaxed 

Vision System, dem Konzept 

und den Reaktionen von 

Kunden. 

Mit den Worten eines Augenoptikers: 

Was verstehen Sie unter Relaxed 

Vision? 

Relaxed Vision ist die optimierte 

und sehr gelungene Kombination 

von Produktqualität, also vom Brillenglas 

selbst, und der Möglichkeit, mit 

modernster, zukunftsicherer Messtechnik 

das optimale Brillenglas für 

den Kunden herzustellen. Augen sind 

von Kunde zu Kunde unterschiedlich. 

Die Brille von der Stange ist nicht optimal. 

Die Vermessung und Zentrierung 

mit dem Relaxed Vision System 

ermöglicht eine optimale Brillenglasanpassung. 

Der exakte Zuschnitt auf 

die individuellen Bedürfnisse des einzelnen 

Auges garantieren dem Brillenträger 

neben einer sehr guten 

Sehleistung auch einen maßgeschneiderten 

Sehkomfort. 

Wie erklären Sie einem Kunden 

das Relaxed Vision System? 

Das Relaxed Vision System ist 

selbsterklärend. Bei uns kommt jeder 

Kunde mit dem System in Kontakt, 

sei es während der Messung oder der 

nachfolgenden Glasberatung. Das Relaxed 

Vision System wird im Gespräch 

mit dem Kunden ganz einfach 

zur selbsterklärenden Dienstleistung. 

Was für Vorteile bringt der RV 

Terminal für den Optiker? 

Die Technologie ist ein Glücksfall 

für den professionellen Augenoptiker. 

Ich meine damit die Tatsache, dass 

man auf einem solch hohen Niveau 

in der Beratung arbeiten kann. Jedoch 

ist die beste Technologie untrennbar 

verbunden mit der Qualifizierung 

und Motivation der Mitarbeiter. 

Das ist die Basis und letztendlich 

die zwingende Voraussetzung für ein 

optimales Zusammenspiel zwischen 

Technologie und Mensch. Das Relaxed 

Vision System verhilft auch dem 

Optiker zu einem Erfolgserlebnis, weil 

der Kunde unmittelbar nachvollziehen 

kann, was ihm an gutem und 

stressfreien Sehen beim Augenoptiker 

angeboten werden kann. 

Welche Unterstützung bietet Carl 

Zeiss für die Einführung des RV 

Terminals an? 

Die ZEISS Akademie bietet Schulungen 

für die Mitarbeiter der Relaxed 

Vision Center an. Meine Mitarbeiter 

haben die Schulungen durchweg 

als sehr professionell und hilfreich 

bewertet. Zusätzlich unterstützt 

Carl Zeiss den Augenoptiker mit einem 

Relaxed Vision Starter Kit. 


Die Schulungen in Kombination mit 

dem Starter Kit unterstützen den Optiker 

in seiner Funktion als Relaxed 

Vision Berater. 

Welche besonderen Vorteile verschafft 

das System dem Augenoptiker? 

Aufgrund der Messgenauigkeit erhalten 

wir qualitativ hochwertige Endprodukte. 

Es kann deutlich besser und 

genauer gearbeitet werden. Natürlich 

ist es ebenso wichtig, dem Kunden 

seine augenoptische Beratungskompetenz 

vermitteln zu können. Dies 

wird durch das Relaxed Vision System 

ganz klar begünstigt und gesteigert. 

Welchen Nutzen zieht der Brillenträger 

aus dem Relaxed Vision 

System? 

Der Nutzen für den Brillenträger 

ergibt sich von alleine. Er bekommt 

für den gleichen Preis ein weitaus 

besser angepasstes Brillenglas. Die 

Brille passt sich dem Brillenträger an. 

Der Kunde muss sich nicht mehr in 

dem Maße, wie es bisher der Fall 

war, an das Produkt gewöhnen. 


Warum empfehlen Sie Ihren Kunden 

die individuelle Messung des 

Auges? 

Das ist eine Frage der Zwangsläufigkeit. 

Bei der heutigen Qualität 

der Glasprodukte, und wir arbeiten 

bei Gleitsichtgläsern vornehmlich im 

Premiumbereich, ist es eine Verpflichtung, 

dass man die vorangehenden 

Aufgaben – in der Beratung bis hin zu 

den verfügbaren technischen Möglichkeiten 

– bestmöglich erfüllt. Aus 

diesem Grund habe ich mich dafür 

entschieden, alle Filialen mit dem Relaxed 

Vision System auszustatten. 

Mit welchen Aktionen schaffen 

Sie es, neue Kunden für das Relaxed 

Vision System zu gewinnen? 

Carl Zeiss bietet auf der einen Seite 

ein gelungenes Konzept für die 

Beratungsarbeit des Augenoptikers. 

Auf der anderen Seite lebt das Gerät 

davon, dass der zufriedene Kunde 

wiederkommt und über seine Erfahrungen 

mit anderen spricht. Viele 

neue Kunden kommen aufgrund von 

Empfehlungen von Freunden und 

Verwandten in unsere Filialen. 

Vielen Dank für das interessante 

Gespräch. 

facts 

Relaxed Vision: 

Nie mehr Sehstress. 

Auge und Brille bilden ein optisches System. Das Zusammenspiel 

von Auge und Brillenglas ist komplex. 

Dank der Erkenntnisse aus der Forschung können wir 

weit über das Brillenglas hinausblicken: Der optimierte 

Dialog zwischen Auge und Brillenglas, zwischen Natur 

und hochentwickelten optischen Systemen ermöglicht 

heute ein entspannteres, brillanteres Sehen. 

Früher musste sich das Auge auf die Brille einstellen. 

Heute werden die Brillengläser an die Besonderheiten 

Ihrer Augen angepasst. Schon leichte Ungenauigkeiten 

halten das Auge, und damit uns, auf Trab: Auge und 

Hirn müssen mehr Arbeit leisten, um Unschärfen 

auszugleichen. Kleine Fehler bei der Anpassung des 

Brillenglases führen zu mehr oder minder starken 

Leistungseinbußen: 40 Prozent oder mehr Verlust an 

optischer Leistung sind bei konventioneller Brillenanpassung 

keine Seltenheit. Beim Vermessen des Auges 

geht es um 1/10 Millimeter. 

Die Vermessung des Auges 

Die Basis für besseres Sehen wird gebildet einerseits 

durch die exakte Augen-Vermessung und andererseits 

durch die lückenlose Messdaten-Auswertung. Anhand 

der Messdaten wird das Brillenglas exakt wie ein Maßanzug 

auf die individuellen Bedürfnisse des einzelnen 

Auges angepasst. Die punktgenaue Vermessung aller 

wichtigen Augen-Daten ist die Aufgabe der Relaxed 

Vision Terminal Geräte. Das System protokolliert millimetergenau 

die optischen Daten wie Augenabstand 

oder Position der Augenpupillen, die für die optimale 

Produktion eines individuellen Brillenglases notwendig 

sind. Mittels einer kurzen, stressfreien Messung am 

Relaxed Vision System, wobei bildgestützte Messverfahren 

Augenform und augenbedingte Kalibrier- und 

Zentrierdaten erfassen und das patentierte „speckle 

target“ Verfahren zur Vermeidung von Fixationsfehlern 

eingesetzt wird, werden die Brillengläser an die Besonderheiten 

eines jeden Auges angepasst. 

45

Nanostrukturierung mit der 3D-Deposition 

Bild 1: 

Elektronenstrahl-Maskenreparaturgerät 

MeRit TM MG. 

Bild 2: 

Schema der Nanostrukturierungstechnologie 

EBID. 

46 

Die Strukturierung von Materialien 

in Bereichen von bis zu einem 

millionstel Millimeter (Nanometer) 

wird entscheidend sein bei der 

Entwicklung von Technologien des 

21. Jahrhunderts. Um die Leistungsfähigkeit 

elektronischer Bauelemente 

zu steigern, werden immer 

niedrigere Strukturgrößen benötigt. 

Eines der wesentlichsten 

Probleme der Nanotechnologie ist 

die Massenproduktion. Nanostrukturierung 

mittels lithographischer 

Techniken ist notwendig, um großflächige 

und kostengünstige Herstellung 

von Nanostrukturen zu 

realisieren. In der Folge entstanden 

Eichstrukturen für Rasterkraftmikroskope 

mit Objektabständen 

unter 100 nm und EBID-Abtastspitzen 

mit 500 nm Höhe und 7 nm 

Krümmungsradius an der Spitze. 

Eine speziell entwickelte Software 

zur Elektronenstrahl-Führung 

innerhalb des Bildverarbeitungssystems 

VIDAS in der Forschungsgruppe 

um H.W.P. Koops 

wies die Besonderheit auf, dass 

die Belichtungszeit für jedes Pixel 

individuell einstellbar war, wie es 

die 3D-EBID Technologie erfordert. 

Mit der Technik 3D-Depositionslithographie 

führte man dann 

erstmals das „Rapid Prototyping“ 

von elektrischen und optischen 

Elementen mit Sub-Mikrometer- 

Abmessungen durch. 


slithographie 

Die innovative 

Nanostrukturierungstechnologie 

EBID 

Bei Arbeiten zur verkleinernden Elektronenprojektion 

(Tübingen 1971, 

Darmstadt 1984) wurde klar, der 

Wunsch nach Hochauflösung in der 

Elektronenstrahl-Lithographie geht auf 

Kosten der Empfindlichkeit des Registrierverfahrens. 

Die höchste Auflösung 

ist erreichbar, wenn kleine Moleküle 

zur Registrierung durch direkte Metallisierungsdeposition 

verwendet werden. 

Bei der Nanostrukturierungstechnologie 

EBID (Elektron Beam Induced 

Deposition) wird ein Molekülstrahl 

aus organometallischen Molekülen 

auf das Substrat im Vakuum gerichtet. 

Die dort adsorbierten Moleküle 

werden durch den auf wenige Nanometer 

Durchmesser fokussierten Elektronenstrahl 

mit einem Energieeintrag 

mit bis zu 2 MW/cm 2 Energie- 


dichte zerschlagen. Aus den Molekülbruchstücken 

und Atomen wachsen 

dann in wenigen Minuten 3-dimensionale 

Deponate. Da Moleküle einzeln 

verwendet werden, ist das Verfahren 

1 Million Mal langsamer als die 

herkömmliche Lack-Elektronenstrahl- 

Lithographie. 

Untersucht wurde die Nanostrukturierung 

durch Direktschreiben mit 

der Einzelstrahl-Lithographie am IBM 

T.J. Watson Research Center, USA, 

sowie mit der Elektronen-Schattenprojektion 

und der verkleinernden 

Elektronen-Projektion an der TU Darmstadt. 

Die Elektronen-Schattenprojektion 

ist heute als EPL Electron Projection 

Lithography bekannt. Weitere 

grundlegende Untersuchungen und 

erste Anwendungen entstanden mit 

dem Einzelstrahl-Depositions- und Ätz- 

Verfahren am Forschungszentrum der 

Deutschen Telekom FTZ. 

2 


Rapid Prototyping 

mit EBID 

Rapid-Prototyping-Verfahren sind 

Fertigungsverfahren, die das Ziel 

haben, vorhandene Konstruktionsdaten 

möglichst ohne manuelle 

Umwege direkt und schnell in Werkstücke 

umzusetzen. Die unter dem 

Begriff des Rapid Prototyping seit 

den 1980er Jahren bekannt gewordenen 

Verfahren sind in der Regel 

Urformverfahren, die das Werkstück 

schichtweise aus formlosem oder 

formneutralem Material unter Nutzung 

physikalischer und/oder chemischer 

Effekte aufbauen. 

Im Auftrag von Corning Inc., 

USA, baute ein Forschungsteam der 

Deutschen Telekom AG ab Herbst 

1997 eine Rapid Prototyping Technik 

von Spektralfiltern basierend auf 

photonischen Kristallstrukturen auf. 

Photonische Kristalle sind 3-dimensionale 

periodische dielektrische 

Strukturen in EBID-Technik aufgebaut 

aus Stäben mit Durchmessern von 

1/5 der Wellenlänge und im Abstand 

von 1/3 der Wellenlänge. Das Infrarot-Licht 

der Telekommunikation mit 

1,5 µm Wellenlänge erfordert für ein 

PC-Filter rund 80 Stäbe mit 0.5 µm 

Stab-Abstand, 0.3 µm Dicke und 

2 µm Höhe, die aus einem Material 

mit möglichst hoher Brechzahl gefertigt 

sind (n > 2,8). Das Team entwickelte 

und patentierte die Herstellung 

von photonischen Kristallen (PC) 

und anderen Bauelementen der miniaturisierten 

planaren Optik mit Hilfe 

der EBID-Technologie. Spektralfilter 

(3 µm x 3 µm) wurden mit einer 

Bauzeit von nur 40 Minuten gefertigt 

und wiesen Nanometer-Präzision in 

Wellenleiter-Messstrukturen auf. 

47

Bild 3: 

Benutzeroberfläche mit 

Musterkopierfunktion. 

Bild 4: 

Musterkopierfunktion: 

Ermittlung der zu reparierenden 

Strukturgeometrie, 

Vergleichsmuster, Maskendefekt, 

Reparaturresultat. 

Bild 5/6: 

Photomaske – vorbereitet 

für Analyse und Reparatur. 

Bild 7: 

Bedienkonsole MeRit TM 

MG. 

48 

7 

3 

Die Photomaskenreparatur 

Die Entwicklungsvorleistungen im Rahmen 

der EBID-Technologie zur rechnergesteuerten 

Gasdosierung für organometallische 

und anorganische 

Gase, sowie sublimierbare Substanzen, 

welche die Materialzufuhr durch 

Kanülen auf die Substratoberfläche 

im Rasterelektronenmikroskop erlaubt, 

führte aus der Vielzahl der möglichen 

Anwendung der Elektronenstrahl 

induzierten Reaktionen zum 

tragfähigen und von der Industrie benötigten 

Technologie der Photomaskenreparatur, 

einer Anwendung bei 

der wenige Strukturen hochgenau 

bearbeitet werden müssen. 


Photomasken haben 

im ersten Schritt 

der Fertigung immer 

Defekte 

Da die für die Maskenstruktur-Definition 

benützten Lithographie-Lacke 

nicht unendlich sauber gefiltert werden 

können, und da Trockenätzprozesse 

auf der Oberfläche liegende 

Partikel abbilden, haben alle gefertigten 

Masken eine Anzahl von Defekten. 

Deren Lagekoordinaten und Größe 

wird mit optischen Messsystemen 

ermittelt. Ist die Defektzahl zu hoch, 

z.B. > 20, so wird die Maske verworfen 

und neu gefertigt, auch wenn die 

Anfertigung bis dahin ca. 80.000 Euro 

gekostet hat! Bei einer Defekt-Anzahl 


4 5 6 

< 20 wird die Maske repariert. Eine 

Maske zu reparieren dauert im 

Schnitt einen halben Tag. Eine Vorausschau 

der International Sematech 

besagt schon 2001, dass die Herstellung 

einer fehlerfreien Maske für 

feinste Schaltkreisstrukturen bis zu 

1 Million US$ kostet. Es zeigte sich, 

dass die bisher für die Reparaturen 

von Photomasken genutzte Metall- 

Ionen-Strahltechnik die Photomasken 

auch an den Stellen schwärzt, wo 

sie nach der Bearbeitung transparent 

sein sollten. Dadurch sanken die 

Produktionsergebnisse der Chip- und 

Rechnerbausteine Hersteller. 

Hans W.P. Koops, koops@smt.zeiss.com 

www.zeiss.de, www.smt.zeiss.com 


Photomaske 

Eine Photomaske ist eine Quarzplatte von 16 x 16 cm 

Größe und 6 mm Dicke, belegt mit einer Absorberstruktur 

in Form einer Chromschicht mit Löchern, 

welche die Information für einen Strukturierungs-Prozess 

bei der Herstellung der Halbleiterbauelemente 

und Rechnerchips trägt. Diese Strukturen werden durch 

Elektronenstrahlbelichtung und Trockenätzen erzeugt. 

Ca. 30 Photomasken bilden einen Satz, wie er zur Herstellung 

eines Pentium Chips benötigt wird. Dieser Satz 

enthält ca. 12 grobe Masken mit Strukturen von >1 µm 

Breite, ca. 10 Masken mit feineren Details und weitere 

8 sogenannte High-End Masken.Diese haben 260 nm 

breite Strukturen, um die feinsten Strukturen auf 

dem Wafer mit 65 nm Breite zu erzeugen. Die Maskenstrukturen 

sind 4 mal größer, als die Strukturen auf 

dem Wafer, denn zur Belichtung der Wafer werden 

z.B. ASML-Stepper mit 4-fach verkleinernder Carl Zeiss 

UV-Optik eingesetzt. Photomasken können bis zu 

10 Millionen Strukturelemente enthalten, die alle fehlerfrei 

erzeugt sein müssen. 

49

Jubiläum 

Das erste kommerzielle Rasterelektronenmikroskop 

(REM) – Stereoscan 

Mark I – präsentiert 1965 

die britische Firma Cambridge Instruments. 

Heute gilt das REM als 

das ultimative Werkzeug in der 

Nanotechnologie. 

In den vergangenen 40 Jahren 

ist das REM zu einem unentbehrlichen 

Werkzeug in den unterschiedlichsten 

Disziplinen geworden. 

Ursprünglich in den Materialwissenschaften 

angesiedelt, hat 

das REM einen festen Platz in Bereichen 

wie Elektronik, Forensik, 

der Papierindustrie oder der Archäologie 

eingenommen. Auch in den 

Labors der Pharmaforschung, Nahrungsmitteltechnologie 

und Biologie, 

für deren ganz spezielle Anforderungen 

es modifiziert wurde, 

wird es eingesetzt. Nicht zuletzt 

nutzt auch die Halbleiterindustrie 

das REM intensiv in der Prozesskontrolle 

und Fehleranalyse. 

Spurensuche in der Nanowelt: 40 Jahre Ra 

50 

2 3 4 


Kontinuierliche 

Weiterentwicklung 

Seit der Einführung der ersten Rasterelektronenmikroskope 

kamen über 

einen ständigen Entwicklungsprozess 

ganz neue Funktionen hinzu. Zwei 

dieser Neuentwicklungen sind außergewöhnlich 

bedeutend: zum ersten 

die Entwicklung der ZEISS GEMINI ® 

Säule im Jahr 1992, mit der die Auflösung 

wesentlich gesteigert werden 


1 

sterelektronenmikroskopie 

konnte, und zum zweiten die Kombination 

der REM-Säule mit einer fokussierten 

Ionenstrahl (FIB)-Säule, die 

das REM zu einem äußerst vielseitigen, 

und perfekten Analysesystem 

wandelte. Das CrossBeam ® genannte 

System ermöglicht dem Forscher einen 

ganz neuen Einblick unter die 

Oberfläche einer Probe. Der Vorteil 

der CrossBeam ® Technologie liegt in 

der zeitsparenden In-Situ-Betrachtung 

des Materialabtrags durch Ionenätzen 

bzw. Fräsen und Polieren. Die EVO ® 

Generation bietet die umfassendste 

REM-Palette für die Analyse. Der neu 

entwickelte Rückstreuelektronendetektor 

stellt dabei eine weitere Verbesserung 

der analytischen Fähigkeiten 

dar. Der neu aufkommenden 

Kombination aus Raman-Spektroskopie 

und REM Navigation wird mit einem 

anwendungsorientierten Mikroskop 

Rechnung getragen – dem EVO ® 

50Raman. 

Bild 1: 

Narbe, Teil des Stempels, 

Dahlie. 

Bild 2: 

Stereoscan I (1965) 

Bild 3: 

DSM 950 (1985) 

Bild 4: 

EVO® 50 (2005) 

51

52 

Variabler Druck 

Moderne REM Systeme können heute 

sowohl im traditionellen Hochvakuummodus 

als auch im VP-Modus 

(variabler Druck) betrieben werden. 

Im VP-Modus wird eine kleine Menge 

Gas, bis ca. 400 Pa, in die Kammer 

eingeleitet, das die Ladung ausgleicht, 

die sich auf der Oberfläche 

nichtleitender Proben bei hohem Vakuum 

bildet. Dadurch können von 

Natur aus nicht leitende Materialien 

5 

wie Papier und Plastik analysiert werden, 

ohne dass ihre Oberfläche vorher 

beschichtet werden muss. Dieser 

Wegfall der Probenbeschichtung verkürzt 

die zeitaufwändige Probenpräparation, 

macht die Bedienung des 

Mikroskops insgesamt einfacher, erweitert 

das Spektrum der Anwendungsgebiete, 

bei denen das REM eine 

Rolle spielen kann, und erhöht den 

Probendurchsatz. Diese größere Flexibilität 

ist einer der wichtigsten Gründe 

für den Einsatz des REM bei Unter- 

suchungen von Keramikteilen, Kunststoffen, 

forensischen Proben und 

Kunstobjekten. 

Wasserdampf 

Ein direkter Nachkomme jener ersten 

fünf in Cambridge hergestellten Mikroskope 

ist die kürzlich eingeführte 

neue Generation der ZEISS EVO ® XVP/ 

EP REMs. Ihre neue Konstruktion 

ermöglicht die Anwendung wesentlich 

höherer Drücke und lässt selbst 


die Einführung von Wasserdampf zu. 

Im Modus XVP (erweiterter variabler 

Druck) und EP (erweiterter Druck) 

sind bis zu 750 Pa bzw. 3000 Pa möglich. 

Dadurch öffnen sich der Forschung 

in den Bereichen Bio- und 

Medizinwissenschaften, Gesundheitswesen, 

Nahrungsmittel und Pharmazie 

ganz neue Möglichkeiten, und es 

entsteht ein Brückenkopf in die neue 

Wissenschaft der Bioelektronik. 

www.zeiss.de 


6 7 

8 

Bild 5: 

TEM-Lamelle, aus 

Schnittgraben entnommen. 

Bild 6: 

Tungstenkristalle 

Bild 7: 

Ciliat 

Bild 8: 

Bruch in Schweißnaht von 

Betonstahl: Wabenbruch 

mit Manganoxid als 

Wabenkeim. 

53

Auszeichnungen 

Vierter R&D 100 Award in Folge für die 

Mikroskopie von Carl Zeiss 

54 

LSM 5 LIVE – das konfokale Live Cell 

Imaging System ist im Juli 2005 mit 

dem „Oscar der Erfindungen“ ausgezeichnet 

worden und gehört damit 

zu den bedeutendsten 100 Technikprodukten 

des Jahres. Das im Oktober 

2004 auf dem Markt eingeführte 

konfokale Live Cell Imaging System 

LSM 5 LIVE aus der erfolgreichen LSM 

5 Familie bietet den Wissenschaftlern 

aus dem Life Science Bereich einzigartige 

Einblicke mit seiner einzigartigen 

Kombination von Scangeschwindigkeit, 

Bildqualität und Sensitivität. 

Mit bis zu 120 konfokalen Bildern 

„filmt“ das LSM 5 LIVE zelluläre Prozesse 

bei einer gleichzeitig perfekten 

Bildqualität von 512 x 512 Bildpunkten 

und einer außergewöhnlichen 

Empfindlichkeit. Das gesamte optische 

Konzept wurde konsequent für 

die biomedizinische Lebendzellanwendung 

konzipiert. Das LSM 5 LIVE bietet 

dank präziser Optik, kreativem 

Strahlteilerkonzept und innovativer 

Strahlführung Fluoreszenzausbeute an 

der Grenze des Möglichen. 

www.zeiss.de 

www.rdmag.com 


Designpreis für ZEISS Victory 32 FL 

Die Fernglasreihe ZEISS Victory 32 FL 

des Bereichs Sports Optics wurde von 

der international besetzten Jury des 

Design Zentrum Nordrhein Westfalen 

mit dem „red dot award“ 2005 für die 

herausragende Designqualität ausgezeichnet. 

Die kompakten, leichten und ergonomischen 

Ferngläser sind High- 

End-Ferngläser mit fluoridhaltigen 

Gläsern (FL) für höchste Ansprüche. 

Sie weisen ein großes Sehfeld sowie 

einen sehr guten Nahbereich auf. Mit 

guten Reserven in der Dämmerung 

bieten sie hohe Auflösung und Detailerkennbarkeit. 

Das Victory 8x32 T* FL ist besonders 

geeignet für Reisen, bei 

Wanderungen oder auf der Pirsch. 

Das Victory 10x32 T* FL ist für die 

anspruchsvollen Einsätze von Ornithologen, 

Jägern, Naturliebhabern 

konzipiert. 

1540XB CrossBeam ® 

zweifach ausgezeichnet 


www.zeiss.de 

http://de.red-dot.org 

Schon 2004, auf der Semicon Europe 

in München, wurde das Elektronenmikroskop 

1540XB CrossBeam ® ‚ mit 

dem „Editors' Choice Best Product 

Award“ des Magazins „Semiconductor 

International“ ausgezeichnet. Während 

der Semicon West in San Francisco 

2005 erhielt das Mikroskop 

eine weitere Auszeichnung: „Best 

Tool Award“ in der Kategorie „Yield 

Management“ des Wettbewerbs um 

den „Eurosemi IC Industry Award“. 

www.smt.zeiss.com 

www.eurosemi.eu.com/ 

www.reed-electronics.com/semiconductor/ 

55

Aus dem Unternehmen 

Carl Zeiss SMT AG übernimmt NaWoTec 

56 

Inspection AIMS TM 

Kurz vor dem Markteintritt der elektronenstrahl-basierendenMaskenreparaturgeräte 

übernahm 2005 die 

Carl Zeiss SMT AG das innovative Herstellerunternehmen 

NaWoTec GmbH. 

Diese entwickelte seit 2001 in einem 

Kooperationsvertrag mit der Carl Zeiss 

SMT AG das MeRiT TM MG Gerät aus 

dem GEMINI ® 1560 FE SEM und setzte 

zur Prüfung und Simulation der 

Reparaturergebnisse die von Carl Zeiss 

SMT AG hergestellten und vor kurzem 

prämierten UV-Mikroskopen AIMS TM 

FAB 248 und MSM193 zur Masken- 

Inspektion und zur Stepper-Simulation 

ein. Nun kommt die vollständige 

Lösung für Photomaskenprobleme aus 

Cleaning 

Pellicle 

E-Beam 

Repair 

einer Hand. Die Marke und Technologie 

des elektronenstrahl-basierten 

Maskenreparaturgerätes ist durch eine 

Reihe von Patentanmeldungen geschützt. 

Weitere, zukunftsträchtige Patente 

zu Anwendungen der dreidimensionalen 

Nanostrukturierung mit 

Elektronenstrahlen in Medizin-Diagnostik 

und -Therapie, Elektrotechnik, 

Elektronik, Optik, Mechanik und Elektronenoptik 

liegen vor. 

Hans W.P Kopps 

koops@smt.zeiss.de 

www.zeiss.de 

www.smt.zeiss.de 


MeRiT TM MG 

Das MeRiT TM MG Elektronenstrahl-Maskenreparaturgerät 

löst 

mit seinen Prozessen und seiner 

Genauigkeit die Anforderungen 

der Maskenhersteller für den 

65 nm und im Upgrade auch den 

45 nm „node“. Es ist reinraumtauglich 

mit der für die Maskenfertigung 

erforderlichen Güte 

und Zertifizierung. Defekte können 

mit einer Genauigkeit von 

5 nm reproduzierbar repariert 

werden: Fehlendes Material beim 

offenen Defekt (z.B. im chrom- 

Absorber, Bild 1), wird durch 

Deposition von chromhaltigem 

Material ersetzt. Überstehendes 

Material beim closed defect 

(Bild 2) wird durch elektronenstrahl-induziertes 

Ätzen entfernt. 

Dabei darf die Unterlage nicht 

in Mitleidenschaft gezogen 

werden. Fehlende Maskenbereiche 

werden nach der Struktur- 

Zeichnungsvorlage CAD (Computer 

Aided Design) deponiert oder 

von anderen intakten Stellen 

mit gleichen Strukturen kopiert 

und am Ort des Defektes eingefügt, 

bzw. abgeätzt. 


GmbH 

Mag=24.00 K X 200 nm 


Mag=24.00 K X 200 nm 1 

Mag=24.00 K X 200 nm Mag=24.00 K X 200 nm 

2 

details 

NaWoTec GmbH 

Der Name NaWoTec ist die Abkürzung 

für Nano World Technologies 

und umfasst die vielfältigen 

Anwendungsmöglichkeiten der 

elektronenstrahl-basierten Nanostrukturierung 

durch induziertes 

Ätzen und Deponieren von 3-dimensionalen 

Strukturen für die 

Messtechnik, Optik, Lichterzeugung, 

Detektion, Höchstfrequenzelektronik, 

Halbleitertechnik, 

Energietechnik, Bio-Technologie, 

Medizin-Analytik und -Therapie. 

Mit dem Photomaskenreparaturgerät 

MeRiT TM MG steht ein weltweit 

anerkanntes System zur Verfügung. 

Während der Technologie-Entwicklung 

wurden verschiedene 

Demonstratoren entworfen, 

gebaut, und patentiert: Anwendungen 

wie beispielsweise miniaturisierte, 

elektrostatische Linsen 

mit besonders kleinen Linsenfehlern, 

Mini-Elektronenquellen, 

Mikroröhren für GHz-Schaltverstärker, 

ein Vielsonden-Tastkopf 

für die Messtechnik und Nanoanalytik, 

und ein Free Electron 

Laser als THz Strahlungsquelle für 

Sicherheits-, medizinische und 

analytische Anwendungen, Feld- 

Elektronenquellen für Elektronenmikroskope 

und Flachbildschirme 

wurden untersucht. 

2000 Gründung der NaWoTec 

GmbH mit Unterstützung der 

Deutschen Telekom aus der Gruppe 

Mikrostrukturtechnik am 

Forschungszentrum der T-Nova 

der DTAG. 

2001 C. Hockemeyer und H.W.P. 

Koops starten mit 6 Mitarbeitern 

die ersten Entwicklungsaktivitäten. 

2001 Im Kooperationsvertrag mit 

der Carl Zeiss Tochter LEO GmbH 

wird die Lieferung von Grundgeräten 

sowie der weltweite Vertrieb 

und Service vereinbart: NaWoTec 

entwickelt und liefert die Geräte- 

Ausrüstung zum Photomasken- 

Reparaturgerät mit Prozessgaszufuhr 

und Prozess-Steuerungs- 

Software, Kunden Demonstration 

und spezifische Kundenwunsch 

Prozess-Entwicklung, sowie Applikationslabor 

zum Thema Photomaskenreparatur. 

2002 Vergrößerung des Mitarbeiterteams 

auf 30 zum Jahresende. 

2003 Lieferung des ersten Geräts 

für den Einsatz im Entwicklungslabor 

an Intel im Herbst. 

2003 NaWoTec erhält den Innovationspreis 

der Deutschen Wirtschaft 

(Kategorie Start-Up) im 

Dezember. 

2004 Das elektronenstrahl-basierte 

Maskenreparaturgerät MeRiT 

MG wird als Multi-Generations- 

Tool von Carl Zeiss SMT AG auf 

der Semicon 2004 in Europa, USA 

und Japan vorgestellt. 

2005 Carl Zeiss SMT AG übernimmt 

die NaWoTec 

57

Beam me up 

58 

„Scotty, beam me up!“ In der Welt 

des Science-fiction ist es schon in 

den 1970er Jahren Wirklichkeit geworden. 

Immer wenn es am Ende 

der Galaxy für die Crew der Enterprise 

brenzlig wurde, genügte 

ein kurzer Befehl und Captain Cirk 

und seine Crew verschwanden im 

glitzernden Nichts, um im selben 

Augenblick weit entfernt wieder 

aufzutauchen. 

Diese fantastische Vorstellung ist für 

einen kleinen unscheinbaren Wurm 

inzwischen zur Realität geworden. 

C. elegans, ein nur 1 mm großer Nematode 

der sich normalerweise eher 

in der Erde verbirgt, ist nun der Enterprise 

Crew gefolgt. Das als Laser 

Microdissection and Pressure Catapulting 

(LMPC) bezeichnete Verfahren 

ermöglicht es, einen einzelnen, 

mehrzelligen Organismus kontaktfrei 

entgegen der Schwerkraft lebend aus 

seiner Umgebung heraus zu „beamen“ 

und eröffnet dadurch völlig 

neue Möglichkeiten z.B. im Bereich 

der Isolierung von Lebendzellen. 

Kontaktfreie 

Isolierung 

Intakte Organismen können völlig 

kontaktfrei isoliert werden, ohne deren 

Vitalität zu beeinflussen. Dieser 

Prozess kennzeichnet den Durchbruch 

in modernen, auf Laser basierenden, 

Isolationsmethoden und ermöglicht, 

eine vollständig kontaminationsfreie 

Präparation von reinen 

und homogenen Proben zu erhalten. 

Morphologisch exakt definiertes Ausgangsmaterial 

z.B. aus Gewebeproben 

verschiedenster Applikationsfelder 

der Medizin, Biotechnologie, Krebsforschung 

oder pharmazeutischen 

Forschung ist eines der anspruchsvollsten 

Aufgaben in der genomischen 

und proteomischen Forschung. 

Transferprozess 

Die verwendeten Laser – ein pulsierender 

UV-Laser zum Schneiden und 

ein kontinuierlich emittierender Infrarot-Laser 

für optisches Trapping – 

können an ein Mikroskop angekoppelt 

und mit Hilfe eines Objektivs mit 

hoher numerischer Apertur zu einer 

minimalen Punktgröße fokussiert werden. 

Spezielle Linsen- und Spiegel- 

Halterungen stellen sicher, dass das 

Laserlicht parallel zur optischen Achse 

des Lichtmikroskops verläuft und 

dass der Laser-Fokus während des Arbeitens 

stabil an seiner vorgegebenen 

Position bleibt: präzise Laser-Mikromanipulation 

mit höchst möglicher 

Bearbeitungsgenauigkeit von unter 

1µm werden erreicht. 

Der Energie-Transfer reicht aus zur 

exakten Fragmentierung ohne einen 

Kontakt zur Probe. Da dieser Prozess 

sehr schnell ohne jeglichen Hitze- 

Transfer abläuft, werden anhängendes 

biologisches Material oder Biomoleküle, 

wie DNA, RNA oder Proteine 

außerhalb des Fokus, nicht beeinflusst. 

Nach dem Schneideprozess 

wird der ausgewählte Bereich durch 

einen einzelnen Laser-Puls von der 

Objektoberfläche isoliert. Die Probe 

kann mehrere Millimeter gegen die 

Schwerkraft direkt in ein Auffanggefäß 

transportiert werden. 

www.palm-microlaser.com 


P.A.L.M. kommt zum Unternehmensbereich 

Mikroskopie 

Microlaser Technologies 

Die vereinten Kräfte von P.A.L.M. und 

Carl Zeiss schaffen neue Möglichkeiten 

für biomedizinische Applikationen. 

Bereits seit vielen Jahren hat die 

Mikroskopie von Carl Zeiss und die 

Firma P.A.L.M. auf dem Gebiet der 

Laser basierten Mikromanipulation 

zusammengearbeitet. Im Laufe der 

Jahre hat sich eine starke vertriebliche 

Allianz zwischen Carl Zeiss und 

P.A.L.M. gebildet und bewährt. Die 

Vereinigung ist daher eine logische 

Konsequenz einer erfolgreichen Partnerschaft, 

aber auch Teil einer fortwährenden 

Investment-Strategie, um 


das applikative Know-how von Carl 

Zeiss permanent zu steigern. Das Ziel 

ist die Integration von technischem 

und applikativem Wissen in Gesamtlösungen, 

die die Bedürfnisse der modernen 

biomedizinischen und klinischen 

Forschung und Routine perfekt 

abdecken. Zusätzlich wird die Vereinigung 

eine beachtliche Stärkung des 

weltweiten Service und Support Netzwerkes 

beider Firmen sein. 

www.zeiss.de 

www.palm-microlaser.com 

Impressum 

Innovation, Das Magazin von Carl Zeiss 

Nummer 16, Novemver 2005 

Herausgeber: 

Carl Zeiss AG, Oberkochen 

Konzernfunktion Kommunikation 

Marc Cyrus Vogel. 

Redaktion: 

Dr. Dieter Brocksch, Carl Zeiss 

73446 Oberkochen 

Telefon (07364) 203408 

Telefax (07364) 203370 

brocksch@zeiss.de 

Gudrun Vogel, Carl Zeiss Jena GmbH 

07740 Jena 

Telefon (03641) 642770 

Telefax (03641) 642941 

g.vogel@zeiss.de 

Namentlich gekennzeichnete Artikel 

entsprechen nicht unbedingt der 

Meinung der Redaktion. 

Autoren: Falls nicht anders angegeben, 

über die Redaktion zu erreichen. 

Autoren von Carl Zeiss: 

innovation@zeiss.de 

www.zeiss.de 

Anfragen zum Bezug der Zeitschrift 

und Adressenänderungen mit Angabe 

der Kundennummer (wenn vorhanden) 

bitte an die Redaktion richten. 

Bildquellen: 

M. Stich, Service-Center Oberkochen, 

Carl Zeiss AG 

NASA 

NASA’s Planetary Photojournal Development 

Team 

NASA/CXC/M.Weiss 

ESA 

SOHO LASCO 

Tautenburg Landessternwarte Thüringen 


Sven Kohle & Till Credner, AlltheSky.com 

Carl Zeiss AG 

Planetarium Jena 

Armagh Observatoriums (M. Popescu) 

Wenn nicht besonders vermerkt, 

wurden die Bilder von den Verfassern 

der Beiträge zur Verfügung gestellt 

bzw. sind Werkfotos oder Archivbilder 

von Carl Zeiss. 

Gestaltung: Corporate Design, 

Carl Zeiss, 73446 Oberkochen. 

Layout und Satz: MSW, 

73431 Aalen, www.msw.de. 

Druck: C. Maurer, Druck und Verlag, 

73312 Geislingen a. d. Steige. 

ISSN 1431-8040 

© 2005, Carl Zeiss AG, Oberkochen. 

Nachdruck einzelner Beiträge und Bilder 

nur nach vorheriger Rücksprache mit der 

Redaktion und mit Quellenangabe. 

59

Das Magazin von Carl Zeiss 

Innovation 

Sombrero-Galaxie (Galaxie Messier 104) 

Spiralgalaxie aus dem Virgo Galaxiehaufen in 

einer Distanz von 28 Millionen Lichtjahren. 

Für die Aufnahme wurden Daten von den Teleskopen 

Hubble und Spitzer verwendet. R. Kennicutt 

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

Carl Spitzweg, Der Astrologe (Sternengucker), 

1860/64 

Der Astrologe sieht selbst aus wie von einem 

anderen Stern. Das Studium hat ihn körperlich 

aufgezehrt und zur androgynen Gestalt abmagern 

lassen. Hager und knöchern hat er selbst eulengleich 

das Antlitz eines Wesens der Nacht angenommen, 

dabei das Dunkel des nur über viele 

Stufen zu erreichenden Turmzimmers suchend. 

Spitzweg karikierte den Gelehrten mit Spitzbart 

und Augen weitenden Spezialgläsern. Seine blaue 

Kappe, das bodenlange Gewand und die hervorblitzenden 

Ärmel runden seine weltfremde Erscheinung 

im Antlitz eines Merlin ab. Doch es 

ist nicht der Wissenschaftler, der im Mittelpunkt, 

im Licht steht, sondern ein Herr in vornehmer 

Amtstracht des 17. Jahrhunderts. Für die zu 

erblickende Weisheit ist er vor dem hölzernen 

Fernrohr in die Knie gegangen, hat sein Haupt 

entblößt und sein Schwert funktionslos nach 

hinten gesteckt. Mit weit geöffnetem Mund versucht 

er, Erkenntnisse auszumachen, während 

sich der Fachmann in der Ecke die Hände reibt. 

Museum Georg Schäfer, Schweinfurt 

www.museumgeorgschaefer.de

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