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KURS 1 – ASTRONOMIE
Astronomie mit unsichtbarem Licht(Die Story von SOFIA)
EinführungCecilia Scorza, Olaf Fischer,Sebastian Neu
Die Teilnehmer des Astronomiekurses im Selbstver-
such. Oben sieht man uns”normal“ im reflektierten
Licht der Zimmerbeleuchtung. Unten sieht man uns
vor allem im IR-Licht unserer Körper (Aufnahme mit
Thermokamera). Im unteren Bildteil ist die Reflexion
an der Tischplatte zu sehen.
Im Jahre 2009 wird erneut Luftfahrtgeschich-te geschrieben
werden. SOFIA - das bis dahingrößte Flugzeugobservatorium - wird
in Be-trieb gehen. Seine Hauptaufgabe besteht dar-in, die Strahlung
zu empfangen, welche dieHimmelskörper jenseits des roten Lichts,
alsoim Infraroten (IR), abgeben. Die Astronomenerfahren aus dem IR,
woraus die abstrahlen-de Materie besteht, wie sie sich bewegt und
in
welchem Zustand sie sich befindet. Es werdenObjekte nachweisbar,
die im visuellen Spek-tralbereich unsichtbar sind, weil sie zu
kühlsind oder weil sie hinter kosmischen Staubvor-hängen, die das
IR weit weniger als das Visu-elle verschlucken, verborgen
liegen.Würde man das IR mit einem großen See ver-gleichen, so
entspräche der dem menschlichenAuge zugängliche Bereich der
elektromagne-tischen Strahlung nur einer Pfütze. Das IRist auch
ein irdischer Sachverhalt; wir badenförmlich in einem IR-Meer.
Mittlerweile nut-zen wir es an vielen Stellen technisch aus.Die
Inhalte des Astronomiekurses rankten sichum das infrarote Licht.
Angefangen bei sei-ner Entdeckung und seiner physikalischen
Be-schreibung ging es erst um IR-Strahlung inHaushalt und Technik
und dann um IR-As-tronomie. Das Projekt SOFIA bildete den
krö-nenden Abschluss.Wir haben den Infrarotbereich der
elektroma-gnetischen Strahlung mittels preiswerter IR-Empfänger
und -sender (Thermometer, Digital-fotoapparat, IR-Film,
Fernbedienung, Bewe-gungsmelder, IR-Lampen, Infrarot- und
Foto-dioden, usw.) kennen gelernt. Es wurde gebas-telt,
experimentiert und beobachtet. Eine Ka-mera für das thermische
Infrarot zeigte uns ei-ne Welt, in der mehr als nur die Sonne
strahlt.Und es gab viel zu hören und auch zu verste-hen: über
IR-Strahlung auf der Erde und imKosmos und vor allem über das
Projekt SO-FIA.
Das Infrarote (IR)
Daniela Sass, Nico Röck
Der Entdecker der Infrarotstrahlung, der Mu-siker Friedrich
Wilhelm Herschel (1738-1822),machte sein Hobby zum Beruf und wurde
kö-niglicher Astronom. In einem seiner Experi-
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KURS 1 – ASTRONOMIE
mente wollte er die Temperaturen der Spek-tralfarben des
Sonnenlichts messen. Dazu zer-legte er das Sonnenlicht mithilfe
eines Prismasin ein Spektrum und positionierte darin meh-rere
Thermometer (siehe Abb. 1).
Abbildung 1: Herschel und sein Versuch, der zur Ent-
deckung des IR führte.
Eine Anekdote besagt, dass Herschel sein Ex-periment aufgrund
einer Teepause unbeaufsich-tigt ließ. Als er zurückkehrte, hatte
sich dasSpektrum wegen der Rotation der Erde umdie Sonne
verschoben. Das Thermometer, dassich zu Beginn im roten Bereich
befand, warnun ”unterhalb“ (lat.: infra) des Roten, also ineinem
Teil des Spektrums, der für unser Augenicht sichtbar ist.
Überraschenderweise zeigtegenau dieses Thermometer die höchste
Tem-peratur an. Herschel war sich sicher, dass eseine Strahlung
geben musste, die der Menschnicht sehen kann - die
Infrarotstrahlung.
Der Herschel-Versuch zu Hause
Für den Herschel-Versuch benötigt man einGlasprisma, schwarze
Farbe, drei Alkoholther-mometer, eine Uhr und einen Karton.
Damitdie Thermometer die Strahlung besser aufneh-men können,
färbt man zuerst deren Unter-
teil schwarz. Nun misst man mit dem Ther-mometer die
Umgebungstemperatur im Schat-ten. Mit dem Prisma erzeugt man ein
mög-lichst breites Spektrum und positioniert an-schließend im
blauen, grünen und infrarotenBereich jeweils ein Thermometer. Im
Abstandvon einer Minute überprüft man die Tempe-ratur und
vergleicht diese nach ca. fünf Minu-ten mit der
Umgebungstemperatur. Bei allendrei Thermometern fällt sofort eine
Tempera-turerhöhung auf, am stärksten im infrarotenBereich (um
ca. 3◦C).
Untersuchungen deselektromagnetischen Spektrums
Im Folgenden untersuchten wir das Licht desGlühfadens einer
Lampe (siehe Abb. 2). Wiesind die Spektralfarben im Licht einer
Glüh-lampe verteilt und wie verändert sich das Licht,wenn sich
die Temperatur des Glühfadens än-dert?
Abbildung 2: Experiment zur Untersuchung der Strah-
lung einer Glühlampe (Bestandteile: Glühlampe, Dim-
mer, Thermosäule nach Moll und einen Mikrovoltme-
ter).
Die Temperatur T des Glühfadens ermitteltenwir aus ihrem
Widerstand R, der sich ja mitsteigender Temperatur vergrößert:
R = R0 · [1 + α · (T − T0) + β · (T − T0)2].
R0 ist der Widerstand bei der Temperatur T0(273 K) und α und β
sind Temperaturkoeffizi-enten (für das Glühfadenmetall Wolfram
giltα = 4, 1 · 10−3 K−1 und β = 1, 0 · 10−6 K−2).Vorab mussten wir
den Widerstand RZ fürTZ = 20◦C bestimmen, um daraus R0 zu er-
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KURS 1 – ASTRONOMIE
mitteln:
R0 =RZ
[1 + α · (T − T0) + β · (T − T0)2].
Für R0 haben wir 12,5 Ω errechnet. Die mit-hilfe der oben
genannten Formel ermitteltenTemperaturen sind in Abb. 3 über den
jeweilsbeobachteten Farbeindrücken des Glühlampen-lichts
dargestellt.
Abbildung 3: Zusammenhang zwischen der Tempera-
tur des Glühfadens einer Glühlampe und der Lichtfar-
be.
Unsere Messungen ergaben folgende Ergebnis-se:1. Der
Farbeindruck verändert sich mit zuneh-mender Temperatur von Rot
über Gelb nachWeiß. Diese Gesetzmäßigkeit hat schon Wil-helm Wien
(1864-1928) festgestellt und in sei-nem Wienschen
Verschiebungsgesetz beschrie-ben:
λmax · T = 2898 µm K = konstant.
Mit diesem Gesetz lässt sich die Wellenlängeberechnen, bei der
die meiste Strahlung ab-gegeben wird. Dies haben wir für die
Glüh-lampe angewendet und herausgefunden, dassdiese bei einer
Temperatur von 2126 K am in-tensivsten strahlt:
λmax =2898 µm K
2126K≈ 1, 363 µm.
Das Strahlungsmaximum der Glühlampe liegtsomit im NIR, d. h.,
dass bei einer Glühlampe
nur ein kleiner Teil der elektrischen Energie inEnergie des
sichtbaren Lichts umgewandelt.
Mit dem Wienschen Verschiebungsgesetz ist esaber auch umgekehrt
möglich, aus dem Strah-lungsmaximum (Maximumswellenlänge λmaxkann
aus der Lichtfarbe abgeschätzt werden)auf die Temperatur eines
strahlenden Körpers,z. B. der eines Sternes, zu schließen. So
ergibtsich für die Sonne mit einer Maximumswellen-länge von etwa
500 nm eine Oberflächentem-peratur von
T =2898 µm K
0, 5 µm≈ 5796 K.
2. Trägt man die Spannung U (sie ist direktproportional zur
Strahlungsleistung P ) überT 4 auf, so erkennt man ein lineares
Verhal-ten (siehe Abb. 4). Es gilt daher annähernd,dass die
Ausstrahlung eines Körpers propor-tional zur 4. Potenz seiner
Temperatur (T 4)ist. Exakt haben dies Josef Stefan und Lud-wig
Boltzmann nachgewiesen und im Stefan-Boltzmann-Gesetz
zusammengefasst:
P = σ · T 4.
Darin ist σ = 5, 6 · 10−8W/(m2K4) die
Stefan-Boltzmann-Konstante. Damit erhält P die Di-mension W/m4, d.
h. die einer Strahlungsdich-te.
Abbildung 4: Zusammenhang zwischen der Spannung
der Thermosäule (Strahlungsleistung) bzw. Helligkeit
des Glühfadens und seiner Temperatur.
Um die gesamte von einem Körper ausgestrahl-te Energie zu
ermitteln, muss man P noch
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KURS 1 – ASTRONOMIE
mit der Oberfläche des abstrahlenden KörpersA multiplizieren.
Außerdem ist die Strahlungrealer Körper stets geringer als die des
Hohl-raumstrahlers. Für die gesamte Strahlungsleis-tung eines
Körpers erhält man die verallgemei-nerte Gleichung
Pges = � · σ ·A · T 4.
� ist eine dimensionslose Konstante und
heißt(Gesamt-)Emissionsgrad (des Materials derWandung). Dieser hat
nur für Hohlraumstrah-ler den Wert Eins, für die Oberfläche
realerKörper ist er immer kleiner als Eins und inden meisten
Fällen temperaturabhängig. BeiKenntnis der Größe der
abstrahlenden Ober-fläche einer Glühwendel, ihres
Emissionsgra-des und ihrer Gesamtstrahlungsleistung kannihre
Temperatur berechnet werden. UnsereGlühbirne war eine 100-W-Birne
mit einemWolframdraht, der etwa 0,1 mm dünn und 200mm lang ist.
Daraus ergibt sich eine Strah-lungsdichte von 1,59 W/mm2. Um die
Tem-peratur zu berechnen, muss man diesen Wertdurch σ teilen (für
� nehmen wir den Wert 1an). Dabei gilt:
T = 4√
1590000 W/m2
5, 6 · 10−8W/(m2K4)≈ 2300 K.
Die Oberflächentemperatur der Glühwendel be-trägt somit 2300
K also etwa 2027◦C. Wir neh-men an, wir haben die gesamte
Strahlungs-leistung des Sirius gemessen. Sie beträgt 6,4kW/cm2.
Sternstrahlung kann annähernd alsHohlraumstrahlung betrachtet
werden. Um dieTemperatur des Sterns zu berechnen, gilt nachdem
Stefan-Boltzmann-Gesetz:
T = 4√
1, 2 · 109 W/m2
5, 6 · 10−8W/(m2K4)≈ 12000 K.
Die Oberflächentemperatur des Sirius beträgtsomit etwa 12000
K.
Das Nahe Infrarot (NIR)Max Allmendinger, Melina Becker,Martin
Schimassek
Vor der Verwendung des Infraroten in der Astro-nomie widmeten
wir uns zuerst der Anwen-dung auf der Erde, und zwar unter
anderem
der Infrarotfotografie. Aufgrund der Unsicht-barkeit des
Infrarotlichts gibt es keine für unsMenschen realistischen Farben.
Deswegen ver-wendet man entweder Falschfarben oder Grau-Töne. Wo
viel Infrarotlicht aufgenommen wird,erscheint das Bild heller und
umgekehrt.
NIR-Fotografie
Die analoge Infrarotfotografie im NIR wurdeursprünglich vom
US-amerikanischen Militärentwickelt, um durch künstlichen Nebel
zu se-hen und künstliches von echtem Pflanzengrünzu
unterscheiden. Entgegen der landläufigenMeinung eignet sich die
analoge Infrarotfoto-grafie überhaupt nicht zum Detektieren
vonWärme und Wärmeunterschieden in den ir-dischen Verhältnissen,
da hier nur der ganznah am roten Licht liegende Bereich des
IR-Spektrums (NIR) erfasst wird. Entsprechendkann auch nicht im
Dunkeln fotografiert wer-den.
Abbildung 5: Schwarz-weißes Landschaftsbild im NIR.
Auffällig sind die helle Wiedergabe des Chlorophylls
(Blattgrüns) und der dagegen recht dunkel erscheinen-
de Himmel.
(Quelle: Martin Allmendinger)
Das nahe infrarote Licht wird von relativ hei-ßen Objekten, wie
zum Beispiel unserer Sonneoder einer Glühbirne ausgesandt. Hätte
manfür das NIR empfindliche Augen, würde dieWelt damit deutlich
anders aussehen, wie manin Abb. 5 sehr gut erkennen kann.
SichtbaresLicht und NIR-Licht unterscheiden sich dar-in, wie sie
reflektiert oder absorbiert werden.Wasser reflektiert
beispielsweise kaum das NIR.
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KURS 1 – ASTRONOMIE
Entsprechend wenig kommt beim Fotoappa-rat an und lässt Wasser
auf den Bildern sehrdunkel erscheinen. Das Gleiche passiert mitdem
Himmel. Alle Pflanzen werden dank ihrerstarken Reflexion im NIR
sehr hell abgebildet.Dieser Effekt der Infrarotfotografie wird
nachseinem Entdecker Robert Williams Wood alsWood-Effekt
bezeichnet.
NIR-Fotos selbst gemacht
Will man NIR-Bilder selber aufnehmen, so be-sorge man sich
Folgendes: Eine analoge Ka-mera, die kein infrarotgestütztes
Bildzählsys-tem verwendet, einen Infrarotfilm (der Ein-fachheit
halber einen Schwarz-Weiß-Film) undeinen möglichst dunklen
Rotfilter, da Infra-rotfilme auch für alle sichtbaren Farben
desLichts empfindlich sind. Optimal wäre ein In-frarotfilter, der
ausschließlich Licht jenseits derSichtbarkeitsgrenze durchlässt
und für uns des-wegen völlig schwarz aussieht. Abgesehen vondem,
was in der visuellen Analogfotografie be-achtet werden muss, gelten
für einen Infrarot-film folgende Besonderheiten:1. Der Film muss
bei vollständiger Dunkel-heit eingelegt werden, da er eine Licht
leitendeSchicht besitzt, die sonst den gesamten Filmbelichten
würde. Ist kein geeigneter Raum inder Nähe, kann man sich eines
so genanntenWechselsacks bedienen (siehe Abb. 6). Dieserist aus
absolut ”lichtdichtem”Material herge-stellt und ermöglicht das
Wechseln des Filmsin völliger Dunkelheit auch im Freien, wie inder
obigen Fotomontage.2. Durch die Verwendung von Filtern, die
füreinen richtigen Infrarot-Effekt unbedingt er-forderlich sind,
und die Aufnahme von Belich-tungsreihen (s. unten) erhöht sich die
Belich-tungszeit erheblich. Darum ist ein Stativ
meistunentbehrlich, um ein Verwackeln zu verhin-dern. Besonders
problematisch wird es bei ei-nem Infrarotfilter. Da das Licht, das
er nochdurchlässt für menschliche Augen nicht undfür
Belichtungsmesser, wenn überhaupt, nurschlecht wahrnehmbar ist,
muss man das Ob-jekt ohne Filter anvisieren und das Bild
scharfstellen. Dann nimmt man die ohne Filter ge-messene
Belichtungszeit und multipliziert siemit dem vom Hersteller
angegebenen oder dem
eigenen Erfahrungswert, stellt diese ein undmacht mit Filter und
Stativ das Bild.
Abbildung 6: Wechselsack mit Anwen-
dungsbeispiel in einer Fotomontage (Quelle:
http://de.wikipedia.org/wiki/Wechselsack).
3. Da man nie genau weiß, wie groß der Anteildes NIR-Lichts in
dem vom Belichtungsmes-ser gemessenen Licht ist, ist es
unerlässlich, sogenannte Belichtungsreihen zu machen. Dazubenutzt
man den manuellen Korrekturhebelder Kamera. Tendenziell muss man
die gemes-sene Zeit eher nach oben korrigieren, wobeimehr
unterschiedliche Belichtungen vom glei-chen Motiv natürlich mehr
Sicherheit geben,aber auch teurer sind.4. Da infrarotes Licht
weniger stark gebrochenwird als sichtbares Licht, gibt es eine
Fokus-differenz. Das bedeutet, dass man ganz normalim Visuellen
scharf stellt und anschließend da-von ausgehend das
Scharfstellrädchen bis zumroten Korrekturstrich auf dem Objektiv
ver-stellt. Auch wenn das Bild durch den Sucherjetzt unscharf
aussieht, ist es im Infrarotenscharf. Ist das zu kompliziert, kann
man ei-ne sehr kleine Blende (große Zahl, z. B. 22)und/oder ein
Weitwinkelobjektiv nehmen. Diedamit verbundene große Tiefenschärfe
besei-tigt das Problem weitgehend, weil dann sehrviel vor und
hinter dem im Sucher scharf er-scheinenden Objekt scharf wird. Ist
man mitden Aufnahmen fertig, muss der Film mit denBildern
entwickelt und diese vergrößert wer-den. Das könnte man in einem
Fotoladen ma-chen lassen, doch dann werden alle Bilder
gleichentwickelt und die gestalterischen Möglichkei-ten der
Entwicklung und Vergrößerung nicht
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KURS 1 – ASTRONOMIE
genutzt. Dies könnte im wesentlich teurerenSpeziallabor etwas
besser gemacht werden. Zu-sätzlich zu dem, was bei der Entwicklung
ei-nes jeden Schwarz-Weiß-Films zu beachten ist,gilt für
Infrarotfilme, dass die Herausnahmedes Films aus der Kamera und das
Einlegenin die (lichtdichte) Entwicklungsdose in abso-luter
Dunkelheit zu erfolgen hat. Weitere Hin-weise und Tipps zur
NIR-Fotografie und zurweiteren Verarbeitung der Bilder finden sich
u.a. im folgenden Buch von Rudolf Hillebrand:
”Infrarot-Fotografie auf anderer Wellenlänge“,1992, Verlag
Photografie AG, Schaffhausen.
Weitere Anwendungen für das NIR
Der Woodeffekt wird nicht nur in der NIR-Fotografie, sondern
auch in der Kartografie ge-nutzt, um Vegetationskarten der Erde
anzu-fertigen. Die Erde ist in drei Landschaftsty-pen eingeteilt:
Kahle Erde, Wasser und Vege-tation. Um diese zu unterscheiden,
betrachtetman sie nicht nur durch eine ”normale“ Kame-ra aus der
Luft, sondern auch mit einer Ka-mera für nahes Infrarotlicht, denn
im NIR zei-gen die spektralen Reflexionsgrade (wie starkein
Gegenstand das Licht reflektiert) größereUnterschiede. Wasser
wirft das NIR kaum zu-rück, die Vegetation hingegen reflektiert
dasNIR zum größten Teil und erscheint deswegenheller als Wasser.
Kahlen Boden und Vegeta-tion unterscheidet man auch durch den
hohenReflexionsgrad der Vegetation, denn die kahleErde absorbiert
das NIR stark.
Das NIR wird auch bei Überwachungskame-ras genutzt. Diese
können so auch in der Dun-kelheit funktionieren, vorausgesetzt,
dass diezu überwachende Region mit NIR-Licht be-strahlt wird. Im
Rahmen des Kurses haben wireine solche Kamera verwendet, um
verschie-dene Objekte im Dunkeln, allein beschienendurch NIR-LEDs
(Licht emittierende Dioden),zu betrachten.
Die Haut reflektiert/absorbiert die NIR-Strah-len so, dass die
Adern deutlicher sichtbar wer-den. Cola wird im NIR durchsichtig.
Ein Pflan-zenblatt reflektiert das NIR stark und leuchtetsomit sehr
hell und bei einem Geldschein siehtman im NIR nur noch etwa ein
Drittel des
Abbildung 7: 10 EURO-Schein rechts, so wie wir ihn
kennen (im visuellen Licht) und links im NIR-Licht
betrachtet (nach Übertragung ins sichtbare Licht).
Quelle: http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:10
euro infrarot aufnahme.JPG.
Scheins, was ein Anhaltspunkt für die Echt-heit des
Geldscheines ist (siehe Abb. 7).
NIR-Alltag: Digicam und Handy
Digital- und Handykameras machen das NIRsichtbar,
Fernbedienungen senden es aus. Sokann man die Funktion einer
Fernbedienungprüfen, indem man ihre Sendediode durch ei-ne Kamera
anschaut. Ein anderer Bezug desHandys zum NIR betrifft die
Datenübertra-gung. Über die Datenschnittstelle können Da-ten von
Handy zu Handy (oder von PC zuDrucker) mittels NIR-Licht geschickt
werden.
NIR-Technik selbst erlebt
Im Folgenden wollen wir eine NIR-Lichtschrankebauen, um z.B. die
NIR-Transparenz von Stof-fen testen zu können. Wir brauchen dazu
fol-gende Bauteile:
Für den NIR-Sender:
• eine IR-LED SFH485, 5 mm Durchmes-ser, blau (1)
• Widerstände für Sender und Empfänger:220, 330, 1000 Ω
(2)
• eine Low-current-LED grün, 3 mm Durch-messer (3)
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KURS 1 – ASTRONOMIE
Für den NIR-Empfänger:
• eine Low-current-LED, rot, 3 mm Durch-messer (4)
• einen IR-Fototransistor LPT-80A (5)
Abbildung 8: Bauelemente für die NIR-Lichtschranke.
Außerdem braucht man noch eine Stromver-sorgung mit 6 V
Gleichspannung. Wir habenein fertiges Steckernetzteil verwendet,
das übereine Anschlussklemme an die Lochrasterplat-te
angeschlossen wurde. Die einzelnen Bauteilewerden hier im Einzelnen
erklärt:1. Die NIR-LED gibt bei Stromfluss in Durch-lassrichtung
NIR-Licht ab.2. Die Widerstände begrenzen den Strom. Mitihnen kann
die geeignete Stromstärke für dieeinzelnen Komponenten geregelt
werden, wo-durch der max. zulässige Strom für die emp-findlichen
LEDs bzw. den Transistor nicht über-schritten wird.3. Die LED
(Licht emmitierende Diode) istein Halbleiterbauteil. Sie ist erst
ab einer be-stimmten Spannung leitend und gibt dabeiLicht in einer
bestimmten Wellenlänge (d. h.Farbe) ab. Low Current heißt
lediglich, dassdiese Diode bereits bei 2-3 mA Strom so hellwie eine
”normale“ LED bei 20 mA ist.4. siehe 3.5. Die Leitfähigkeit des
Transistors ist von derIntensität des einfallenden IR-Lichtes
abhän-gig.
Erklärung der Schaltung
Die Schaltung besteht aus zwei Teilen: SenderDer Sender (in Abb.
9 links vom roten Strich)ist aus 2 Widerständen: 1 kΩ und 220 Ω,
dergrünen LED und der NIR-LED aufgebaut. Die
grüne LED hat einen größeren Vorwiderstandals die NIR-LED,
denn sie ”braucht“ nur 2-3 mA Strom, die NIR-LED ca. 20 mA.
Hier-bei dient die grüne LED nur als Kontrolle fürdas Anliegen
der Betriebsspannung. Empfän-ger Der Empfänger (rechts vom roten
Strich)wird so aufgebaut, dass der Fototransistor, dierote LED und
der 330 Ω-Widerstand in Reihegeschaltet sind. D. h., der Stromkreis
wird ge-schlossen, wenn der Fototransistor durchschal-tet. Dann
leuchtet die rote LED, ansonstennicht. Der Widerstand ist kleiner
als beim Emp-fänger, weil hier die Bauteile bereits in
Reihegeschaltet sind und die Spannungsabfälle anden einzelnen
Teilen selbst zur Verringerungdes Stromes führen.
Abbildung 9: Schaltplan für die NIR-Lichtschranke.
Bauanleitung
Zuerst wird der Sender aufgebaut:1. Auf der Lochrasterplatte
wird zuerst dieAnschlussklemme (1.) befestigt (vgl. Abb. 10).Beide
Kontakte werden separat angelötet. Ei-ne Seite der Klemme wird als
Plus markiert(im Bild rot).2. Dann lötet man den 1kΩ-Widerstand
R2(2.) am Pluspol der Klemme an.3. Den freien Pol des Widerstandes
lötet manan die grüne LED1 (3.). Hierbei muss die Po-larität der
LED beachtet werden. Die Diodemuss in Durchlassrichtung geschaltet
sein. Da-zu wird der Pluspol, d. h. der längere An-schluss der
LED, mit dem Widerstand verlö-tet. Es ist zweckmäßig, die
Polarität der LED
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KURS 1 – ASTRONOMIE
vor dem Löten zu überprüfen.4. Nun verbindet man den freien
Pol der Di-ode mit Masse (dem Minuspol).5. Anschließend lötet man
an die Plusklem-me den 220 Ω-Widerstand R1 an. Er sollte soauf der
Platine angebracht werden (siehe Abb.10), dass später das Licht
der NIR-LED nichtvon dem Fototransistor abgeschattet wird (d.h.,
”dass dem Licht nichts im Wege steht“).6. Nun wird die NIR-LED in
Durchlassrich-tung (hier gilt dasselbe wie bei 3.) an denfreien Pol
des Widerstands R1 angeschlossen.Der 2. Pol wird mit dem Minuspol
verbunden.Hierbei darf die LED nicht zu tief hineinge-steckt
werden, damit sie noch umgebogen wer-den kann. So kann das Licht
der NIR-LED di-rekt den Foto-Transistor erreichen (vgl.
Abb.10).
Abbildung 10: Aufbau der Lichtschranke auf der Pla-
tine im Foto (oben) und schematisch (unten).
Die Lichtschranke ist somit fertig für den Test.Nach Anschluss
der Stromquelle können dieVersuche beginnen. Ein Experiment wäre
z.B., den Lichtweg durch verschiedene Gegen-stände zu versperren
und zu beobachten, obund wie diese für das NIR durchlässig
sind.
Damit wäre der Sender bereit für den Funkti-onstest. Dazu legt
man Spannung an (auf Po-larität achten!). Die grüne LED muss
dabeileuchten. Mit einer Digitalkamera muss dasLeuchten der NIR-LED
zu sehen sein. NachAbklemmen der Spannung kann es mit dem2. Teil
der Schaltung, dem Empfänger, weiter
gehen:7. Um etwas Platz für Testgegenstände zu be-kommen,
werden die Empfängerteile am an-deren Ende der Platine angebracht.
Die roteLED2 wird mit dem Pluspol (dem längerenAnschluss) über
einen längeren Draht auf derUnterseite der Platine mit dem Pluspol
derKlemme verbunden und festgelötet.8. Nun wird an den freien Pol
der LED2 (denMinuspol) des 330 Ω-Widerstandes gelötet. Ersollte
hinter dem später zu platzierenden Foto-transistor liegen, damit
eine direkte Linie zwi-schen den beiden NIR-Bauteilen entsteht.9.
Jetzt kann der NIR-Fototransistor angelö-tet werden. Dieser
Transistor hat nur 2 Pole.Der längere Anschluss ist der Kollektor,
derandere der Emitter. Es empfiehlt sich jedoch,alle polaren
Bauteile vor dem Festlöten auf Po-larität und Funktion mit z. B.
einem Multime-ter zu prüfen. Der Kollektor des Transistorsmuss an
den freien Pol des Widerstandes an-gelötet werden. Der Transistor
ist so zu plat-zieren, dass die kleine Linse (kleine Halbkugelauf
einer Seite des Transistors, siehe roter Pfeilin Abb. 10) in
Richtung der NIR-LED zeigt.Der andere Pol (Emitter) wird an den
Minus-pol angeschlossen.
Abbildung 11: Franziska und Corinna beim Löten der
Schaltung für die NIR-Lichtschranke.
Die Lichtschranke ist somit fertig für den Test.Nach Anschluss
der Stromquelle können dieVersuche beginnen. Ein Experiment wäre
z.B., den Lichtweg durch verschiedene Gegen-stände zu versperren
und zu beobachten, obund wie diese für NIR durchlässig sind.
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KURS 1 – ASTRONOMIE
Das Mittlere Infrarot (MIR)
Nina Held, Lasse Wurzel
Das Mittlere Infrarot (MIR), in einem Teilbe-reich auch als
thermisches Infrarot oder auchWärmestrahlung bekannt, schließt
sich mit ei-nem Wellenlängenbereich von 4 bis 40 µm di-rekt an das
NIR an. Der Name Wärmestrah-lung kommt von der Eigenschaft des
MIR, dieMoleküle unserer Haut zum stärkeren Schwin-gen anzuregen,
wodurch die Temperatur er-höht wird. Das MIR kann man z. B. mit
Hil-fe einer Thermografiekamera (siehe Abb. 12)nachweisen. Diese
macht Aufnahmen im ther-mischen Infrarot, d. h. in einem
Wellenlängen-bereich von meist 3,5 bis 14 µm.
Abbildung 12: Thermografiekamera vom Typ Ti 10
von FLUKE.
Bei Farbbildern, die im MIR aufgenommen wur-den, handelt es sich
bei den Farben um so-genannte Falschfarben zum Zwecke der
Ver-bildlichung (”Übersetzung“ ins Sichtbare).
BeiSchwarz-Weiß-Bildern, die im MIR aufgenom-men wurden, handelt es
sich bei den hellerenStellen um wärmere Stellen und bei dunkle-ren
um kältere. Bei Farbbildern der Thermo-grafiekamera, mit der wir
im Kurs gearbeitethaben, ebenso bei Abb. 12 und Abb. 13, be-deutet
schwarz eine kalte Stelle und rot eineheiße.
Irdische Anwendungen
Das MIR wird von Militär und Polizei zur Su-che nach
Vermissten, entflohenen Verbrechernetc. und bei zielsuchenden
Waffen verwendet.Die Industrie verwendet es, um kritische
Zu-stände (Hot Spots) bei Maschinen, Anlagenund Installationen
früher zu erkennen. Baufir-men verwenden Thermografiekameras zur
Su-che nach Wärmelecks bei Gebäuden. In Abb.13 sieht man eine
solche Aufnahme, auf dersehr gut zu erkennen ist, dass die Fenster
imBereich der Rollläden schlecht isoliert sind unddort deshalb
sehr viel Wärme austritt.
Abbildung 13: Haus im Mittleren Infrarot, auf-
genommen von einer Baufirma (Bildquelle:
http://www.flirthermography.de/images/gallery/
HausRollladenkasten.jpg).
MIR-Strahlung in der Medizin
Infrarotstrahlung wird in der Medizin in denBereichen Prophylaxe
(Vorbeugen und Verhü-ten von Krankheiten), Diagnose (Erkennen
vonKrankheiten) und Therapie (Be-handeln undHeilen von Krankheiten)
eingesetzt.
Prophylaxe
Seit einigen Jahren werden als Alternative zurSauna
Infrarotwärmekabinen angeboten. In die-sen Kabinen wird der
Körper durch Infrarot-strahlung erwärmt. Die positiven
Wirkungenauf den Organismus beim Aufenthalt in ei-ner
Infrarotwärmekabine sind mit denen beim
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KURS 1 – ASTRONOMIE
Saunieren vergleichbar: Anregung des Herz-Kreislauf-Systems und
des Stoffwechsels, Stär-kung des Immunsystems, Absenkung des
Blut-drucks, Ausscheidung von Giftstoffen, bessereDurchblutung
besonders der Haut und Reini-gung der Haut von Verunreinigungen und
ver-hornten Hautzellen.
Diagnose
Das einfachere der beiden verwendeten Dia-gnoseverfahren ist die
Fiebermessung mithil-fe eines so genannten Infrarotpyrometers.
Die-ses Infrarotthermometer misst die Tempera-tur des Trommelfells
im Ohr, wobei das Geräteinfach vor den Eingang des Gehörganges
ge-halten wird. Diese Methode ist sehr viel ver-lässlicher und
genauer als die üblichen Verfah-ren zur Fiebermessung und
benötigt außerdemnur wenige Sekunden.
Abbildung 14: Visualisiertes MIR-Bild eines
Hundeskopfs. (Quelle: http://upload. wikime-
dia.org/wikipedia/commons/0/0c/ Infrared dog.jpg)
Das zweite diagnostische Verfahren ist die hoch-auflösende
medizinische Infrarotthermografie(HIRT), bei der die
Wärmeabstrahlung derKörperoberfläche mithilfe einer
Infrarotkame-ra aufgezeichnet wird. Die daraus berechne-ten
Temperaturen werden auf den erhaltenenBildern mit verschiedenen
Farben dargestellt.Abb. 14 zeigt das Bild eines Hundes, das
mitdiesem Verfahren aufgenommen wurde. Manerkennt deutlich, dass am
Kopf des Hundesdas Maul, die Augen und die Ohren die stärks-te
Wärmeabstrahlung zeigen, während die Na-se deutlich kälter ist.
Jede Abweichung derermittelten Temperatur vom typischen
Tem-peraturmuster der Körperoberfläche bedeuteteine verstärkte
oder eingeschränkte Durchblu-
tung des betroffenen Bereiches und weist aufeine
Funktionsstörung hin. Erkrankungen, diemithilfe der HIRT erkannt
werden können, sindz. B. Entzündungen, innere Verletzungen,
Tu-more, Nervenschädigungen, Störungen derSchilddrüsenfunktion,
rheumatische Leiden,Durchblutungsstörungen und
Venenerkrankung-en.
Therapie
In der Therapie stammt die verwendete Infra-rotstrahlung im
einfachsten Fall von Rotlicht-lampen, die vor allem in der
Heimanwendungverbreitet sind. Die von ihnen
ausgestrahlteInfrarotstrahlung dringt wenige Millimeter insGewebe
ein. Der therapeutische Effekt bestehtin einer
Blutgefäßerweiterung und damit ei-ner verbesserten Durchblutung
des bestrahl-ten Körperbereiches. Zu den Erkrankungen,die mit
Rotlichtlampen behandelt werden kön-nen, gehören vor allem
Muskelverspannungen,rheumatische Beschwerden und Entzündungen,z.
B. Entzündungen des Mittelohrs und derNasennebenhöhlen.Für die
gleichen Zwecke wie Rotlichtlampenkönnen Infrarot-Laser mit
geringer Leistungverwendet werden. Der Vorteil der Infrarot-Laser
gegenüber den Rotlichtlampen liegt zumeinen darin, dass sich mit
dem Laserstrahl ei-ne Körperstelle genauer und enger
begrenztbestrahlen lässt. Außerdem besitzt der Laser-strahl eine
größere Eindringtiefe, die bis zu 5cm beträgt. Daher eignen sich
diese Infrarot-Laser auch für tiefer liegende
Erkrankungen.Infrarot-Laser mit starker Leistung werden inder
Chirurgie eingesetzt. Laserstrahlen lassensich als Skalpell zum
Setzen sehr präziser undfeiner Schnitte z. B. in der
Neurochirurgie undder Augenheilkunde verwenden. Durch die
Hit-zeeinwirkung kommt es gleichzeitig zu einem
”Verschweißen“ des Gewebes (Koagulation), sodass bei der
Verwendung eines Laserskalpellskeine Blutungen auftreten. Die
Fähigkeit zurKoagulation nutzt man bei den Laserkoagula-toren, die
man bei Operationen oder bei mas-siven Blutungen zum Verschließen
von Blut-gefäßen einsetzt.
16
-
KURS 1 – ASTRONOMIE
Spiegelnde und diffuse Reflexion
Jegliche Anwendung von Infrarotstrahlung er-fordert deren
Richtungsänderung durch Refle-xion. Im Folgenden wird die
Reflexion etwasgenauer betrachtet.Die Art der Reflexion von
Strahlung an einerOberfläche ist abhängig von der
Oberflächen-beschaffenheit. Bei einer glatten Oberfläche,die
gegenüber der Wellenlänge der auftreffen-den Strahlung nur kleine
Rauhigkeiten auf-weist, wird ein Lichtstrahl entsprechend
demReflexionsgesetz vorhersagbar reflektiert. Manspricht in diesem
Fall von einer spiegelndenReflexion (links in Abb. 15).Bei einer
Oberfläche mit einer großen Rauhig-keit relativ zur Wellenlänge
wird die Strahlungin verschiedene Richtungen reflektiert.
DieseReflexion wird als diffuse Reflexion bezeich-net (in Abb. 15:
rechts). Damit bei Teleskop-spiegeln keine diffuse Reflexion
auftritt, mussderen Oberflächengenauigkeit mindestens imBereich
der Wellenlänge der Strahlung liegen,die beobachtet werden
soll.
Abbildung 15: Spiegelnde (links) und diffuse Reflexion
(rechts, auch Streuung genannt) eines Lichtbündels.
Infrarot-AstronomieUmut Yildiz, Adrian Prochaska,Corinna
Kunz
Das Sonnensystem im Infraroten
Alle Objekte in unserem Sonnensystem (Pla-neten, Asteroiden,
Kometen und die Sonne)sind auch im Infraroten (IR) beobachtbar.
Die-se IR-Strahlung ist zum einen auf reflektiertesSonnenlicht
zurückzuführen (NIR). Zum ande-ren stammt sie aus der Emission
der erwärm-ten Festkörper oder von angeregten Gasteil-chen (MIR).
Infrarotbeobachtungen auf der Er-
de werden durch die Erdatmosphäre stark be-hindert. Besonders
der Wasserdampf und dasKohlenstoffdioxid absorbieren die
Infrarot-Strahlung bei bestimmten Wellenlängen. Dochdiese
Absorptionslinien (stoffspezifische Ab-sorption, z. B. Natrium
absorbiert das Licht inzwei bestimmten Orangetönen) und
-bandenverhelfen den Astronomen herauszufinden, wel-che Moleküle
in den Atmosphären anderer Pla-neten vorkommen. H2O und CO2
absorbierendie Strahlung der für sie typischen Wellenlän-gen. So
entdeckte man beispielsweise, dass ca.97 % der Venusatmosphäre aus
CO2 bestehtoder dass ein Teil der Uranusatmosphäre (ca.2 %) aus
Methan besteht.
So, wie die Moleküle bei bestimmten Wellen-längen
Strahlungsenergie aufnehmen (absor-bieren), so können sie diese
auch wieder ab-geben (emittieren). Das Visible and InfraredThermal
Imaging Spectrometer (VIRTIS) anBord der ESA Sonde Venus Express
wies zumersten Mal das Hydroxyl-Molekül (OH) in denoberen
Bereichen der Venusatmosphäre durchdessen Infrarotemission nach.
Dieses bekann-te Radikal (Atom bzw. Molekül mit mindes-tens einem
nicht gepaarten Elektron, sehr re-aktionsfreudig) besteht aus einem
Wasserstoff-und einem Sauerstoffatom. Es ist sehr reak-tionsfähig.
Aufgrund seiner geringen Lebens-dauer war es sehr schwer
nachzuweisen. Aufder Erde spielt es eine große Rolle bei der
Bin-dung von Sauerstoffatomen, auf dem Mars sta-bilisiert es das
Kohlenstoffdioxid, damit es sichnicht in Kohlenstoffmonoxid
umwandelt.
Die Menge der IR-Strahlung hängt von derMenge der OH-Moleküle
und diese wiederumvon der Menge der Ozon-Moleküle der Atmo-sphäre
ab. Demzufolge versuchen die Forscher,aus der Abstrahlung des
Hydroxylmoleküls aufdie Ozonmenge zu schließen. Sie stellten
großeSchwankungen der IR-Strahlung fest (bis zu50 % pro
Umkreisung), die vermutlich durchgroße Veränderungen der Ozonwerte
entstan-den sind. Nun versuchen die Wissenschaftlerüber
verschiedene Computermodelle auf wei-tere Zusammenhänge zu
schließen. Dennochwies Venus Express nach, dass dieser
Planeterdähnlicher ist, als vorher angenommen wur-de.
17
-
KURS 1 – ASTRONOMIE
Abbildung 16: Das Hydroxyl-Molekül, bestehend aus
einem Sauerstoffatom (blau im Bild) und einem Was-
serstoffatom (rot im) wurde in der Venusatmosphäre
nachgewiesen. Quelle: ESA/ C. Carreau.
Abbildung 17: Helligkeitsunterschied zwischen Stern
und Planet im Visuellen (links) und im MIR (rechts)
- ein Modell.
Exoplaneten im Infraroten
Was ist ein Exoplanet?
Ein Exoplanet, auch extrasolarer Planet, istein Planet außerhalb
des gravitativen Einflus-ses unserer Sonne. Exoplaneten gehören
nichtzu unserem Sonnensystem und umlaufen einenanderen Stern.
Planetenartige Objekte, die kei-nen Stern umkreisen, nennt man
Planemos.
Suche nach Exoplaneten im IR
Die Suche nach extrasolaren Planeten im In-fraroten ist
erfolgversprechender als im sicht-baren Bereich, da die
Infrarotstrahlung weni-ger durch kosmischen Staub aufgehalten
wird.Außerdem ist der Helligkeitsunterschied zwi-schen Stern und
Planet im IR deutlich gerin-ger als im Visuellen.
Nachweismethoden
Fast alle Exoplaneten wurden bisher nur indi-rekt nachgewiesen.
Für den indirekten Nach-weis existieren die folgend aufgelisteten
Me-thoden. Die direkte Abbildung wird meist nochdurch den großen
Helligkeitsunterschied zwi-schen Stern und Planet verhindert.
Transitmethode:Durch das Umlaufen des ”Muttersterns“ ent-steht
eine periodische Absenkung der Hellig-keit, die sich mit
hochpräziser Helligkeitsmes-sung des Sterns (Photometrie)
bestimmen lässt.Nachteil: Diese Methode funktioniert nur, wenndie
Planetenlaufbahn etwa in der Betrachtungs-ebene liegt.
Radialgeschwindigkeitsmethode:Durch Blau- und Rotverschiebungen
des Lichtseines Sterns schließt man auf einen Begleitpla-neten.
Nachteil: Wenn die Umlaufbahn ortho-gonal zur Betrachtungsebene
liegt, klappt diesnicht.
Astrometrische Methode:Die Astrometrische Methode nutzt den
glei-chen Effekt wie die Radialgeschwindigkeitsme-thode. Allerdings
misst man dabei nicht dieBewegung des Sterns auf den Beobachter
zuoder von ihm weg, sondern die Bewegung inder Ebene des Himmels.
Nachteil: Die Win-kelauslenkung der Sterne ist sehr klein (z.
B.0,001” für die durch Jupiter ausgelenkte Son-ne, betrachtet aus
einer Entfernung von 10pc).Bisher ist es kaum möglich,
erdähnliche Exo-planeten nachzuweisen.
Untersuchung der Atmosphäre
Um die Atmosphäre eines Exoplaneten auf che-mische Elemente zu
untersuchen, wird sein IR-Spektrum untersucht. Die Erforschung der
At-mosphäre eines Exoplaneten ist sehr viel ein-facher, wenn der
Planet noch jung ist, da erdann mehr IR-Strahlung aussendet.
Einige Entdeckungen
2M1207b: Etwa 5-fache Jupitermasse, Exo-planet des Braunen
Zwergs 2M1207 (20-fache
18
-
KURS 1 – ASTRONOMIE
Jupitermasse), Brauner Zwerg: planetenarti-ges Objekt, mit 13-
bis 75-facher Jupitermasseund einem Status zwischen Planet und
Stern,bisher wahrscheinlich erster direkter fotogra-fischer
Bildnachweis eines extrasolaren Plane-tenHD 149026: Gelber Stern
mit 1,3-facher Son-nenmasse, Exoplanet mit 0,36-facher
Jupiter-masse und der Größe des Saturns, einziger Gas-riese, bei
dem mehr als 50 % der Masse aufden festen Kern zurückfällt, ein
Jahr dauertfür diesen Exoplaneten nur 2,87 ErdtageCoRoT-Exo-4b:
Entdeckung am 24. Juli 2008mit ilfe des Satelliten CoRoT, riesiger
Gasballmit 1,2-fachem Jupitervolumen und 70 %sei-ner Masse,
Rotationsdauer = UmlaufzeitGliese 876: Stern mit 32 %
Sonnenmasseund 36 % Sonnendurchmesser, im SternbildWassermann, der
kleinste bisher entdeckte Exo-planet, 8-fache Erdmasse und
doppelter Erd-durchmesser
Abbildung 18: Gliese 876 und seine Umgebung
in einer künstlerischen Darstellung (Quelle:
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/
2002/27/image/a/).
Kosmischer Staub und das Infrarote
In unserem Universum gibt es interplaneta-ren, interstellaren
und auch intergalaktischenStaub. Er besteht aus den Resten
gestorbenerSterne, die schwerere Elemente als Helium inihrem
Inneren durch Kernfusion erzeugt ha-ben. Interplanetarer Staub
befindet sich zwi-
schen den Planeten eines Sonnensystems, in-terstellarer Staub im
Raum zwischen den Ster-nen einer Galaxie und intergalaktischer
Staubzwischen den Galaxien. Der Staub liegt in Wol-ken vermischt
mit Gas vor, wobei das Massen-verhältnis Gas zu Staub etwa 100:1
beträgt.Durch die interstellare Materie wird die Licht-ausbreitung
im Universum mehr oder weni-ger behindert, ein Sachverhalt, der uns
schonaus der Absorption mancher Wellenlängen
deselektromagnetischen Spektrums aufgrund un-serer Atmosphäre
bekannt ist. Die Absorptionder Strahlung erfolgt im Gas bei
bestimmtenWellenlängen (entsprechend der Energie, diefür einen
Quantenübergang bei einem Atomoder für eine Schwingung bei einem
Molekülnötig ist), wobei Absorptionslinien oder -ban-den
entstehen. Der Staub verursacht in derRegel eine kontinuierliche
Absorption, d. h.sehr große Bereiche des
elektromagnetischenSpektrums werden so stark absorbiert, dass
sienicht mehr nachweisbar sind. Im IR-Bereichist die Absorption im
Weltraum deutlich ge-ringer, weswegen dieser
Wellenlängenbereichmehr Durchblick auf unbekannte Gegenden
er-möglicht.
Blick ins Milchstraßenzentrum
Lange bestand die Frage, ob sich im Zentrumdes
Milchstraßensystems ein supermassivesSchwarzes Loch befindet. Wir
können diesenBereich nicht im sichtbaren Licht beobachten,da
dieses Licht vom Staub in der galaktischenScheibe wie oben
beschrieben völlig absorbiertwird. Weil NIR-Licht eine größere
Wellenlän-ge hat, wird es vom Staub weit weniger ab-sorbiert, da
die Energie der Strahlung nichtso gut in Bewegungsenergie der
Staubteilchen-bausteine umgesetzt werden kann.Mit diesem Wissen
konnten europäische Wis-senschaftler an der Südsternwarte ESO in
Chi-le 1992 die Sterne im galaktischen Zentrumerstmals beobachten
und fanden dabei heraus,dass diese einen kleinen Bereich mit hoher
Ge-schwindigkeit umlaufen. Dabei fiel vor allemder so genannte
Stern S2 auf, der dem Zen-trum sehr nahe ist. In den darauf
folgendenJahren bestimmten sie immer wieder seinenStandort und
konnten somit seine Umlaufzeit
19
-
KURS 1 – ASTRONOMIE
von 15,2 Jahren bei einer mittleren Umlaufge-schwindigkeit von
5000 km/s und die Halbach-se seiner Umlaufbahn in Erfahrung
bringen.
Abbildung 19: Galaktisches Zentrum im NIR
(links), Umlaufbahn des Sterns S2 (rechts) (Quelle:
http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-
2002/ phot-23c-02-preview.jpg).
Aufgrund dieser Daten konnte mithilfe des drit-ten Keplerschen
Gesetzes die Masse im Zen-trum errechnet werden, die dazu im Stande
ist,eine solche Gravitationskraft aufzubringen, umden Stern S2 auf
seiner Bahn zu halten. Esergab sich eine Punktmasse von 3,7
MillionenSonnenmassen. Da die Umlaufbahn von S2 dasVolumen des
Objektes jedoch begrenzt, musses sich hierbei um ein supermassives
Schwar-zes Loch handeln, da kein anderes Objekt einesolche Masse in
einem so kleinen Gebiet vor-weisen kann. Dieses Schwarze Loch wird
Sa-gittarius A? (Sgr A?) genannt.
Probleme der IR-BeobachtungFranziska Müller, Stipe Cikes
Es gibt verschiedene Probleme bei der IR-Be-obachtung. Diese
kommen einerseits von derErdatmosphäre und andererseits von der
Ei-genstrahlung der Teleskope (das so genannteRauschen).
Die Wirkungen der Erdatmosphäre
Die wesentliche Beeinflussung der Strahlungin der Erdatmosphäre
geht auf die Absorpti-
on zurück. Abb. 20 zeigt den Unterschied zwi-schen der
Strahlung, die auf der Atmosphä-renoberfläche und auf der
Erdoberfläche auf-trifft. Abb. 21 zeigt die Absorption
verschie-dener Stoffe in der Atmosphäre. Die buntenAbschnitte
bedeuten, dass hier keine Strah-lung durchgelassen wird. Man kann
hier guterkennen, dass Ozon (gelb) uns vor den ge-fährlichen
UV-Strahlen schützt und Wasser-dampf fast die gesamte
FIR-Strahlung absor-biert. Der Nachteil der Absorption ist,
dassBeobachtungen von der Erdoberfläche er-schwert werden, da wir
nicht alle Wellenlängenempfangen können. Dieser Nachteil kann
aberauch von Vorteil für die Astronomen sein, weildurch die
absorbierte Strahlung die chemischeZusammensetzung der Atmosphären
andererPlaneten bestimmt werden kann.
Abbildung 20: Einfluss der Erdatmosphäre auf die
Strahlung der Sonne (Quelle: www.webgeo.de).
IR-Observatorien
Es gibt drei verschiedene Arten von IR-Obser-vatorien: Die erste
Möglichkeit sind Satelliten,die aber sehr teuer sind und bei
Fehlfunktio-nen in der Regel nicht repariert werden kön-nen. Ein
Beispiel dafür ist HERSCHEL, der imJahre 2009 gestartet wird. Die
zweite Möglich-keit bieten umgebaute Flugzeuge, die in
derStratosphäre fliegen, so dass die Absorptiondurch die Wirkung
der Erdatmosphäre im IRdrastisch verringert werden kann. Ein
Beispieldafür ist das SOFIA-Projekt der NASA undDLR, aber darüber
später mehr.
Die dritte Art wird sehr häufig angewendet,weil sie am
preiswertesten ist: Fest installierte
20
-
KURS 1 – ASTRONOMIE
Abbildung 21: Selektive Absorption verschiedener Gase in der
Atmosphäre (Quelle: www.webgeo.de).
Teleskope auf der Erde. Diese werden meistauf hohen Bergen
aufgebaut, öffnen aber nurein kleines Fenster für das IR. Zwei
Beispie-le dafür sind das Kitt-Peak-Observatorium inArizona (2100
m hoch in der Wüste), sowie dasObservatorium in Hawaii in der
Höhe von 4480m auf dem Berg Mauna Kea. Aber jedes die-ser
verschiedenen Observatorien hat Vor- undNachteile.
Abbildung 22: Vergleich SOFIA mit Mauna Kea Ob-
servatorium (Quelle: www.dsi.uni-stuttgart.de).
In Abb. 22 ist der Vorteil von SOFIA gegen-über dem
Keck-Teleskop auf dem erloschenenVulkan Mauna Kea dargestellt. Die
große ro-sa Fläche zeigt die Strahlung, die von SOFIAempfangen
werden kann und als durchgezoge-ne dunkle Linie diejenige, die auf
dem MaunaKea eintrifft. Man kann erkennen, dass SOFIAim Mittleren
sowie im Fernen Infrarot durchihre Höhe einen deutlichen Vorteil
gegenüberdem Teleskop auf der Erdoberfläche hat. Bei-de können
aber im Bereich von 15 µm nur sehrwenig empfangen. Dieser
Wellenlängenbereichwird hauptsächlich von Kohlenstoffdioxid
ab-sorbiert, der sich vor allem in sehr großen Hö-hen
befindet.
Die Kühlung: Mittel Nr.1 gegen dasRauschen
Der Detektor muss mit sehr dünnen aber sehrzugfesten Speichen
in der Hülle befestigt wer-den, damit er fest verankert wird, aber
dieSpeichen dürfen die Hitze von der Außenhül-le nicht an den
Detektor weiterleiten. Außer-dem muss der Empfänger auf eine sehr
nied-rige Temperatur gebracht werden, da diesersonst noch zu viel
Eigenstrahlung aussendet.Diese Kühlung erreicht man, indem man
flüs-siges Helium, dessen Siedetemperatur bei 2,8K liegt,
verdampfen lässt. Außerdem ist eineAbschirmung gegen
Fremdeinstrahlung z. B.die der Sonne oder die der Erde sehr
wichtig.
Das Choppen: Mittel Nr. 2 gegen dasRauschen
Der Chopper-Spiegel lässt das Bild eines Him-melsobjekts auf
der Kamera periodisch mit 3Hz um ca. 1-3 Bogenminuten hin- und
her-springen. Auf ein Pixel des Detektors fällt nunabwechselnd
Signal 1 also Grundrauschen mitObjekt und danach Signal 2 nur
Grundrau-schen ohne Objekt. Signal 2 wird dann vonSignal 1
subtrahiert. Diese Differenz ist danndas verbesserte Bild. Der
Chopper wird beieiner Temperatur von −270◦C betrieben undbenötigt
nur zwei Milliwatt Antriebsleistung.
SOFIA
Das Stratosphären-Observatorium für Infrarot-Astronomie
(SOFIA) ist eine umgebaute Boe-ing 747 SP (verkürzte Version) mit
einem Te-leskop mit 2,7 m Durchmesser an Bord. Eshandelt sich dabei
um eine fliegende Sternwar-
21
-
KURS 1 – ASTRONOMIE
te. Erste Beobachtungen werden voraussicht-lich ab 2009
stattfinden. Später wollen Astro-nomen dann mehrmals wöchentlich
mit SO-FIA abheben, um die Entstehung junger Ster-ne und
Planetensysteme zu beobachten oderdas Zentrum unserer
Heimatgalaxie, der Milch-straße, genau zu untersuchen.Das infrarote
Licht dieser Objekte, für das sichdie Wissenschaftler besonders
interessieren, istvom Boden aus nur eingeschränkt zu empfan-gen,
da insbesondere der Wasserdampf in derErdatmosphäre diese
Strahlung absorbiert. Ineiner Flughöhe von etwa 13 Kilometern ist
derEinfluss des Wasserdampfs vernachlässigbarund somit der Weg
frei für die Beobachtungder infraroten Strahlung astronomischer
Ob-jekte.
Abbildung 23: SOFIA in einem Testflug (Quelle:
www.dsi.uni-stuttgart.de).
Das Teleskop befindet sich hinter einer ver-schließbaren
Öffnung im hinteren Teil des Flug-zeugrumpfes. Ein Druckschott
trennt die Pas-sagierkabine und den Teleskopraum voneinan-der. Beim
Betrieb mit geöffneter Luke ist dasTeleskop den äußeren
Bedingungen ausgesetzt.Bei dieser Flughöhe bedeutet dies eine
Tempe-ratur von ca. −60◦C und ungefähr ein Fünfteldes Luftdrucks
am Erdboden. Um die Anpas-sung des Teleskops an diese Bedingungen
zubeschleunigen, wird es bereits am Boden mitflüssigem Helium
heruntergekühlt. Bei Startund Landung ist die Kabine durch eine
Rolltür
vor Staub, Schmutz und allzu starken Luftwir-beln geschützt.
Sie soll auch verhindern, dassdie Spiegeloberfläche des Teleskops
beim Auf-stieg mit Wasserdampf beschlägt und zufriert.Erst bei
Erreichen der Beobachtungshöhe wirddie Kabine geöffnet.Gemeinsam
haben die NASA und das DLRdiese einzigartige Beobachtungsplattform
ent-wickelt und werden sie gemeinschaftlich be-treiben. Das gesamte
Projekt wird zu 80 %von der NASA und zu 20 % von dem DLR
fi-nanziert; dies betrifft sowohl den Bau des Ob-servatoriums als
auch den 20-jährigen Betrieb.
Besuch beim DSI
Am Montag, den 01.09.2008 war es endlich so-weit: Der Besuch
beim Deutschen Sofia Insti-tut (DSI) stand auf der Tagesordnung!
Dieswar der Höhepunkt des Astronomiekurses aufden wir lange
gewartet haben. Wir freuten unssehr und waren auch schon ein
bisschen aufge-regt.Nach dem Kraft spendenden Frühstück trafenwir
uns alle mit Rucksäcken und Digitalkame-ras bewaffnet vor dem LSZU
II, und dann ginges gleich los. Zuerst liefen wir zum Adelshei-mer
Bahnhof und von dort ging es mit derBahn über Osterburken nach
Stuttgart. Dortangekommen, fuhren wir mit der S-Bahn zurTechnischen
Universität, in der sich das Deut-sche Sofia Institut befindet.
Nach einem klei-nen Spaziergang über den Campus betratenwir dann
das Institut für Luft- und Raum-fahrtsysteme, wo wir von Frau Dr.
Dörte Meh-lert herzlich begrüßt wurden. Sie hielt einen
in-teressanten Vortrag über das SOFIA-Projektund über weitere
Projekte des Instituts. Dar-auf gingen wir in eine Werkhalle, in
dem unsDr. Stefan Löhle einiges über Raketenantrie-be und
Wiedereintrittsexperimente berichtete.Wir waren erstaunt, als wir
die großen Kam-mern sahen, in denen die Verhältnisse in
denAtmosphären der Erde und der anderen Pla-neten simuliert werden
(siehe Abb. 24).
Danach wechselten wir den Raum und kamenzu Stefan Belz, einem
Ingenieur, der uns anVersuchen die Funktion von
Brennstoffzellenerklärte. Wir waren alle begeistert, als er unsein
Modellauto mit Wasserstoffantrieb zeigte,
22
-
KURS 1 – ASTRONOMIE
Abbildung 24: Maschinen im Institut für Raumfahrt-
systeme Stuttgart zur Simulation der Bedingungen
beim Eintritt von Satelliten in Planetenatmosphären.
das über den ganzen Tisch fuhr. Nach diesentollen Experimenten
gingen wir dann zu UwePutze, einem weiteren Ingenieur, der uns
seinProjekt, den Stuttgarter Adler, erklärte. Dasist ein kleines
ferngesteuertes Flugzeug, dasüber ganz Stuttgart fliegt und Fotos
aus derLuft macht.
Abbildung 25: Stuttgarter Adler.
Er ließ uns mithilfe eines Beamers ein Modell-flugzeug virtuell
fliegen, und somit konnte je-der sein Geschick unter Beweis
stellen. Das hatuns viel Spaß gemacht, und wir haben sehr vielüber
die virtuellen Flugzeugabstürze gelacht.Nach diesem
Simulationsspiel gingen wir zumIngenieur Jochen Noll, der uns
einiges über
Raumstationen im Weltall erzählte, insbeson-dere über die
Internationale Raumstation (ISS).Er erklärte uns auch, was die
Astronauten al-les beachten müssen, um mit ihrer
Sojus-Kapselerfolgreich an die ISS andocken zu können. Da-zu
standen zwei Computer bereit, mit denenwir das Andocken an die ISS
mit Hilfe eines Si-mulationsspiels übten, was sich als sehr
schwererwies.
Abbildung 26: Daniela dockt das Sojus-Raumschiff am
Simulator an die ISS an.
Abschließend hatten wir die Gelegenheit, Fra-gen, die uns
brennend interessierten, an FrauMehlert und die Ingenieure zu
stellen. Wir be-dankten uns ganz herzlich und im Laufschrittging es
dann zur S-Bahn, mit der wir dannzum Stuttgarter Hauptbahnhof
zurück fuhren.Von dort aus ging es nach Adelsheim zurückzum
Eckenberg-Gymasium. Wir kamen geradenoch rechtzeitig zum
Abendessen. Dieser Tag,der viel Spaß und Interessantes beinhaltet
hat,war ein voller Erfolg!
Der Sternenhimmel
Martin Schimassek, Umut Yildiz
Die Menschen waren schon seit Anbeginn desDenkens am Sternhimmel
interessiert, da vie-les für sie unerklärbar war. Daher
versuchtendie Menschen ihren Glauben bzw. ihre Götterdarin
wiederzuerkennen. So fassten die altenGriechen Sterne zu
Sternkonstellationen zu-sammen.
23
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KURS 1 – ASTRONOMIE
Geschichten
Es ist nicht nur sinnvoll Geschichten über Stern-bilder zu
kennen, um sich ein besseres Bild derMenschen im Altertum zu
machen, sondern siehelfen auch, die Sternbilder zu erkennen. Soz.
B. in der Geschichte von den Bären:Die Nymphe Kallisto sah einst
die griechischeJagdgöttin Artemis mit ihrem Gefolge fröhlichund
heiter durch den Wald laufen und wolltedaran teilnehmen. Dafür
musste sie schwöreneine Jungfrau zu bleiben. Zeus hatte jedochan
ihr Gefallen gefunden, und als sie sich ein-mal im Wald verirrte,
nahm Zeus die Gestaltvon Artemis an und begab sich zu ihr.
Siefürchtete sich von nun an vor Artemis, weilsie den Schwur
gebrochen hatte. Deshalb leb-te sie nun allein und gebar einen
Sohn, demsie den Namen Arkas gab. Hera, die Gemah-lin Zeus, hatte
alles beobachtet. Die Wut er-griff sie und daraufhin verwandelte
sie Kalli-sto in eine Bärin. Eines Tages trafen sich derinzwischen
groß gewordene Sohn und die Bä-rin an einem Brunnen. Die Bärin
hatte inzwi-schen einen kleinen Bären bei sich. Aber Arkaswusste
nichts von seiner Mutter und wollte dieBärin erschlagen. Zeus, der
die Ereignisse be-obachtete, versetzte sie alle als Sternbilder
inden Himmel.
Sternbilder
Wenn man nun in den Nachthimmel schautsieht man die Große Bärin
den Kleinen Bärenund den Bärenhüter nah beieinander. Die
mitroten Pfeilen markierten Sternbilder sind dieSternbilder der
vorher erzählten Geschichte.Mit einigen kleinen Tricks sind auch
sie leichtzu finden.Die markanteste Gruppe im Sternbild derGroßen
Bärin ist wohl der Große Wagen, dennseine Sterne sind heller als
die anderen. (DerGroße Wagen ist nur ein Teil eines
Sternbildes,kein eigenes Sternbild!)Durch fünfmalige Verlängerung
der 2 hinte-ren ”Kastensterne“ des Großen Wagens kommtman zum
hellsten Stern (Alpha-Stern) des Klei-nen Bären, dem Polarstern.
Er bildet die Spit-ze der Deichsel des Kleinen Wagens. Den
Bä-renhüter findet man, indem man den Deichsel-
schwung (Krümmung der Deichsel) des GroßenWagens verlängert.
Auf diese Weise kommtman zu einem relativ hellen, rötlichen
Stern:Arktur, dem Alpha-Stern des Bärenhüters.
Abbildung 27: Der sichtbare Sternenhimmel für unsere
geografische Breite Mitte Juni am Abend.
Orientierung
Die Navigation war schon früher, vor allem fürSeefahrer, ein
Problem. Erst nach einiger Zeitbemerkten sie, dass man am Himmel
geome-trische Hilfen finden kann. Sie fanden heraus,dass man in
Richtung Norden segelt, wenn manin Richtung des Polarsterns
fuhr.Geometrische Figuren sind einprägsam und hel-fen, die
Sternbilder zu finden. Dazu nimmtman helle Sterne, weil diese eher
ins Auge ste-chen. So gibt es z. B. das Herbstviereck (Abb.28) oder
das Sommerdreieck (Abb. 29).Die Sterne im Herbstviereck gehören
zum Pe-gasus und zur Andromeda, zwei Sternbildernam Herbsthimmel.
Hierbei gehört der Sternim Bild links oben (Alpheratz) zur
Androme-da, die anderen zum Pegasus. Ihre Namen sindnicht allzu
bekannt, denn sie sind nicht allzuhell.Das Sommerdreieck besteht
aus 3 besondershellen Sternen: Deneb im Schwan (links oben),Atair
im Adler (unten) und Wega in der Leier.Zudem gibt es noch das
Frühlingsdreieck unddas Wintersechseck.
24
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KURS 1 – ASTRONOMIE
Abbildung 28: Herbstviereck.
Abbildung 29: Sommerdreieck.
Besondere Objekte
Am Himmel gibt es Objekte, die man nicht al-le Tage zu Gesicht
bekommt, so kann man z.B. nur wenn es dunkel genug ist, die
Androme-dagalaxie mit bloßem Auge oder genauer mitdem Fernglas
beobachten.
Ein weiteres Objekt, das man während derAkademie 2008
beobachten konnte war der Pla-net Uranus. Er ist gerade für uns
IR-Astrono-men etwas Besonderes. Der Entdecker des In-fraroten W.
Herschel beobachtete ein Objektmonatelang, weil er einen Kometen
entdeckenwollte, um sich einen Namen in der Astrono-mie zu machen.
Er merkte aber nach einigerZeit, dass es kein Komet war, es war ein
Pla-net, Uranus.
Abbildung 30: Andromedagalaxie.
Es ist nicht einfach Uranus zu finden, da er re-lativ
lichtschwach ist. Während der Akademiewar er im Wassermann zu
sehen. Dort gibt esein markantes Dreieck aus Sternen, von demman
nach ”links oben“ gehend den Uranus se-hen kann. Es war nicht der
von uns erwarteteblaue Planet, sondern ein schwach
leuchtenderPunkt.Ein Blick in den Himmel lohnt sich immer,es ist
eine schöne Herausforderung, die Stern-bilder zu suchen und zu
finden. Außerdem istes immer wieder erstaunlich, wie viel man
amSternenhimmel sehen kann, wenn man nur will.
Nachtwanderung
Lasse Wurzel und Nico Röck
”Es ist die Sprache geheimnis-voller Zeichen und Vorbedeutungen-
die Eingebung der Götter - ganzdurchgeistigt. Sollten am Ende
dieBewohner irgendeiner anderen Welt,des Mars, die über gewaltige
Kräf-te verfügen, auf diese Weise unse-ren Erdball mit feurigen
Symbolenumgeben, mit einer goldenen Schrift,zu deren Entzifferung
wir nicht denSchlüssel besitzen?“˙
So beschrieb Robert Scott, ein berühmter For-scher und
Abenteurer, den Nachthimmel. Fun-kelnd, mit Sternenlicht übersät
und klar wieQuellwasser könnte man den Himmel überAdelsheim an
jenem Samstag in der Mitte derAkademiezeit beschreiben, an dem wir,
die Teil-nehmer des Astronomie-Kurses, unsere Nacht-
25
-
KURS 1 – ASTRONOMIE
wanderung anboten. Im Vorfeld hatten wir vielüber die
Sternbilder, ihre Beziehungen unter-einander und die Jahrtausende
alten griechi-schen Mythen und Geschichten der
Sternkon-stellationen gelernt. Wir lernten jedoch nichtnur etwas
über die Anwendung der Sternbilderin der Nautik, so kann z.B. mit
einem Sextan-ten der Standort mithilfe der Sterne bestimmtwerden.
Wir erfuhren auch, wie Sterne entste-hen und vergehen.
Abbildung 31: Route der Nachtwanderung über den
Eckenberg bei Adelsheim.
All dieses Wissen wollten wir natürlich auchan die anderen
weitergeben und ihnen mit un-serer Nachtwanderung einen Einblick in
unsereKursarbeit und die Astronomie geben. Dazuführten jeweils
zwei Teilnehmer unseres Kur-ses eine Gruppe von etwa 15 Leuten.
Als es endlich dunkel genug war, gegen 21 Uhr,konnte die erste
Gruppe starten. Diese Grup-pe war allerdings eine besondere Gruppe,
dennsie war für unsere chinesischen Freunde be-stimmt und wurde
deshalb auf Englisch durchdie Nacht geführt. Am Anfang hatten die
Lei-
ter dieser Gruppe, Lasse und Unmut, noch einwenig Bedenken, denn
es war sehr schwierig,die Geschichten und Sternbilder auf
Englischzu erklären und zu übersetzen. Doch es funk-tionierte
sehr gut, da die Chinesen ein breitesGrundwissen mitbrachten. So
kannten sie bei-spielsweise sämtliche griechischen Götter
undGöttinnen, die in den Geschichten der Stern-bilder eine
wesentliche Rolle spielen. Begeis-tert von den Geschichten, die sie
teilweise zwei-mal hören wollten, erklärten die Chinesen aberauch
ihre Sternbilder und deren Geschichten.Es war sehr interessant,
denn die Chinesen se-hen ganz andere Bilder und Formen in
denSternen als wir.
Inzwischen waren auch die anderen Gruppen,die später gestartet
waren, durch den Wald-weg zur großen Lichtung gelangt, bis auf
eineGruppe, die sich verlaufen hatte und in einemDorf stand. Sie
fanden dann jedoch ohne Hil-fe wieder zum Akademiegelände zurück
underklärten den Teilnehmern, statt auf der Lich-tung, auf dem Weg
die Sternbilder und Ge-schichten. Trotzdem muss man sagen, dass
esdie anderen Gruppen auf der Lichtung gemüt-licher hatten, denn
dort hatten unsere Kurs-leiter Decken ausgelegt, auf die man sich
set-zen und entspannt den Geschichten und Erklä-rungen lauschen,
in den Nachthimmel schauenund sich entspannen konnte. Hinzu kam,
dassin dieser Nacht Neumond war und nur weni-ge Wolken den Himmel
bedeckten, sodass man
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KURS 1 – ASTRONOMIE
eine gute Sicht auf die Sterne hatte. Auch dieMilchstraße konnte
man besonders deutlich se-hen.Vor allem unsere chinesischen Gäste
waren vomNachthimmel begeistert, denn sie sagten, dassman in ihrerv
Heimat (Großstadt) wenn manGlück hätte, nur einen Stern am Himmel
seheund die Milchstraße nie so deutlich erkennenkönne. Doch die
vielen Sterne machten es auchfür uns schwieriger, den anderen die
Sternbil-der zu zeigen, denn es waren nicht nur hellere,sondern
auch lichtschwächere Sterne sichtbar.Abhilfe verschafften da
manchmal aber auchFlugzeuge, die wir, wenn sie an der
richtigenPosition waren, teilweise auch zum Zeigen be-nutzten.
Um jedoch Objekte am Himmel genauer zubetrachten, reichte das
bloße Auge oder auchein Fernglas oft nicht aus, daher hatten
unsereKursleiter das große Fernrohr mit auf die Lich-tung gebracht
und jeder durfte einmal den Ju-piter ein bisschen genauer
betrachten. Da vielenoch mehr sehen wollten, stellte unser
netterSchülermentor dann auch noch das Fernrohrauf die
Andromedagalaxie ein. Doch schließ-lich war es sehr spät geworden
und so mach-ten sich dann auch die Letzten auf den Wegzurück zum
Akademiegelände. Glücklich undum viele Erfahrungen reicher, aber
auch müde,waren kurz vor 1 Uhr alle Gruppen wieder
zu-rückgekehrt. Die Teilnehmer lernten viel überdie Sternbilder
und ihre Geschichten. Auch dieGäste aus Fernost waren eine große
Bereiche-rung. Für uns, die Teilnehmer des Astronomie-Kurses, aber
auch für alle anderen und dieChinesen war diese Nachtwanderung ein
vol-ler Erfolg, denn jeder konnte am Schluss neueEindrücke
mitnehmen.
Wir vom Astrokurs
Cecilia:Cecilia hat für die Leidenschaft gesorgt, so-wohl im
Kurs als auch beim Tanzen. Durch siehaben wir auch viele
Venezuelanische Bräuchekennen gelernt. Ihre kleinen Diskusionen
mitOlaf über HERSCHEL und SOFIA haben unsalle unterhalten.
Olaf:Egal, was wir versucht haben, wir konnten ihnnicht aus der
Ruhe bringen. Seine Begeiste-rung ist auf uns alle übergesprungen
- Wider-stand war zwecklos! Vor allem sein Laser beimnächtlichen
Sternegucken hat es uns angetan!
Sebastian:Der gute Geist mit dem großen Herz und dembreitesten
Grinsen. Er hat uns alle mit sei-nem Schauspieltalent begeistert.
Sein Gang -unverwechselbar, seine nächtlichen Tänze -
le-gendär.
Adrian:Während andere arbeiten, hat er die Ruhe, ei-ne Folge
seiner Lieblingsserie ”Simpsons“ an-
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KURS 1 – ASTRONOMIE
zuschauen. Den Kurs hat er immer mit seinenlustigen Grimassen
aufgeheitert. Auch mit sei-nem Handy, denn das hat während des
Kursesgeklingelt. Wenn er das nicht gemacht hat, hater sich mit
Nico und dem Stellarium beschäf-tigt oder grandiose Beiträge zum
Kursthemagemacht. Und er weiß, wie man gerecht ist,denn das übt er
am Wochenende als Schieds-richter.
Corinna:Unsere kleine Corinna ist zwar erst etwas spä-ter zu
uns gekommen, stand uns aber deswe-gen in nichts nach. Oft war sie
sehr verpennt,das sah aber ganz süß aus, und selbst dannwar sie
nett.
Daniela:Sie guckt zwar wie ein scheues Reh, ist aberauch nicht
auf den Mund gefallen. Auch beimTanzen gibt sie eine gute Figur ab.
Ihr Spe-zialgebiet am Sternenhimmel ist Herkules: Siefindet ihn
immer und überall, auch wenn ervon Wolken bedeckt ist. Sie ist wie
ein kleinesKind von allem zu begeistern.
Franziska:Sie ist klein, aber oho! Sie war immer sehr
auf-geschlossen und freundlich und hat viel zumGelingen des Kurses
beigetragen.
Stipe:Auch auf ihn passt das Sprichwort: Stille Was-ser sind
tief. Sein verdecktes Tanz- und Kom-munikationstalent kam erst
später zum Vor-schein, aber dann hat der ”Handballgott“ rich-tig
losgelegt. Aber leider kamen wir nicht oft
in den Genuss seiner wahren ”Muttersprache“:dem urtiefen
Schwäbisch. Seine Spezialwitzeund das Wikipedia-Spektrum haben uns
al-le zum Lachen gebracht. Nach dem nächtli-
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KURS 1 – ASTRONOMIE
chen Sternegucken stolperte er fast über einen
”Iridium-Igel“ , der auf dem Campus ”sein Un-wesen“ trieb!
Lasse:Stille Wasser sind tief . . . Obwohl er ein Pfad-finder
ist, fand er den Pfad bei der Nacht-wanderung nicht. Aber da war er
ja nicht dereinzige, denn sein Teamkollege hat den Pfadauch nicht
gefunden, und auch ein paar andereGruppen der hochbegabten
Juniorakademikerhaben sich im dunklen Wald verirrt.
Martin:Unser Elektronikexperte baut zu Hause Infra-rotroboter
und IR-Lichtschranken und verwirr-te uns stets mit seinen
Fachbegriffen (”denDraht an Masse anschließen“ ; deutsche
Über-setzung: ”An den Minuspol“ ; Martin-Deutsch,Deutsch-Martin).
Auch für die Aussprachemancher Wörter bräuchte man einen
Überset-zer.
Max:
”Joooa . . . “ ;der waschechte Schwoob mit demeinzig wahren
Schwoobedialekt. Kann auf alleerdenklichen Arten NIR
photographieren unddas auch lang und breit erklären . . . Ohne
ihnund seine grandiosen Deutschkenntnisse wä-
re dieses Dokument mit Fehlern übersät. Wasman auf jeden Fall
noch über ihn erwähnenmuss, ist seine Teilnahme an der
Jonglier-KüA- wirklich zirkusreif!
Melina:Unsere Melli ist nicht nur eine Sports-, son-dern auch
eine Stimmungskanone, mit der maneinfach jede Menge Spaß haben
kann. Ob beieinem spannenden Volleyballspiel, einem hei-ßen Tanz
oder beim einfachen Sternegucken- Melli ist immer dabei und kaum zu
brem-sen! Nicht zu vergessen hat sie zu allem immereinen tollen
Kommentar auf Lager!
Nico:Trotz seines enormen Fachwissens ist er nichtabgehoben und
ist sehr hilfsbereit und immerfür einen da. Durch sein Engagement
sind unsviele tolle Projekte gelungen. Außerdem ist erdas super
Sportass und seine Riesenschrammehat ihn nicht davon abgehalten
beim Sportfestvollen Einsatz für sein Team zu zeigen.
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KURS 1 – ASTRONOMIE
Nina:Der Superstar hat es nicht nur im Schwimmendrauf, sondern
auch in der Schule, deswegenist sie ja hier. Sie stand uns immer
mit Ratund Tat zur Seite und hat sich gut mit in denKurs
eingebracht. Mit ihrer entspannten undlockeren Art kann man mit ihr
viel Spaß ha-ben!
Umut:Er vertritt seinen Standpunkt mit allem wasgeht, akzeptiert
aber auch die Meinungen an-derer, wenn sie es schaffen, zu Wort zu
kom-men und ihn zu überzeugen, aber das ist schoneine schwere
Aufgabe. Eine andere tolle Eigen-schaft von ihm ist auch seine
Geduld, denner erklärt der lieben Melli die Sachen auch3-mal,
wenn’s sein muss. Gut gestylt gibt erzu allem einen Kommentar ab.
Aber er hatein sehr großes Herz und verzeiht Fehler gern,wenn man
ihn darum bittet.
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