Schwarzes Loch

Das Magazin von Carl Zeiss

ISSN 1431-8040

Innovation 16

■ Blick ins Universum ■ Faszination Fotografie ■ Nanostrukturen

Inhalt

Editorial ❚ Dieter Brocksch

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Im Fokus Rätselhafte astrophysikalische Phänomene ❚ Martin Matthias Roth Dunkle Materie in Spiralgalaxien ❚ Martin Matthias Roth Schwarzes Loch – Holmberg II Galaxie ❚ Martin Matthias Roth Schwarze Löcher ❚ Martin Matthias Roth Calar-Alto-Observatorium Himmelsbeobachtung Geschichtliche Eckpunkte der Potsdamer Astrophysik SIR sucht nach Eis und Mineralien auf dem Mond ❚ Urs Mall, Chris Weikert Die Sonne Extrasolarer Planet Sonnenspäher, Wetterfrosch, Kometenjäger Kleine Geschichte des Spiegelteleskops Der Weg zu den Sternen Planetarium: Der Weltraum im Raum Sternwarteninstrumente

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Augenblicke Faszination Fotografie

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

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Jubiläum Spurensuche in der Nanowelt: 40 Jahre Rasterelektronenmikroskopie

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Auszeichnungen Vierter R&D 100 Award in Folge für die Mikroskopie von Carl Zeiss Designpreis für ZEISS Victory 32 FL 1540XB CrossBeam® zweifach ausgezeichnet

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Aus dem Unternehmen

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

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Impressum

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Editorial

Liebe Leserinnen und Leser,

Informationsquelle Bild

tauchen Sie ein in die Welt der Bilder. Bilder aus dem Weltall. Bilder aus den Städten und dem Leben in unserer Welt. Bilder aus der Nanowelt. Lassen Sie sich faszinieren von Bildern, die uns nüchtern informieren aber auch Geschichten von der Vielfalt des Lebens erzählen. Schon Marcel Proust schrieb: „Ein Buch ist eine Art optisches Instrument, das der Autor dem Leser reicht, damit er in sich entdecke, was er ohne Hilfe des Buches nicht entdeckt hätte.“

Wichtige optische Entwicklungen und Erfindungen führten unter anderem auch zur Entwicklung der Fotografie. Seit Beginn der Fotografie nutzen die Fotografen das Bild, um dem Betrachter Geschichten zu erzählen, ihn zu informieren und mit ihm zu kommunizieren. Bilder von Szenen in Städten unserer Welt bieten Einblicke in Momente unseres Lebens, zeigen Organisationsstrukturen und vermitteln Lebensgefühl. Die Rasterelektronenmikroskopie, eine noch junge Erfindung, erschließt mit faszinierenden Bildern Details und Strukturen aus Natur und Umwelt. Diese Mikroskoptechnik macht Strukturen in Dimensionen sichtbar, die dem menschlichen Auge ohne optische Instrumente verborgen bleiben.

Aus den Weiten des Universums. Bilder aus dem Weltall, so kompliziert sie auch entstehen mögen, vermitteln uns ein Gefühl von der unermesslichen Weite des Universums. Seit Jahrhunderten, ja Jahrtausenden ist die Menschheit fasziniert und beeindruckt von Schauspielen am Himmel. Seit Tausenden von Jahren versuchen die Menschen das „himmlische“ Geschehen zu deuten und zu verstehen. Seit Hunderten von Jahren nimmt das Wissen um das Wie und Warum zu. Zuerst beobachtete man lediglich das Licht der Sterne, maß ihm Gesetzmäßigkeiten zu. Dann erlaubten erste optische Instrumente sich den Gestirnen zu nähern. Man entdeckte Monde und Ringe. Viele Erkenntnisse aus dieser Zeit führten zum heliozentrischen Weltbild. Heute verlassen wir unseren Planeten für die Erforschung des Universums, für die Erforschung unserer Herkunft, und beginnen das Universum fast „hautnah“ zu betrachten. Mit modernsten Instrumenten analysieren wir das Licht aus dem Universum und machen uns daraus ein Bild. Und je mehr wir davon erkennen umso mehr bestaunen wir die Unfassbarkeit des Ganzen.

Raffinierte optische Techniken auf dem Gebiet der Nanostrukturierung helfen elektronische Schaltkreise für modernste Kommunikationsmittel aufzubauen. Damit werden beispielsweise moderne Kommunikationsmittel schneller und verlässlicher in der Funktion und umfassender im Einsatz. Sichtbar machen Getreu dem Unternehmensslogan „We make it visible“ verhelfen optische Systeme von Carl Zeiss zu vielen neuen, manchmal ungeahnten Ein- und Ausblicken. Optische Schlüsseltechnologien nutzen das Licht, um Neues zu erkennen und zu schaffen. Viel Spaß beim Lesen wünscht Ihnen Ihr

November 2005

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Im Fokus

Rätselhafte astrophysikalische Phänomene Die Astrophysik gehört zu den wenigen Disziplinen der naturwissenschaftlichen Grundlagenforschung, aus deren Forschungsergebnissen wir in einem für uns überschaubaren Zeitraum noch einmal fundamentale Umwälzungen unseres physikalischen Weltbilds erwarten können, die man etwa mit den Paradigmenwechseln bei der Einführung der Quantentheorie oder der Einführung der Einstein’schen Relativitätstheorie vor rund 100 Jahren vergleichen könnte. Exotische Objekte wie Neutronensterne, schwarze Löcher, Supernovaüberreste und andere Gasnebel, aber auch ganze Sternsysteme wie Galaxien und Galaxienhaufen stellen ein

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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.

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3D-Spektroskopie – ein neues Messverfahren der Astrophysik Das Astrophysikalische Institut Potsdam (AIP), eine der ältesten Sternwarten Deutschlands, hat seit seiner Neugründung im Jahre 1992 neben seinen klassischen Kompetenzfeldern wie Sternphysik, Extragalaktik und Kosmologie den planmäßigen Aufbau von Infrastruktur für die Entwicklung moderner astronomischer Teleskope und von Fokalinstrumenten vorangetrieben. Das erste konkrete Projekt in diesem Bereich begann 1996 mit der Entwicklung von PMAS (Potsdamer Multi-Apertur Spektrophotometer), einem innovativen bildgebenden Spektrographen (Bild 1). Die neue Technik wird häufig auch als Integralfeld-Spektroskopie oder kurz 3DSpektroskopie bezeichnet. Bild 2 vermittelt das Messprinzip: das in der Fokalebene des Teleskops entstehende reelle Bild eines Objekts, z.B. einer Galaxie, wird durch ein Linsenraster abgetastet und mit seiner endlichen Anzahl von m x n Linsenelementen in

eine diskrete Anzahl von m x n Bildelementen überführt. Das in jedes Bildelement einfallende Licht wird durch eine individuell zugeordnete Faser eines Lichtleiterbündels aus der Fokalebene ausgekoppelt und einem mehr oder weniger weit entfernten Faserspektrographen zugeführt. Durch Umordnen der rechteckig angeordneten Bildelemente zu einem linearen Faserarray in der Eintrittsebene des Spektrographen kann auf sehr einfache Weise eine Anpassung der Geometrie des flächenhaften Objekts an die lineare Struktur des Spektrographenspalts erreicht werden. Jede Faser wird nun durch die Optik des Spektrographen individuell als kleine Kreisfigur auf den CCD-Detektor abgebildet, wobei infolge der Dispersion des Beugungsgitters das Faserbild bei Beleuchtung mit einem Kontinuum zu einem Lichtband auseinandergezogen wird, bzw. bei der Beleuchtung mit einem Emissionslinienspektrum in einer Anzahl diskreter Lichtpunkte längs diese Lichtbandes sichtbar wird (Bild 3). Auf dem Detektor entsteht nun eine Familie von

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(m x n) Spektren, die nach Auslesen des Bilds in den Computer mit geeigneten Softwareprogrammen zunächst extrahiert, kalibriert, und schließlich zur Bildrekonstruktion zusammengefasst werden können. Das Ergebnis dieser Bildrekonstruktion wird als Datenkubus bezeichnet – daher auch der Begriff 3D-Spektroskopie (Bild 4). Je nach Sichtweise lässt sich der Datenkubus als Stapel monochromatischer Bildaufnahmen, oder als Bündel von in einem rechteckigen Raster angeordneten Einzelspektren interpretieren. Der Vorteil des Verfahrens liegt auf der Hand: 3D-Spektroskopie ist ein vollsimultanes Messverfahren, bei dem der gesamte Datensatz in einer einzigen Belichtung aufgenommen wird. Da die meisten astrophysikalisch interessanten Objekte extrem lichtschwach sind und den Einsatz von kostspieligen Großteleskopen erforderlich machen, gewinnt dieser Aspekt, besonders für die interessantesten aktuellen Problemstellungen, zunehmend an Bedeutung.

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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.

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Bild 4: Schematische Darstellung eines Datenkubus, der durch Umordnen der aus dem CCD-Bild extrahierten Spektren generiert werden kann: als Resultat erhält man einen Würfel mit zwei Ortskoordinaten und einer Wellenlängenachse. Den Kubus kann man als Stapel von Bildaufnahmen über das im Linsenarray abgetastete Gesichtsfeld betrachten, die alle bei unterschiedlicher Wellenlänge belichtet wurden. Bild 5: Schnittbild der PMAS Spektrographenoptik (unten: das Gesamtsystem in der von Kollimator- und Kameraachse aufgespannten Dispersionsebene; oben: Kollimatorobjektiv in einem Schnitt senkrecht dazu).

Das Potsdamer Multi-Apertur Spektrophotometer Mit der Konzeption für das erste AIPInstrumentierungsprojekt startete ein ambitioniertes Projekt, das nichts weniger anstrebte, als den Bau des weltweit leistungsfähigsten 3D-Spektrographen im Spektralbereich vom nahen UV (350 nm) bis zum nahen IR (1000 nm), d.h. im dem spektralen Fenster, innerhalb dessen die Atmosphäre für bodengebundene Beobachtungen durchsichtig ist. Gleichzeitig wurde eine optimale Sensitivität angestrebt, um das Instrument für die Beobachtung schwächster Quellen konkurrenzfähig zu machen. Für das optische System konnte nur Hochleistungsoptik in Frage kommen (Anforderungen siehe Kasten). Partner für die Entwicklung der Optik des PMAS Faserspektrographen, der als die zentrale und wichtigste optische Baugruppe das Gesamtverhalten des Instruments dominiert, war Carl Zeiss. Das Optikdesign des Faserspektrographen (Bild 5) entwarf Uwe Laux, Weimar. Das Startdesign beruhte auf der Annahme von Katalogangaben wie

Brechzahl und Linsenradius. Eine dreistufige Optimierung erfolgte im Zuge der Materialbeschaffung sowie Fertigung und Integration des Systems: Nach der Beschaffung der von SCHOTT gelieferten optischen Gläser wurde mit den individuell für jeden Rohling gemessenen Schmelzenbrechzahlen eine Schmelzenrechnung durchgeführt. Schließlich wurde nach Herstellung und Prüfung der Einzellinsen mit den gemessenen Ist-Radien und Dicken eine dritte Optimierung durchgeführt, in der durch Anpassung der Schnittweiten, also eine mechanische Nachoptimierung, die kritischen Systemparameter auf optimale Werte eingestellt wurden. Der geplante Einsatz am Teleskop erhöhte die Anforderungen an PMAS nochmals. Wichtig war hierbei der Erhalt der spezifizierten Bildstabilität unter beliebigen geometrischen Lagen (Schwenken des Teleskops) sowie in dem extrem weiten Temperaturbereich von - 20 ° bis + 20 ° C. Das schließlich von Carl Zeiss hergestellte und komplett integrierte System besteht aus einem refraktiven Kollimator- und einem refraktiven Kameraobjektiv. Profitiert hat das Projekt im

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besonderen Maße von der Erfahrung im Bau von Apochromaten für astronomische Refraktorobjektive, vom Know-how in der Herstellung von Asphären und von lithographischen CaF2-Objektiven. Im Ergebnis wurde 1999 nach einer umfangreichen Prüfserie (Bild 6, 7) ein System ausgeliefert, das als weltweit einmalig gilt und mit der Entwicklung von PMAS eine kritische Komponente mit exzellenten Leistungsdaten zur Verfügung stellt. Einsatz am Calar Alto Observatorium Im Mai 2001 wurde PMAS am 3,5 m Teleskop am Calar Alto Observatorium erstmals zum Einsatz gebracht (Bild 8). Dieses vor 30 Jahren von Carl Zeiss entwickelte Teleskop verkörpert noch heute einen bedeutsamen technologischen Entwicklungsschritt insofern, als hier zum ersten Mal die von Schott eigens für die Astronomie entwickelte Glaskeramik ZERODUR zum Einsatz gekommen ist – ein Paradebeispiel für einen erfolgreichen Technologietransfer aus der Grundlagenforschung.

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special

Seit Herbst 2002 wird PMAS im Rahmen eines Nutzungsvertrags zwischen dem Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg und dem Astrophysikalischen Institut Potsdam den deutschen und spanischen Astronomen als allgemein zugängliches Nutzerinstrument angeboten. Nach einer dreijährigen Laufzeit hat sich PMAS als das am zweitstärksten nachgefragte Fokalinstrument am 3,5 m Teleskop etabliert und hat in mehr als 150 Nächten im Rahmen von insgesamt 45 Beobachtungskampagnen seine Zuverlässigkeit nachgewiesen. Das Instrument wird für eine Vielzahl von wissenschaftlichen Fragestellungen eingesetzt, z.B. die Beobachtung von Jets bei jungen Sternen, die Umgebung heißer, leuchtkräftiger Sterne, galaktische planetarische Nebel, stellare Populationen in nahegelegenen Galaxien, Kinematik in hochrotverschobenen Galaxien, aktive Galaxienkerne, Gravitationslinsen…

Anforderungen der PMAS Spektrographenoptik     

  



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

Nominaltemperatur 20 °C Betriebstemperaturbereich -10 … +20 °C Lagerung -25 … +50 °C Luftfeuchte bis 95 % relative Luftfeuchte Stoßfestigkeit: bis 10 g, dynamisch: bis 2 g (0.5-100 Hz) Orientierung: Nominalbetrieb bei jeder Orientierung Nominalwellenlängenbereich: 350-900 nm Bildgüte: Bilddurchmesser typ. 15µ für 80% Energiekonzentration Antireflexschichten: Breitbandentspiegelt 350-900 nm, im Mittel max. 1% Restreflex Thermisch kompensierte mechanische Fassungen Fügetechnologie: spannungsfrei durch Ölimmersion

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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.

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Dunkle Materie in Spiralgalaxien Eine der interessantesten und aktuellsten Fragestellungen in der Astrophysik ist das Rätsel der Dunklen Materie. Beobachtungsbefunde zeigen, dass etwa 90% der Materie im Kosmos als sogenannte Dunkle Materie vorliegen. Diese Hauptkomponente des Universums leuchtet zwar nicht und ist daher einer direkten Beobachtung nicht zugänglich. Sie kann aber indirekt erschlossen werden, z.B. durch die Beobachtung von Rotationskurven ferner Galaxien. Theoretische Astrophysiker am AIP entwickeln mit Hilfe modernster Supercomputer numerische Simulationsrechnungen zur Strukturbildung im Universum, die ganz wesentlich auf dem Vorhanden-

sein von Dunkler Materie aufbauen. Auf der Beobachtungsseite hat das PMAS-Team in Zusammenarbeit mit M. Verheijen, Groningen, und M. Bershady, Wisconsin, Messungen in Angriff genommen, aus denen die Verteilung der Dunklen Materie in und um einzelne Galaxien ermittelt werden soll. Im Fokus der Untersuchungen stehen die nahegelegenen, sogenannten „face-on“ Spiralgalaxien, deren Scheibe in senkrechter Draufsicht vollständig sichtbar ist. Bei diesen gut sichtbaren Objekten soll untersucht werden, wie genau die Dunkle Materie innerhalb der Scheibe bis hinaus in den die Galaxie umgebenden Halo verteilt ist.

Bild 1: Die PPAK Faserbündel-IFU. Bild 2: Das PPAK-Faserbündel mit sechs kleinen Hilfsbündeln zur Messung der Helligkeit des Himmelshintergrunds. Bild 3: Aus einer PPAK-Aufnahme rekonstruiertes Bild der Spiralgalaxie UGC463 (rechts) im Vergleich zu einer direkt gewonnenen Bildaufnahme mit dem Palomar Schmidt Teleskop (links). PMAS besitzt mit der PPAK-IFU gegenwärtig das weltweit größte Gesichtsfeld unter allen 3D-Spektrographen.

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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

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special Instrumente für astronomische Beobachtung und Berechnungen

UGC 463 PPak reconstruction Dec. (2000)

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POSS-II

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Astrolabium 21’

Das Astrolabium ist ein Messgerät zur Winkelmessung am Himmel.

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Armillarsphäre

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Eine Armillarsphäre (lateinisch armillaris – Reifen/Ring und sphaera – Kugel) ist ein astronomisches Gerät. Es dient entweder der Messung von Koordinaten am Himmel oder der Darstellung der Bewegung von Himmelskörpern. Mauerquadrant

zu lösen. Die hohe Empfindlichkeit von PMAS und der Einsatz von 3DSpektroskopie versprachen einen beobachtungstechnischen Durchbruch bei diesem Problem. Innovatives Upgrade von PMAS Allerdings war das Gesichtsfeld des Instruments ursprünglich für die Untersuchung kleinskaliger Phänomene optimiert worden und daher zu klein, um Galaxien zur Gänze in einer einzigen Belichtung zu erfassen. Aus diesem Grund wurde PMAS um eine technische Innovation erweitert, die in der Lage ist, das für die ausgedehnten Scheibengalaxien erforderliche Gesichtsfeld abzudecken. In der Rekordzeit von nur knapp einem halben Jahr wurde am AIP eine neue Integral-Field-Unit (IFU) entwickelt, die aus einem neuen, vergrößerten Glasfaserbündel und einer vorgeschalteten Linsenoptik besteht: PPAK (Pmas fiber PacK, Bild 1). Diese Einheit ist in 2004 in Betrieb gegangen. PPAK besteht aus 331 dicht gepackten optischen Glasfasern, von denen jede Einzelne einen Bildpunkt mit einem Durchmesser von 2,7 Bogensekunden

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

Das historisch astronomische Instrument (Mauer) quadrant ermöglicht die Ermittlung von Höhen und Positionen der Gestirne. Er besteht aus einem Viertelkreis mit Gradeinteilung, einer Ablesevorrichtung, einem Visier und einem Senklot. Das zu bestimmende Gestirn wurde über Kimme und Korn anvisiert. Die Stellung des herabhängenden Lotes am Viertelkreis gab den Höhenwinkel an. Jakobsstab Der Jakobsstab (lateinisch baculus jacob) oder Gradstock ist ein früheres astronomisches Instrument zur Winkelmessung: Er wurde vor allem in der Seefahrt verwendet und gilt als der funktionelle Vorläufer des Sextanten. Wasseruhr Wasseruhren waren über Jahrtausende hinweg Apparate zur Zeitmessung mit dem Vorteil der Unabhängigkeit von Tageszeit und Witterung gegenüber den Sonnenuhren. Sonnenuhr Die Sonnenuhr nutzt als astronomisches Gerät den Stand der Sonne am Himmel zu einer genäherten Zeitangabe. Ringsonnenuhr Die Ringsonnenuhr ist eine tragbare Sonnenuhr mit einer Genauigkeit von fünf Minuten.

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Schwarzes Loch – Holmberg II Galaxie Bild 1 (großes Bild): Die Zwerggalaxie Holmberg II (Palomar Bildaufnahme). Bild 2: Positionskarten der Röntgendetektionen von Ho II-X1 als Overlay über einer Bildaufnahme im optischen Spektralbereich (Falschfarbendarstellung). Der mit PMAS gelungene Nachweis des hochangeregten Nebels um das Schwarze Loch ist als schwarzer Kreis markiert.

Galaxien sind Ansammlungen von Sternensystemen außerhalb der Milchstraße. Galaxien treten vor allem in zwei Arten auf. Elliptische Galaxien weisen eine homogene, triaxiale Struktur auf und haben eine einheitliche Sternpopulation. Spiralgalaxien zeigen eine Spiralstruktur sowie eine differentielle Rotation. Dabei sind die Spiralarme die Zentren der Sternentstehung. Die uns nächstgelegene Galaxie ist der Andromeda-Nebel

(M 31, NGC 224), eine Spiralgalaxie vom Typ Sb im Sternbild Andromeda. Galaxien sind durch große, weitgehend leere Zwischenräume voneinander getrennt. Grob geschätzt, kann man mit heutiger Technik von der Erde aus über 50 Milliarden Galaxien theoretisch beobachten. Die Anzahl der Sterne in einer durchschnittlichen Galaxie wird mit etwa 100 Milliarden angenommen.

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naten so ausgerichtet werden, dass die hochangeregte Helium II Emissionslinie bei 468,6 nm als Indikator am Rand des Gesichtsfelds zum Vorschein kam. Eine Auswertung der Ausdehnung des Objekts sowie seiner kinematischen Eigenschaften zusammen mit den Daten aus der Röntgenbeobachtung haben in der Tat gezeigt, dass es sich bei Ho II–X1 höchstwahrscheinlich um ein Schwarzes Loch im intermediären Massebereich handelt. Die Ergebnisse der internationalen Forschergruppe um Lehmann (Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik, Garching) in Zusammenarbeit mit dem PMASTeam (AIP) wurden im März 2005 als Titelstory der renommierten Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht. Bild 3a: Oben: Monochromatische Bilder bei verschiedenen wichtigen Wellenlängen, die aus dem Datenkubus einer PMAS-Aufnahme extrahiert wurden. Unten: Geschwindigkeitsfeld (Falschfarbenkarte) und Halbwertsbreite der Emissionslinien von Wasserstoff bei 486,1 nm (H-beta), bzw. Sauerstoff bei 500,7 nm ( [O III] ). Am linken unteren Bildrand markiert ein roter Kreis die Stelle, bei der die

HE II

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H-beta

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hochangeregte Heliumemissionslinie nachgewiesen werden konnte. Bild 3b: Das Spektrum, das durch Aufaddieren aus dem roten Kreis (Bild 3a) erzeugt wurde. Die schwache Emissionslinie bei He II (einfach ionisiertes Helium) zeigt an, dass sich in diesem Bereich eine kompakte, extrem heiße Quelle befindet. In anderen Regionen ist diese Linie nicht nachweisbar. Bild 3c: Eine tatsächlich beobachtete Gravitationslinse, bei der kein Schwarzes Loch, sondern eine lichtschwache Vordergrundgalaxie (schwacher roter Fleck im Zentrum) das Licht eines weit entfernten, hellen Quasars hinter der Vordergrundgalaxie in 4 Komponenten aufspaltet (PMASBeobachtung). Quasare sind enorm lichtstarke, aktive Galaxienkerne, bei denen Akkretion auf ein supermassereiches Schwarzes Loch eine Leuchtkraft entfaltet, die die Gesamthelligkeit der Galaxie bei weitem überstrahlt.

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

[0 III] [0 III]

Das hellste Objekt in der Klasse ultraleuchtkräftiger Röntgenquellen (ULX) in der lokalen Gruppe, d.h. in der Ansammlung von Galaxien in nächster Nachbarschaft zu unserer Milchstraße, befindet sich in der Zwerggalaxie Holmberg II in einer Entfernung von rund 10 Millionen Lichtjahren (Bild 1). Neben der Untersuchung im Röntgenbereich ist das Auffinden von Emission im optischen Spektralbereich von höchstem Interesse, da man hofft, aus der Spektralanalyse Rückschlüsse auf die Natur der Akkretion und die Masse des Objekts ziehen zu können. Im Rahmen des PMAS Science Verification Runs am Calar Alto 3,5 m Teleskop wurde Ho II-X1 beobachtet und in der Tat die extrem schwache Signatur eines hochangeregten Gasnebels am Ort der Röntgenquelle nachgewiesen (Bild 2). Frühere Beobachtungen mit einem Langspaltspektrographen waren erfolglos geblieben, weil die unsichere Positionsangabe aus den Röntgendaten die Wahrscheinlichkeit eines zufälligen „Treffers“ beim Ausrichten des Teleskops minimal gemacht hatte. Das 8 x 8 Bogensekunden2 große PMASGesichtsfeld hingegen konnte ohne Vorurteil über die vermuteten Koordi-

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Schwarze Löcher Schwarze Löcher wurden als mathematische Singularität im Rahmen der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein vorausgesagt. Einstein selbst soll aber an die reale Existenz solcher Objekte nie geglaubt haben. Es war der damalige Direktor des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, Karl Schwarzschild, der während des Ersten Weltkriegs im Jahre 1916 eine Lösung der Einstein’schen Feldgleichungen für den Fall einer in einem Punkt ohne Ausdehnung vereinigten Masse angeben konnte: ein so genanntes Schwarzes Loch.

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

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Calar-Alto-Observatorium

Bild 1: Kuppelgebäude des 3,5 Meter Teleskops. Bild 2: 3,5 Meter Teleskop.

Das Deutsch-Spanisch Astronomische Zentrum/Centro Astronómico Hispano-Alemán (DSAZ/CAHA) ist eine Sternwarte auf dem 2168 m hohen Calar Alto in der Sierra de los Filabres im südlichen Teil Spaniens.

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König Juan Carlos I. von Spanien eröffnete 1979 im September das Calar-Alto-Observatorium. Die Teleskope (1,23 m, 2,2 m und 3,5 m) standen in den vergangenen 25 Jahren überwiegend deutschen und spanischen Astronomen zur Verfügung. Seit dem 1. Januar 2005 wird das Calar-AltoObservatorium gemeinsam von der Max-Planck-Gesellschaft und dem spanischen Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) mit je 50% Anteil betrieben. Am 3,5 m Teleskop ist PMAS (Potsdam MultiAperture Spektrophotometer) des Astrophysikalischen Instituts Potsdam installiert.

www.mpia.de/Public/

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Berühmte As Anaximander (etwa 611-546 v. Chr.) entwarf als erster unter allen Menschen eine rein physikalische Kosmogonie: eine Entstehungsgeschichte, die sich ausschließlich auf Beobachtung und rein rationales Denken begründet. Er ist auch der erste, der unsere Welt als Kosmos, als planvoll geordnetes Ganzes, sieht. Anaximander entwirft als erster eine Erdkarte. Die Konstruktion einer ersten Sphäre, eines Himmelsglobus, wird ihm zugeschrieben.

Himmelsbeobachtung Schon lange richtete sich die Aufmerksamkeit der Menschen auf den Himmel. Begonnen hat es mit visuellen Beobachtungen des Nachthimmels und der Beschreibung des Laufs der Sonne und der Sterne. Systematisch beobachten Menschen den Himmel seit dem dritten Jahrtausend vor Christus. Die Astronomie gilt deshalb als die älteste Naturwissenschaft. Viele der astronomischen Beobachtungen sind aus astrologischen Interessen entstanden. In fast allen Kulturen wird mit dem Himmel und seinen Zeichen etwas Höheres oder gar Göttliches verbunden. Die Gleichsetzung von Astronomie und Astrologie in der

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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.

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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.

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

Abu ‘r-Raihan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni (973-1048)

wirkte vermutlich in Alexandria. Er schrieb die Mathematike Syntaxis sowie später die Megiste Syntaxis, die heute Almagest genannte Abhandlung zur Mathematik und Astronomie: Im Mittelalter das Standardwerk der Astronomie. Es enthielt neben einem Sternenkatalog auch das von Hipparchos von Nicäa vorgeschlagene geozentrische Weltbild, auch als Ptolemäisches Weltbild bezeichnet.

stellte als erster einen Erdglobus her. Er arbeitete auch als Übersetzer und übersetzte zahlreiche arabische und griechische Werke ins Sanskrit, darunter die Elemente des Euklid. 1023 ermittelte er mit einem von ihm erfundenen Messverfahren den Radius der Erdkugel: 6.339,6 km (Der Äquator-Radius beträgt tatsächlich 6378,1 Kilometer).

Frühzeitliche Beobachtungen

Quellen gibt es Berichte über Mondund Sonnenfinsternisse. Auch die Mayavölker Mittelamerikas scheinen schon im vierten Jahrtausend vor Christus regelmäßige Himmelsbeobachtungen durchgeführt zu haben: Die Auslegung einer alten Mayahandschrift – der sogenannte Dresdener Kodex – weist auf die Beobachtung einer totalen Mondfinsternis am 15. Februar des Jahres 3379 vor Christus hin. Die regelmäßigen Bewegungen der Sterne wurde schon von den Ägyptern beobachtet. Die Umwelt – der Nil, der Kreislauf von Leben und Wiedergeburt, die Luft und das Wasser – sowie das Weltbild gingen auf den Glauben an die Götter zurück. Anhand der aufgezeichneten astronomischen und geographischen Naturereignisse wie zum Beispiel die wiederkehrenden Überschwemmungen durch den Nil, wurde bereits früh in der ägyptischen Geschichte ein Jahreskalender entwickelt. Aus verschiedenen Darstellungen in ägyptischen Gräbern geht hervor, dass die alten Ägypter bereits fünf der Planeten unseres Sonnensystems kannten.

Schon zur Bronzezeit hat es vorzeitliche astronomische Beobachtungen, auf jeden Fall einfache Himmelsbeobachtungen gegeben. Das kann unter anderem durch die Himmelsscheibe von Nebra, aber auch durch die bronzezeitlichen Megalithbauten wie zum Beispiel die mehrere konzentrische Steinkreise umfassende Anlage von Stonehenge belegt werden. Die ältesten Spuren in Stonehenge reichten bis 3100 vor Christus zurück. Die Steine sind nach den Positionen der Sonnenwende und Tagundnachtgleiche angeordnet. Aus diesem Grunde wird häufig angenommen, dass Stonehenge ein vorzeitliches Observatorium darstellt. Die ältesten astronomischen Beobachtungen findet man in Schriften und Dokumentationen der Kulturvölker des Nahen und des Fernen Ostens. Aus dem dritten Jahrtausend vor Christus existieren Aufzeichnungen aus China über Sonnenfinsternisse. Ähnlich weit reichen Berichte aus dem indischen und babylonischen Kulturkreis. Aus babylonischen

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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

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Nikolaus Kopernikus (1473-1543)

Galileo Galilei (1564-1642)

begründete mit seinen Entdeckungen ein neues, nachmittelalterliches Weltbild. Seine Theorien von der Bewegung der Planeten auf Kreisbahnen um die Sonne machten ihn zu einem der bedeutendsten europäischen Astronomen. Meilenstein der Astronomie ist seine 1543 in Nürnberg gedruckte De Revolutionibus Orbium Coelestium (Von den Umdrehungen der Himmelskörper).

1604 beobachtete er eine Nova im Sternbild des Schützen. Im Jahre 1609 führte Galilei einigen Kirchenvertretern aus Venedig einen Nachbau eines ursprünglich vom Holländer Lippershey erfundenen Fernrohres vor. Wegen seiner Überlegungen bezüglich des Verhältnisses zwischen den Worten der Bibel und der Lehre des Kopernikus wurde Galilei 1616 erstmals vor das Heilige Offizium, der obersten Inquisitionsbehörde in Rom zitiert.

Astronom Klaudios Ptolemaios zugeschrieben. Es sieht die Erde als Mittelpunkt des Universums an. Sieben Gestirne – Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn sowie Sonne und Mond – umkreisen sie. Die Anzahl und Position aller anderen Sterne am Himmel wurde fest geschrieben, woraus sich der Begriff Fixstern herleitet.

über Jahrhunderte hinweg nicht durchsetzen. Vor allem philosophisch-religiöse Gründe wie das von Sokrates, Platon und Aristoteles gezeichnete Bild der Einzigartigkeit der Erde sowie der Menschen im Zentrum der Welt unterstützten den geozentrischen Aspekt. Arabische Gelehrte komplettierten vom achten bis zum dreizehnten Jahrhundert astronomische Berechnungsformeln. Peurbach (1423-1461) und sein Schreiber Johannes Müller, genannt Regiomontanus, (1436-1476) sammelten neue Planetenbeobachtungen und verbesserten das System des Ptolemäus. Nikolaus Kopernikus versuchte wie andere Gelehrte vor ihm die Mängel des ptolemäischen Weltbilds zu beheben. Er rechnete die Erde zu den Planeten und stellte die Sonne in die Mitte des Systems. Die Planeten bewegen sich dabei auf Kreisbahnen um die Sonne. Die Entdeckung eines „neuen“, stark leuchtenden Gestirns (Supernova) im Sternbild Cassiopeia erschütterte 1572 die Welt: Die These von den unveränderlichen Fixsternen im geozentrischen Weltbild wurde erstmals widerlegt. Der dänische Astronom Tycho Brahe

Auf dem Weg zum Sonnensystem Früh schon griffen Astronomen die Hinweise und Ideen zu einem heliozentrischen Universum auf. Aber sie konnten sich gegen das geozentrische Weltbild, das mit der Aristotelischen Philosophie im Einklang stand,

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special Johannes Kepler (1571-1630)

Ägyptischer Kalender

gilt als wissenschaftliches Multitalent. Er wirkte als Naturphilosoph, Mathematiker, Astronom, Astrologe und Optiker. Er entdeckte die Gesetze der Planetenbewegung, die Keplersche Gesetze genannt werden. In der Mathematik wurde die approximative Berechnung von numerischen Integralen nach ihm Keplersche Fassregel benannt. Mit dem 1611 erschienenen Werk Dioptrice legte Kepler die Grundlagen für die gesamte Optik als Wissenschaft.

(1546-1601) versuchte aufgrund seiner Beobachtung einen Kompromiss zwischen geo- und heliozentrischem Weltbild herzustellen. Brahes Schüler und Assistent Johannes Kepler vollendete nach dessen Tod das Werk. Noch heute gilt die Keplersche Bahnmechanik bei der die Planeten auf elliptischen Bahnen um die Sonne kreisen. Der Dominikanermönch Giordano Bruno (1548-1600) erklärte das Weltall für unendlich und die Sonne sei der Mittelpunkt unserer Welt: Er behauptete sogar, es gäbe unendlich viele Welten, die jede ihre eigene Sonne hätten. Galileo Galilei baute das Fernrohr von Lippershey nach und nutzte dieses wahrscheinlich als erster für Himmelsbeobachtungen. Er entdeckte die Mondgebirge, die vier Jupitermonde, gleichzeitig mit anderen Forschern die Sonnenflecken, den Ring des Saturns sowie den Phasenwechsel der Venus. Galilei setzte sich leidenschaftlich für die kopernikanische Lehre ein. 1616 wurde er deshalb vor die Inquisition geladen und ermahnt, die „falsche“ Lehre des Kopernikus nicht weiter zu verbreiten. 1633 muss er endgültig der kopernikanischen Lehre abschwören.

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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.

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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“

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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.

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special

Der Einstieg in die Astronomie

Sonne, Mond und Sterne

Ferngläser wie das Victory 32 T* FL und das Victory 42 T* FL, aber auch Spektivsysteme wie das Diascope 65 T* FL und das Diascope 85 T* FL, eignen sich für die unkomplizierte Himmelsbeobachtung und bringen dem Betrachter den Himmel ein gutes Stück näher. Ferngläser und Spektive haben gegenüber einem astronomischen Teleskop den Vorteil der Vielseitigkeit: Beobachtungen im Gelände und im Urlaub sowie des Himmels lassen sich problemlos kombinieren. Für eine ruhige, erschütterungsfreie Himmelsbeobachtung bei hohen Vergrößerungen wird ein geeignetes Stativ empfohlen. Um Himmelsobjekte zu sehen, benötigt man neben der Optik auch eine gute Sternkarte, denn man muss sehr genau wissen, wo man am Himmel zu suchen hat.

Größere Sonnenflecken und auch Gruppen von Sonnenflecken lassen sich mit entsprechenden Vorsichtsmaßnahmen beobachten. Die Sonne darf niemals direkt mit einem Fernglas oder Spektiv beobachtet werden. Schwere, bleibende Augenschäden bis hin zur Erblindung können die Folge sein! Für eine direkte Sonnenbeobachtung müssen unbedingt Schutzeinrichtungen wie Objektiv-Sonnenfilter oder Sonnenfolie vor dem Objektiv angebracht sein. Statt der direkten Beobachtung ist immer die Sonnenprojektion vorzuziehen. Beim Mond kann man die größten Krater betrachten. In den Tagen kurz vor oder nach Neumond, wenn der Mond nur als schmale Sichel am Himmel steht, sieht man besonders schön das sekundäre Mondlicht: von der Erde reflektiertes Sonnenlicht, das die Nachtseite des Mondes aufhellt. Für die Venusbeobachtung genügt schon ein stärker vergrößerndes Fernglas, um die Phasen sehen zu können. Und beim Jupiter erkennt man die vier größten Jupitermonde. www.zeiss.de

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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.

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Geschichtliche Eckpunkte der Bild 1: Kuppel des Großen Refraktors. Bild 2: Großer Refraktor. Bild 3: Ehemaliges Hauptgebäude des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam auf dem Telegrafenberg. Bild 4: Einsteinturm.

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Mit der Einführung des sogenannten „Verbesserten Kalenders“ in den protestantischen Staaten Deutschlands um 1700 beginnt die Geschichte der Astrophysik in Potsdam. Der Erlass des Kalenderpatents für die zu gründende Berliner Sternwarte erfolgt im Mai 1700. Im gleichen Monat wird Gottfried Kirch zum Direktor der Sternwarte berufen. Zwei Monate später wird auf Anregung von Gottfried Wilhelm Leibniz die Brandenburgische Societät durch Kurfürst Friedrich III. gegründet, aus der später die Preußische Akademie der Wissenschaften hervorging. Das erste Sternwartengebäude wird 1711 errichtet. In den Jahren 1832 bis 1835 wird die neue Berliner Sternwarte durch Karl Friedrich Schinkel gebaut. 1874 entsteht das Astronomische Recheninstitut und das Astrophysikalische Observatorium Potsdam. Von 1876 bis 1879 wird das Hauptgebäude des Astrophysikalischen Observatoriums auf dem Potsdamer Telegrafenberg gebaut. Der Potsdamer Große Refraktor wird 1899 fertigge-

stellt. Von 1911-1913 wird die Sternwarte in Babelsberg gebaut, in das dann die Berliner Sternwarte umzieht. 1915 wird der Babelsberger Große Refraktor fertiggestellt. Der Bau des Einstein-Turmes auf dem Telegrafenberg wird 1921 bis 1924 getätigt. 1947 wird das Astrophysikalische Observatorium Potsdam und die Sternwarte Babelsberg durch die Deutsche Akademie der Wissenschaften übernommen. 1969 erfolgt die Gründung des Zentralinstituts für Astrophysik. 1992 erfolgt die Neugründung des Astrophysikalischen Instituts Potsdam (AIP) als Stiftung privaten Rechts und Mitglied der Leibniz Gemeinschaft. 1881 startet der erste MichelsonVersuch in Potsdam. Eugen Goldstein entdeckt 1886 die Kanalstrahlen. Karl Friedrich Küstner weist 1888 die Polhöhenschwankung nach. Im gleichen Jahr macht Hermann Carl Vogel die erste fotografische Radialgeschwindigkeitsmessung. Johannes Wilsing und Julius Scheiner beginnen 1896 mit den Versuchen zum Nachweis der Radio-

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Potsdamer Astrophysik strahlung der Sonne. 1913 führt Paul Guthnick die lichtelektrische Fotometrie in Babelsberg ein. Das Turmteleskop der Einstein-Stiftung Der Einsteinturm auf dem Telegrafenberg ist im Park Sanssouci einer der stärksten Magnete für den PotsdamBesucher. Das berühmte Bauwerk Erich Mendelsohns gilt als bedeutendste architektonische Leistung des deutschen Expressionismus. Der Einsteinturm beherbergt eine damals einzigartige Forschungsanlage für die Sonnenphysik: Einsteins Mitarbeiter Erwin Finlay-Freundlich hatte das Instrumentarium konzipiert und damit das erste Turmteleskop Europas mit einem der größten Spektrographen seiner Zeit geschaffen. In den 20er Jahren des letzten Jahrhunderts war der Einsteinturm das erste europäische Turmteleskop. Teleskop und Spektrograph gehörten lange zu den größten derartigen Instrumenten auf der Welt. Das Turmteleskop besteht aus

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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

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SIR sucht nach Eis und Mineralien auf dem Bild 1: Die Sonde SMART-1 (Small Missions for Advanced Research in Technology) umkreist den Mond. Das solarelektrische Triebwerk kommt ohne Wasserstoff aus. Bild 2: An Bord von SMART-1 arbeiten zwei Spektrometer: das Röntgenspektrometer CIXS und das InfrarotSpektrometer SIR. Bild 3: Das Spektrometer SIR an Bord der Raumsonde SMART-1 wird die Mondoberfläche im infraroten Spektralbereich kartieren.

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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.

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Spannende Suche nach Wasser-Eis Dass Wasser für die Entstehung von Leben, wie wir es kennen, eine unabdingbare Voraussetzung ist, bedarf keiner besonderen Erläuterung. Sollte es auf dem Mond tatsächlich Wasser gegeben haben, müsste es wegen der extrem niedrigen Temperaturen als Eis vorliegen. Die Wissenschaftler vermuten es in den polaren und solchen Regionen des Mondes, in die nie direktes Sonnenlicht gelangt. Dort herrschen Temperaturen von rund - 200 Grad Celsius. Das Wasser würde allerdings nicht vom Mond selbst stammen, sondern von Kometen, die vor langer Zeit auf dem Mond eingeschlagen sind. Eis lässt sich aufgrund seiner stark ausgeprägten Absorptionsspektren im Infraroten besonders leicht identifizieren. Deshalb würden erfolgreiche SMART1- Beobachtungen sehr direkt und

ohne weitere Annahmen beweisen, dass die von der Sonde überflogenen Gebiete wirklich mit Eis überzogen sind. Aber bis zu einer sicheren Aussage darüber muss eine Fülle von Daten ausgewertet werden, die SIR momentan aufnimmt und zur Erde sendet. Die ursprünglich vorgesehene Messzeit von täglich zehn Minuten konnte auf 7 bis 8 Stunden erweitert werden. Planmäßig soll die Sonde bis August 2006 im Einsatz sein. Mit der von der NASA beschlossenen Initiative, eine permanente bemannte Mondbasis zu errichten, erhält die Suche nach Wasser eine ganz neue Dimension.

Urs Mall, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, Katlenburg-Lindau, [email protected], http://sci.esa.int/smart-1 Chris Weikert, Carl Zeiss, Spektralsensorik, [email protected], http://zeiss.de/spektral

special

Bildquellenhinweis. One voter impeaches eight audits. Margaret Thatcher contradicts one very ivyleague audit, so overtly slippery ayatollahs partly uncoery ivy-league audit, so overtly slippery® ayato llahs partly uncomfortably restructures three kin.

Gemeinsam mit dem Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau wurde ein NIRSpektrometermodul aus der Carl Zeiss Spektrometerfamilie modifiziert. Dieses Serien MMS NIR wird u.a. in der Lebensmittel- und Pharmaindustrie zur Qualitätskontrolle genutzt. Viele Materialien mussten gegen weltraumtaugliche ausgetauscht werden. Das betraf z.B. den Spektrometerkörper selbst, für den ein spezielles, gegen die Weltraumstrahlung unempfindliches Quarzglas eingesetzt wurde. Außerdem galt es, weltraumtaugliche Kleber zu finden und alle Möglichkeiten zur Gewichtseinsparung zu nutzen. SIR arbeitet auf 256 verschiedenen Infrarot-Wellenlängen. Seine Leistungsfähigkeit ist so hoch, dass auch wesentlich kleinere Objekte an der Mondoberfläche als bisher untersucht werden können. Der Baustein SIR – Smart-1 Near Infrared Spectrometer – ist der einzige deutsche Beitrag der ersten Mondmission der Europäischen Raumfahrtagentur ESA.

Mond

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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.

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Einfache, gefahrlose Sonnenbeobachtung Die Okularprojektion ist ein Verfahren zur gefahrlosen Sonnenbeobachtung mit dem Fernrohr oder Fernglas, bei dem das Sonnenbild auf einen hinter dem Fernrohr angebrachten Schirm projiziert wird. Dieses Verfahren, das schon Galileo bekannt war, ist nicht nur absolut gefahrlos, sondern ermöglicht auch ein einfaches Abzeichnen des Sonnenbildes und die gleichzeitige Beobachtung durch mehrere Personen. Dabei ist unbedingt zu beachten, dass keine verkitteten Okulare eingesetzt werden. Spiegelteleskope sind für die Okularprojektion ungeeignet.

special Daten zur Sonne Zeit bis zum Ende des Wasserstoffbrennens im Zentrum etwa 4,5-5 Milliarden Jahre.

mittlerer Durchmesser: 1.392.500 km Masse: 1,9884·1030 kg Temperatur (Zentrum): 14,8·106°C Temperatur (Photosphäre): ca. 6.100°C Temperatur (Korona): ca. 1-2 Millionen K Rotationsdauer am Äquator: 25 Tage, 9 Stunden, 7 Minuten Entfernung zum Zentrum der Galaxis: ca. 210.000.000 Jahre

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Extrasolarer Planet Im letzten Jahrzehnt wurden weltweit rund 150 Planeten um andere Sterne entdeckt. Die meisten Sternwarten konzentrieren sich bei der Suche nach extrasolaren Planeten auf Sterne, die unserer Sonne ähnlich sind und außerhalb unseres Sonnensystems liegen. Die Sternwarte Tautenburg sucht bewusst bei den Klassen von Sternen nach Begleitern, die von anderen Such- und Beobachtungsprogrammen nicht abgedeckt werden. Das sind beispielsweise sehr junge aktive Sterne, Braune Zwerge und Riesensterne, deren Masse größer als die Sonne ist.

definition Exoplanet/ Extrasolarer Planet Planet außerhalb unseres Sonnensystems. Planet Ein Planet (griechisch plánetes – Umherschweifender, Wanderer) ist ein nicht selbst leuchtender Himmelskörper. Er bewegt sich in einer keplerschen Umlaufbahn um einen Stern. Früher wurden Planeten auch als Wandelsterne bezeichnet. Die meisten Planeten des Sonnensystems werden von Monden umkreist. Stern Ein Stern ist ein selbstleuchtender, aus Plasma bestehender Himmelskörper, dessen Strahlungsenergie durch Kernfusion im Sterninneren entsteht. Der uns nächstgelegene Stern ist die Sonne, das Zentrum unseres Sonnensystems. Leben auf der Erde ist ohne die Wärmestrahlung der Sonne nicht möglich. Für die Astronomen des Mittelalters war nicht bekannt, dass die Sonne ein Stern ist.

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Der Stern „HD 13189“ ist der erste extrasolare Planet, der mit einem Teleskop in Deutschland nachgewiesen wurde. Mit dem 2-Meter-Teleskop der Thüringer Landessternwarte Tautenburg hat einer der Pioniere der Planetensuche, Artie Hatzes, zeigen können, dass der Stern „HD 13189“ einen planetaren Begleiter besitzt. Seine Masse ist etwa 2- bis 7-mal größer als die unserer Sonne. „HD 13189“ ist etwa 6.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er könnte der größte Stern sein, von dem bisher bekannt ist, dass er einen Planeten hat. Sein planetarer Begleiter benötigt für die Umrundung des Sterns 472 Tage. Wie die meisten bisher entdeckten Begleiter

ist er ein riesiger Gasplanet – nicht vergleichbar mit der Erde. Bestätigt wurde die Entdeckung durch Beobachtungen am texanischen McDonald Observatory. Die Sternwarte Tautenburg betreibt ein ZEISS 2-Meter-Teleskop, das sogenannte Alfred-Jensch-Teleskop, das in den drei optischen Konfigurationen Schmidt-Teleskop, Quasi-Cassegrain-Teleskop, Coudé-Teleskop benutzt werden kann. Der Hauptspiegel des Fernrohrs hat eine Brennweite von 4 Metern. Gefertigt wurden alle Spiegel aus dem glaskeramischen Material SITALL, das praktisch keine Verformung bei Temperaturänderungen aufweist.

Bild: Thüringer Landessternwarte Tautenburg: 2-Meter-Teleskop bei Nacht.

Alfred Jensch, langjähriger Chefkonstrukteur der Astroabteilung von Carl Zeiss in Jena: Schöpfer des 2-MeterUniversalteleskops. Alfred Jensch, 1912-2001

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Sonnenspäher, Wetterfrosch, Kometenjäger Bild 1: LASCO 2 CoronographAufnahme einer Sonneneruption 1998 (Detail). Bild 2: Komet Kudo-Fujikawa (Pfeil). Bild 3: ESA Ingenieure beim Zusammenbau in den Matra Marconi Werken vor dem Start auf dem Kennedy Space Center mit einer Atlas-Centaur AC-121.

definition LASCO Large Angle Spectrometric Coronograph: LASCO beobachtet – ähnlich wie bei einer Sonnenfinsternis – die Korona der Sonne über dem Sonnenrand, rund 21 Millionen Kilometer. In der Sonnenkorona befindliche Dinge können so sichtbar gemacht werden. CDS Coronal Diagnostic Spectrometer CDS nimmt die Emissionslinien von Ionen und Atomen der Sonnenkorona auf. Die Ergebnisse geben Auskunft über das Sonnenplasma im Temperaturbereich von 10.000 bis über 1.000.000°C.

Lagrange-Punkt L1 Punkt an dem sich die Anziehungskräfte von Erde, Sonne und Mond gegenseitig aufheben.

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Das europäisch-amerikanische Sonnenobservatorium SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) startete im Dezember 1995. Es ist 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt an dem so genannten Lagrange-Punkt L1 positioniert. Von dort beobachtet SOHO mit zwölf Spezialinstrumenten die Sonne in verschiedenen Spektralbereichen. Die Beobachtungen tragen zum Verständnis über den Aufbau des Sonneninneren, die Mechanismen der Koronabildung und die Entstehung und Beschleunigung des Sonnenwindes bei. „An Bord“ sind unter anderem Untersuchungsinstrumente LASCO und CDS. Daten über die Intensität des Sonnenwindes werden auch genutzt, um das Weltraumwetter – beispielsweise Sonnenstürme – vorherzusagen. Hinzu kommt die Entdeckung – quasi nebenbei – von bisher annähernd 500 unbekannte Kometen.

Der im Dezember 2002 entdeckte Komet Kudo-Fujikawa fliegt um die Sonne. SOHO verfolgt den Kometen mit den Kameras seines WeitwinkelKoronographen LASCO. Mit einer kleinen Abdeckscheibe wird in den Kameras eine Art künstliche Sonnenfinsternis erzeugt. So kann man die Sonnenkorona beobachten, die sonst von der Sonne selbst überstrahlt wird. Und nur durch diese künstliche Sonnenfinsternis ist auch der Schweif von Kudo-Fujikawa zu erkennen, der sich als weißer Punkt um unser Zentralgestirn bewegt.

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Kleine Geschichte des Spiegelteleskops Newton-Teleskop

Cassegrain-Teleskop

Gregory-Teleskop

Schmidt-Cassegrain-Teleskop

Maksutov-Teleskop

Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop

Schwarzschild-Teleskop

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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.

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Der Weg zu den Sternen Bild 1: In den frühen 30iger Jahren transportierte Dr. Robert H. Goddard seine Rakete mit einem Anhänger an seinem Ford Model A zur 15 Meilen nordwestlich von Roswell, New Mexico, gelegenen Startrampe. Bild 2: Ariane 5 Bild 3: Konstantin Eduardowitsch Ziolkowski Bild 4: Robert Hutchings Goddard

Eigentlich ist die Raumfahrt eine Entwicklung der Neuzeit. Aber es gab schon um 7 nach Christus Berichte über erste Raketen aus Byzanz. Und um 1200 wurden Raketen bereits im Militär eingesetzt. Erste verlässliche Berichte stammen aus dem Jahr 1232 und kommen aus China. Nachweislich wurden in Europa 1241 bei der Schlacht bei Lieglitz erstmals Raketen eingesetzt. Und das Multitalent Leonardo da Vinci zeichnete eine Rakete. Um 1819 wurde die Signalrakete erfunden. Der richtige Aufbruch in den Weltraum er-

folgte dann zu Beginn des 20. Jahrhunderts. Eine Handvoll Männer gelten heute als die Pioniere der Raumfahrt. Sie sind sowohl Entdecker und Enthusiasten als auch Erfinder. Und sie arbeiten ein Leben lang für ihre Idee. Der Russe Konstantin E. Ziolkowski, der Amerikaner Robert H. Goddard und der Siebenbürgendeutsche Hermann Oberth machten die ersten Schritte auf dem langen Weg ins Universum. Eugen Sänger und Wernher von Braun haben viele der postulierten Ideen verwirklicht.

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Die ESA (European Space Agency) ist die Raumfahrtorganisation der Europäer. 1975 gegründet zur besseren Koordination der europäischen Raumfahrtaktivitäten, hat sie ihren Sitz in Paris. Die ESA finanziert sich aus den Staatshaushalten der Mitgliedsstaaten. www.esa.int

Konstantin Eduardowitsch Ziolkowski

Robert Hutchings Goddard

(1857-1935), durch eine Erkrankung nahezu taub, musste im Alter von zehn Jahren die Schule verlassen. Er bildete sich aber autodidaktisch weiter und studierte später in Moskau drei Jahre Physik, Astronomie, Mechanik und Geometrie. Anfangs unterrichtete er in seinem Heimatort Mathematik und Physik. Erzählungen von Jules Verne regten Ziolkowski an, selbst Geschichten über interplanetare Raumfahrt zu schreiben. Dabei entwickelte er sich zum Verfasser theoretischer Abhandlungen. Und ab etwa 1885 stellte er eine Vielzahl von Überlegungen zur Realisierung von Raumflügen an. 1886 veröffentlichte Ziolkowski die Studie „Theoria Aerostatika“, es folgt 1892 die Theorie eines Ganzmetall-Luftschiffes (Aerostat Metallitscheski). Bis 1935 veröffentlichte er insgesamt 35 Bücher, Artikel und Schriften zur Luftschiffthematik. Gipfelpunkt seiner Arbeit war 1903 die Raketengrundgleichung, veröffentlicht 1903 in der russischen Zeitschrift „Wissenschaftliche Rundschau“ unter dem Titel „Erforschung des Weltraums mittels Reaktionsapparaten“.

(1882-1945) machte sich früh Gedanken über Raumflüge zum Mond und zum Mars, galt aber lange Zeit als Phantast. In der Raketenentwicklung war er wesentlich erfolgreicher. Bereits um 1918 entwickelte er militärische Feststoffraketen. Ab 1920 beschäftigte er sich mit der Entwicklung von Flüssigkeitsraketen. Zum Zwecke der Flugstabilisierung entwickelte Goddard ein Strahlruder, das mit Hilfe eines Kreisels gesteuert wurde. 1935 startete er eine Rakete, die erstmals mit Überschallgeschwindigkeit flog.

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Bild 5: Hermann Oberth Bild 6: Bildmontage der Planeten in unserem Sonnensystem: Merkur, Venus, Erde mit Mond, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun (von oben nach unten); Jet Propulsion Laboratory in Pasadena. Bild 7: Eugen Sänger Bild 8: Wernher von Braun Raketengleichung: v (t) die Raketengeschwindigkeit zur Zeit t; v (g) die Ausströmgeschwindigkeit des Antriebsstrahles (typisch: 4,5 km/s bei chemischen Raketentriebwerken; m(0) die Startmasse der Rakete; m(t) die Masse der Rakete zur Zeit t (also um den verbrauchten Treibstoff verkleinerte Startmasse).

Hermann Oberth (1894-1989) begann wie Ziolkowski, angeregt durch die Lektüre von Jules Verne, schon als Gymnasialschüler an seinen ersten Raketenplänen zu arbeiten. 1917 entwarf er eine Rakete, die mit Ethanol und Sauerstoff betrieben wurde. Sechs Jahre später beschrieb er wesentliche Elemente, die zum Bau von Großraketen mit Flüssigtreibstoff angetrieben werden. In seinen Werken „Die Rakete zu den Planetenräumen“ (1923) und „Die Wege zur Raumschifffahrt“ (1929) schuf er die wissenschaftlichen Grundlagen der Technologie, die den Flug zu den Sternen ermöglichte, und beschrieb darin bereits fast jedes Raumfahrtkonzept, das bis heute Wirklichkeit wurde. Bei Fritz Langs visionärem Film „Die Frau im Mond“ wirkte er zusammen mit Rudolf Nebel als wissenschaftlicher Berater mit.

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Eugen Sänger

Wernher von Braun

(1905-1964) ließ sich mit 13 Jahren von Kurd Laßwitz’ Roman „Auf zwei Planeten“ von für die (damals noch utopische) Raumfahrt begeistern. Sänger studierte in der 1920er Jahren Bauingenieurwesen. Sein erster Dissertationsentwurf mit dem Titel Raketenflugtechnik wurde an der Technischen Hochschule Wien abgelehnt. Ein Teil davon wurde später als Buch veröffentlicht. Sein stets verfolgtes Forschungsziel war die Entwicklung einer Raumfähre, die er „Raumboot“ nannte, zum Transport von Personen und Fracht zwischen Erdboden und Orbit bzw. Raumstationen. Von 1961 bis 1964 konzipierte er den als RT-8 bezeichneten zweistufigen Raumtransporters, dessen Erststufe von einem Raumjet angetrieben wird. Über zehn Jahre später finden sich Teile der Arbeit im Space Shuttle wieder. Sängers Traum war die Entwicklung des Photonenantriebs für den interplanetaren und interstellaren Raumflug.

(1912-1977) experimentierte schon als Jugendlicher mit Raketen. Und er hat früh eine Abhandlung über Raumfahrt verfasst. Ab 1929 arbeitete er gemeinsam mit Hermann Oberth, durch dessen Buch „Die Rakete zu den Planetenräumen“ er maßgeblich beeinflusst worden war. Die während des Zweiten Weltkriegs unter Wernher von Braun entwickelte und erprobte Rakete A4 – oder besser bekannt als V2 – und ihre Technologie gehörte wohl zur bedeutendsten Kriegsbeute der Alliierten. Von Brauns Ziele waren aber eher auf die Raumfahrt gerichtet. Nach dem 2. Weltkrieg wurde er technischer Berater des US-amerikanischen Raketenprogramms. Er war maßgeblich an den Mercury-, Gemini- und Apollo-Projekten beteiligt. Er war eingebunden in die Entwicklung der Saturn-V-Trägerrakete und wird daher als geistiger Vater der Mondrakete angesehen.

Die NASA (National Aeronautics and Space Administration) wurde im Jahr 1958 gegründet und ist die zivile Bundesbehörde für Luft- und Raumfahrt in den USA. Sie besteht aus verschiedenen Einrichtungen wie beispielsweise dem Jet Propulsion Laboratory (JPL), das sich mit den Themen Raumsonden und Deep Space Network beschäftigt. Zur NASA gehören auch die Raumfahrtzentren Kennedy Space Center in Florida, Goddard Space Flight Center in Maryland, Johnson Space Center in Texas und Marshall Space Flight Center in Alabama. Viele Forschungseinrichtungen – unter anderem das NASA Institute for Advanced Concepts (NIAC) mit den Schwerpunkten Nanotechnologie und Weltraumlift – sind in der NASA verankert. www.nasa.gov

Raketengrundgleichung Die Raketengrundgleichung beschreibt die grundlegenden Gesetzmäßigkeiten des Raketenantriebs.

v (t) = v(g) . ln

m(0) m(t)

( )

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Berühmte Ast Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) wurde vom Sonnenkönig Ludwig XIV. zum Mitglied der erst 1667 gegründeten „Academie des sciences“ in Paris berufen. Ende 1669 wurde Cassini Direktor der noch nicht vollendeten Pariser Sternwarte. Dort entdeckte er in den Jahren 1671 und 1672 die Saturnmonde Japetus und Rhea, bemerkte 1675 die nach ihm benannte Teilung des Saturnringes und fand 1684 zwei weitere Trabanten – Thetys und Dione – des Ringplaneten. 1

Planetarium: Der Weltraum im Raum Bild 1: Das Planetarium in Jena um 1927. Bild 2: Mechanisches Modell des Sonnensystems von Glikerson und Co., Tower Hill, London (um1810). Bild 3: Planetariumsprojektor SKYMASTER ZKP 3/B.

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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.

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tronomen Christiaan Huygens (1629-1695)

Sir Isaac Newton (1643-1727)

Edmond Halley (1656-1742)

entdeckte mit seinem selbstgebauten Teleskop 1655 erstmals den Saturnmond Titan. Durch die bessere Auflösung seines Teleskops entdeckte er die Saturnringe, die Galilei noch als die „Ohren“ des Saturns bezeichnet hatte sowie die Rotation des Mars. Er löste das Trapez im Zentrum des Orion-Nebels in vier einzelne Sterne auf und beschrieb weitere Nebel- und Doppelsternsysteme.

ist der Verfasser der am 5. Juli 1687 veröffentlichten Philosophiae Naturalis Principia Mathematica. Darin beschreibt er die universelle Gravitation und die Bewegungsgesetze: Der Grundstein für die klassische Mechanik. Er war damit in der Lage, die Planetenbewegungen nicht nur wie Johannes Kepler zu beschreiben, sondern erstmals auch zu begründen.

wandte Newtons Gravitationsgesetz zur Berechnung der Kometenbahnen an. Er erkennt, dass es sich bei den Kometen von 1531, 1607, 1682 um ein und denselben Kometen handeln muss und kündigt für das Jahr 1758 das Wiedererscheinen des Kometen an.

Erste Gedanken

schen Museums aufgestellt. Danach wurde es wieder zur Komplettierung nach Jena zurück transportiert. Nach einer Komplettierungsphase wurde es im Frühjahr 1925 wieder nach München geschickt und dort im Rahmen der Feierlichkeiten zur Einweihung des Deutschen Museums am 7. Mai 1925 offiziell eröffnet. Noch während die ersten beiden Geräte des Modells I gebaut wurden, begann die Planung für die Modellreihe II. Dieses Projektionsgerät hatte bereits die lange Zeit für Planetarien typische Hantelform. Diese ermöglichte die Simulation des Sternenhimmels von jedem Ort der Erde. Das erste Planetarium des Typs Modell II wurde in Wuppertal installiert. Danach trat das Planetarium seinen Siegeszug durch die Welt an.

Den Anregungen Oskar von Millers, Gründer der Deutschen Museums in München, und Max Wolfs, Direktor des Observatoriums in Heidelberg, war es zu verdanken, dass Walther Bauersfeld ein Konzept ausarbeitete, das die Projektion des Sternenhimmels, der Sonne, des Mondes und der Planeten möglich machte. Das Team um Bauersfeld arbeitete sehr hart an der Konstruktion und dem Bau des Gerätes. Im August 1923 war es in Jena dann so weit: Zum ersten Mal erstrahlte ein künstlicher Sternenhimmel. Im Dezember 1923 wurde das noch nicht ganz vollständige Projektionsplanetarium Modell I provisorisch in der bereits errichteten Gipskuppel des Deut-

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Bild 4: Planetariumsprojektor STARMASTER. Bild 5: Planetariumsprojektor UNIVERSARIUM und Laserbildprojektor ZULIP. Bild 6: Planetarium Tycho Brahe Kopenhagen. Bild 7: ADLIP LaserGanzkuppelprojektion.

Berühmte Astronomen Sir Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822)

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

gab sich nicht mit der Beobachtung von Mond, Planeten und Kometen zufrieden. Er wollte auch den Fixsternhimmel studieren. Da die um 1770 üblichen Linsenund Spiegelteleskope keine ausreichende Beobachtungsleistung aufwiesen, begann er selbst Spiegelteleskope zu bauen. Schlagartig berühmt wurde Herschel, als er 1781 ein neues Objekt im Sonnensystem entdeckte: den Planeten Uranus.

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

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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.

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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.

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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

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Projector) wobei der Videobeamer beweglich montiert werden kann. Er arbeitet auf der Basis von Laserlicht und erzeugt sensationell kontrastreiche Bilder von noch nie zuvor da gewesener Schärfe. Der erste ZULIP wurde während der IPS-Tagung 2000 im Planetarium Montréal vorgestellt. Die Weiterentwicklung des ZULIP zum ADLIP (All Dome Laser Image Projector) ermöglicht nun die Projektion von kuppelfüllenden Videosequenzen mit Hilfe mehrerer festinstallierter ZULIPs. Aber egal, ob ein Planetarium klein oder groß ist, der Zuschauer befindet sich immer mitten im Geschehen.

Die allererste Anregung zum Bau eines Planetariums, das den Sternenhimmel wie bei der Naturbeobachtung zeigt, kam von Max Wolf (18631932), dem Leiter der Heidelberger Sternwarte. Mit Wolfs Idee wandte sich Oskar von Miller, der im Deutschen Museum ein heliozentrisches und ein geozentrisches Planetarium einrichten wollte, in den Jahren 1912/13 auch an Carl Zeiss. Walther Bauersfeld (1879-1959) konstruierte das erste Projektionsplanetarium. Er war 50 Jahre in der Geschäftsleitung von Carl Zeiss tätig. Er hatte die Idee, die Bewegung der Sterne, der Sonne, des Mondes und der Planeten in einen Projektor zu verlegen, der im Zentrum einer kugelförmigen Kuppel aufgestellt werden sollte.

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Berühmte Astronomen Sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944) erkannte als einer der ersten Physiker die Bedeutung von Einsteins Relativitätstheorie: Bei der Sonnenfinsternis-Expedition auf die Vulkaninsel Principe im Golf von Guinea, wurde am 29. Mai 1919 nachgewiesen, dass – wie von der allgemeinen Relativitätstheorie postuliert – Licht von großen Massen abgelenkt wird.

Edwin Powell Hubble (1889-1953) wies 1923 am Mount-Wilson-Observatorium nach, dass der Andromedanebel M31 weit außerhalb unserer Milchstraße liegt. Aufgrund der räumlichen Verteilung anderer Galaxien, sowie ihrer im Spektrum nachweisbaren Rotverschiebung, ergab sich Hubbles bekanntester Beitrag zur Astronomie: Die Entdeckung der Expansion des Weltalls. Die Größe, welche diese Expansion beschreibt, wird ihm zu Ehren die Hubble-Konstante genannt.

Sternwarteninstrumente In einer Sternwarte werden mit Hilfe von Fernrohren und Teleskopen tatsächliche Himmelsobjekte beobachtet.

Fernrohr oder Teleskop Das Wort Teleskop (griechisch tele – fern und skopein – betrachten) war früher gleichbedeutend mit Fernrohr. Allgemein gilt der im westfälischen Wesel geborene, aber bereits in jungen Jahren nach Holland ausgewanderte Brillenmacher Hans Lippershey (1570-1619) als Erfinder. Neuere, sorgfältige Recherchen weisen aber auf Leonardo da Vinci als eigentlichen Erfinder des Teleskops hin: Er baute und benutzte ein optisches Gerät, mit geringer Vergrößerung aber von ähnlichem Prinzip wie das der von Lippershey und Galilei. Die Entwicklung des eigentlichen astronomischen Fernrohrs wird dem deutschen Astronomen Johannes

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Kepler (1571-1630) zugeschrieben, weshalb man bis heute vom Keplerschen Fernrohr spricht. Im Unterschied zum Galileischen Fernrohr benutzt das Keplersche Fernrohr als Okular eine bikonvexe Linse. Dieses Teleskop entwirft auf dem Kopf stehende Bilder. Alle heutigen Linsenteleskope – vom Amateurinstrument bis zum professionellen Sternwartengerät – beruhen auf dem Keplerschen Fernrohrprinzip. Da die Bilderzeugung bei dieser Teleskopart auf Brechung („Refraktion“) beruht, spricht man auch von einem „Refraktor“. Spiegelteleskop Ein Spiegelteleskop ist ein Fernrohr, bei dem der wesentliche Teil der Optik aus spiegelnden Elementen – aus einem Hauptspiegel und einem Fangspiegel – besteht. Der Fangspiegel lenkt das Licht in Richtung Okular, Fotoplatte, Film oder digitalen Empfänger ab, wo es vor der Aufnahme normalerweise durch Farbfilter für

Bilder oder Spektrografen zur Spektralanalyse geschickt wird. Große Spiegel fangen mehr Licht ein: Die erreichbare scheinbare Helligkeit/ Grenzgröße noch messbarer Himmelsobjekte liegt bei diesen Spiegelteleskopen höher und gewährleisten einen noch tieferen Blick ins Weltall. Wegen der Beugung des Lichts ist das Auflösungsvermögen eines Spiegelteleskops begrenzt. Ein punktförmiges Beobachtungsobjekt (Stern) wird nicht etwa als Punkt abgebildet, sondern als Beugungsscheibchen. Um Bildfehler zu verringern, müssen die Spiegel sehr präzise bearbeitet werden. Das Schleifen und Polieren der Spiegel erfolgt auf 1/4 bis 1/20 der Licht-Wellenlänge, also mit Genauigkeiten von 150 bis 30 Nanometer. Zusätzlich werden Teleskope fernab menschlicher Siedlungen in trockenen Regionen auf hohen Bergen gebaut, da die Bildqualität von Staub, dem Streulicht von Städten (Lichtverschmutzung) und dem Gehalt der Luft an Wasserdampf beeinflusst.

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Augenblicke

Faszination Fotografie 1839 wurde das Wort Photographie zum ersten Mal verwendet: von dem deutschen Astronomen Johann Heinrich Mädler (17941874) und etwa gleichzeitig von dem britischen Astronomen John Frederick William Herschel (17921871).

Vorläufer der Photographie ist die Camera obscura, von deren Namen sich auch das Wort Kamera ableitet. Die erste Photographie wurde 1826 durch Joseph Nicéphore Niépce erzeugt. Zum entscheidenden Durchbruch verhalfen ihr zwei Erfinder in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts. Der Franzose Louis Jacques Mandé Daguerre (1787-1851) baute

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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.

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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-

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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.

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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-

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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.

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Toronto Die Huronen, ein großes Indianervolk Nordamerikas, nannten den Ort Tarantua. Er war für die Indianer ein Treffpunkt, an dem sie Zusammenkünfte abhielten. Im 17. Jahrhundert nutzten die Pelzjäger den Ort für ihre Geschäfte. Der britische Gouverneur Simcoe ließ aus dem wirtschaftlichen Umschlagplatz ein Fort bauen. Die damals noch York genannte Siedlung entwickelte sich langsam und war auch Regierungssitz von Oberkanada. Mit den Loyalisten, nordamerikanische Kolonisten aus dem Königreich Großbritannien, kamen im 18. Jahrhundert Wasser- und Gasversorgung. In den 1950ern wurde das in Toronto umbenannte York durch die Eisenbahn mit den Märkten in den USA verbunden.

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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

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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.

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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

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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.

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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-

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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.

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Vo m A n w e n d e r

Differenzierung heißt das Zauberwort Brillenträger treffen ihre Kaufentscheidungen nicht mehr über den Preis allein, sondern über zusätzliche Leistungen, die der Augenoptiker bietet. Differenzierung heißt das Zauberwort: Nur wem als Optiker eine Differenzierung gegenüber dem Wettbewerb gelingt, ist für den Kunden ausreichend attraktiv. Ein Mehr an Dienstleistung ist der Schlüssel zu einer erfolgreichen Differenzierung. Das Relaxed Vision Terminal bietet dem Optiker diese Plattform. Der Augenoptiker vermittelt seinem Kunden durch die Einbindung des Relaxed Vision Terminals in das Beratungsgespräch modernste optische Technologien und höchste Qualität. Nicht zuletzt trifft der Kunde seine Kaufentscheidung aufgrund der optimalen augenoptischen Betreuungs- und Beratungskompetenz. Im folgenden Gespräch schildert Frank Hammer seine Erfahrungen mit dem Relaxed Vision System, dem Konzept und den Reaktionen von Kunden.

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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.

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facts

Relaxed Vision: Nie mehr Sehstress.

Die Schulungen in Kombination mit dem Starter Kit unterstützen den Optiker in seiner Funktion als Relaxed Vision Berater. Welche besonderen Vorteile verschafft das System dem Augenoptiker? Aufgrund der Messgenauigkeit erhalten wir qualitativ hochwertige Endprodukte. Es kann deutlich besser und genauer gearbeitet werden. Natürlich ist es ebenso wichtig, dem Kunden seine augenoptische Beratungskompetenz vermitteln zu können. Dies wird durch das Relaxed Vision System ganz klar begünstigt und gesteigert. Welchen Nutzen zieht der Brillenträger aus dem Relaxed Vision System? Der Nutzen für den Brillenträger ergibt sich von alleine. Er bekommt für den gleichen Preis ein weitaus besser angepasstes Brillenglas. Die Brille passt sich dem Brillenträger an. Der Kunde muss sich nicht mehr in dem Maße, wie es bisher der Fall war, an das Produkt gewöhnen.

Warum empfehlen Sie Ihren Kunden die individuelle Messung des Auges? Das ist eine Frage der Zwangsläufigkeit. Bei der heutigen Qualität der Glasprodukte, und wir arbeiten bei Gleitsichtgläsern vornehmlich im Premiumbereich, ist es eine Verpflichtung, dass man die vorangehenden Aufgaben – in der Beratung bis hin zu den verfügbaren technischen Möglichkeiten – bestmöglich erfüllt. Aus diesem Grund habe ich mich dafür entschieden, alle Filialen mit dem Relaxed Vision System auszustatten. Mit welchen Aktionen schaffen Sie es, neue Kunden für das Relaxed Vision System zu gewinnen? Carl Zeiss bietet auf der einen Seite ein gelungenes Konzept für die Beratungsarbeit des Augenoptikers. Auf der anderen Seite lebt das Gerät davon, dass der zufriedene Kunde wiederkommt und über seine Erfahrungen mit anderen spricht. Viele neue Kunden kommen aufgrund von Empfehlungen von Freunden und Verwandten in unsere Filialen. Vielen Dank für das interessante Gespräch.

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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.

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Nanostrukturierung mit der 3D-Deposition

Bild 1: Elektronenstrahl-Maskenreparaturgerät MeRitTM MG. Bild 2: Schema der Nanostrukturierungstechnologie EBID.

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Die Strukturierung von Materialien in Bereichen von bis zu einem millionstel Millimeter (Nanometer) wird entscheidend sein bei der Entwicklung von Technologien des 21. Jahrhunderts. Um die Leistungsfähigkeit elektronischer Bauelemente zu steigern, werden immer niedrigere Strukturgrößen benötigt. Eines der wesentlichsten Probleme der Nanotechnologie ist die Massenproduktion. Nanostrukturierung mittels lithographischer Techniken ist notwendig, um großflächige und kostengünstige Herstellung von Nanostrukturen zu realisieren. In der Folge entstanden Eichstrukturen für Rasterkraftmikroskope mit Objektabständen

unter 100 nm und EBID-Abtastspitzen mit 500 nm Höhe und 7 nm Krümmungsradius an der Spitze. Eine speziell entwickelte Software zur Elektronenstrahl-Führung innerhalb des Bildverarbeitungssystems VIDAS in der Forschungsgruppe um H.W.P. Koops wies die Besonderheit auf, dass die Belichtungszeit für jedes Pixel individuell einstellbar war, wie es die 3D-EBID Technologie erfordert. Mit der Technik 3D-Depositionslithographie führte man dann erstmals das „Rapid Prototyping“ von elektrischen und optischen Elementen mit Sub-MikrometerAbmessungen durch.

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slithographie

Die innovative Nanostrukturierungstechnologie EBID Bei Arbeiten zur verkleinernden Elektronenprojektion (Tübingen 1971, Darmstadt 1984) wurde klar, der Wunsch nach Hochauflösung in der Elektronenstrahl-Lithographie geht auf Kosten der Empfindlichkeit des Registrierverfahrens. Die höchste Auflösung ist erreichbar, wenn kleine Moleküle zur Registrierung durch direkte Metallisierungsdeposition verwendet werden. Bei der Nanostrukturierungstechnologie EBID (Elektron Beam Induced Deposition) wird ein Molekülstrahl aus organometallischen Molekülen auf das Substrat im Vakuum gerichtet. Die dort adsorbierten Moleküle werden durch den auf wenige Nanometer Durchmesser fokussierten Elektronenstrahl mit einem Energieeintrag mit bis zu 2 MW/cm 2 Energie-

dichte zerschlagen. Aus den Molekülbruchstücken und Atomen wachsen dann in wenigen Minuten 3-dimensionale Deponate. Da Moleküle einzeln verwendet werden, ist das Verfahren 1 Million Mal langsamer als die herkömmliche Lack-ElektronenstrahlLithographie. Untersucht wurde die Nanostrukturierung durch Direktschreiben mit der Einzelstrahl-Lithographie am IBM T.J. Watson Research Center, USA, sowie mit der Elektronen-Schattenprojektion und der verkleinernden Elektronen-Projektion an der TU Darmstadt. Die Elektronen-Schattenprojektion ist heute als EPL Electron Projection Lithography bekannt. Weitere grundlegende Untersuchungen und erste Anwendungen entstanden mit dem Einzelstrahl-Depositions- und ÄtzVerfahren am Forschungszentrum der Deutschen Telekom FTZ.

special Rapid Prototyping mit EBID Rapid-Prototyping-Verfahren sind Fertigungsverfahren, die das Ziel haben, vorhandene Konstruktionsdaten möglichst ohne manuelle Umwege direkt und schnell in Werkstücke umzusetzen. Die unter dem Begriff des Rapid Prototyping seit den 1980er Jahren bekannt gewordenen Verfahren sind in der Regel Urformverfahren, die das Werkstück schichtweise aus formlosem oder formneutralem Material unter Nutzung physikalischer und/oder chemischer Effekte aufbauen. Im Auftrag von Corning Inc., USA, baute ein Forschungsteam der Deutschen Telekom AG ab Herbst 1997 eine Rapid Prototyping Technik von Spektralfiltern basierend auf photonischen Kristallstrukturen auf. Photonische Kristalle sind 3-dimensionale periodische dielektrische Strukturen in EBID-Technik aufgebaut aus Stäben mit Durchmessern von 1/5 der Wellenlänge und im Abstand von 1/3 der Wellenlänge. Das Infrarot-Licht der Telekommunikation mit 1,5 µm Wellenlänge erfordert für ein PC-Filter rund 80 Stäbe mit 0.5 µm Stab-Abstand, 0.3 µm Dicke und 2 µm Höhe, die aus einem Material mit möglichst hoher Brechzahl gefertigt sind (n > 2,8). Das Team entwickelte und patentierte die Herstellung von photonischen Kristallen (PC) und anderen Bauelementen der miniaturisierten planaren Optik mit Hilfe der EBID-Technologie. Spektralfilter (3 µm x 3 µm) wurden mit einer Bauzeit von nur 40 Minuten gefertigt und wiesen Nanometer-Präzision in Wellenleiter-Messstrukturen auf.

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Bild 3: Benutzeroberfläche mit Musterkopierfunktion.

Die Photomaskenreparatur

Bild 4: Musterkopierfunktion: Ermittlung der zu reparierenden Strukturgeometrie, Vergleichsmuster, Maskendefekt, Reparaturresultat.

Die Entwicklungsvorleistungen im Rahmen der EBID-Technologie zur rechnergesteuerten Gasdosierung für organometallische und anorganische Gase, sowie sublimierbare Substanzen, welche die Materialzufuhr durch Kanülen auf die Substratoberfläche im Rasterelektronenmikroskop erlaubt, führte aus der Vielzahl der möglichen Anwendung der Elektronenstrahl induzierten Reaktionen zum tragfähigen und von der Industrie benötigten Technologie der Photomaskenreparatur, einer Anwendung bei der wenige Strukturen hochgenau bearbeitet werden müssen.

Bild 5/6: Photomaske – vorbereitet für Analyse und Reparatur. Bild 7: Bedienkonsole MeRitTM MG.

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special Photomaske

Photomasken haben im ersten Schritt der Fertigung immer Defekte Da die für die Maskenstruktur-Definition benützten Lithographie-Lacke nicht unendlich sauber gefiltert werden können, und da Trockenätzprozesse auf der Oberfläche liegende Partikel abbilden, haben alle gefertigten Masken eine Anzahl von Defekten. Deren Lagekoordinaten und Größe wird mit optischen Messsystemen ermittelt. Ist die Defektzahl zu hoch, z.B. > 20, so wird die Maske verworfen und neu gefertigt, auch wenn die Anfertigung bis dahin ca. 80.000 Euro gekostet hat! Bei einer Defekt-Anzahl

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< 20 wird die Maske repariert. Eine Maske zu reparieren dauert im Schnitt einen halben Tag. Eine Vorausschau der International Sematech besagt schon 2001, dass die Herstellung einer fehlerfreien Maske für feinste Schaltkreisstrukturen bis zu 1 Million US $ kostet. Es zeigte sich, dass die bisher für die Reparaturen von Photomasken genutzte MetallIonen-Strahltechnik die Photomasken auch an den Stellen schwärzt, wo sie nach der Bearbeitung transparent sein sollten. Dadurch sanken die Produktionsergebnisse der Chip- und Rechnerbausteine Hersteller.

Eine Photomaske ist eine Quarzplatte von 16 x 16 cm Größe und 6 mm Dicke, belegt mit einer Absorberstruktur in Form einer Chromschicht mit Löchern, welche die Information für einen Strukturierungs-Prozess bei der Herstellung der Halbleiterbauelemente und Rechnerchips trägt. Diese Strukturen werden durch Elektronenstrahlbelichtung und Trockenätzen erzeugt. Ca. 30 Photomasken bilden einen Satz, wie er zur Herstellung eines Pentium Chips benötigt wird. Dieser Satz enthält ca. 12 grobe Masken mit Strukturen von >1 µm Breite, ca. 10 Masken mit feineren Details und weitere 8 sogenannte High-End Masken.Diese haben 260 nm breite Strukturen, um die feinsten Strukturen auf dem Wafer mit 65 nm Breite zu erzeugen. Die Maskenstrukturen sind 4 mal größer, als die Strukturen auf dem Wafer, denn zur Belichtung der Wafer werden z.B. ASML-Stepper mit 4-fach verkleinernder Carl Zeiss UV-Optik eingesetzt. Photomasken können bis zu 10 Millionen Strukturelemente enthalten, die alle fehlerfrei erzeugt sein müssen.

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

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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

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sterelektronenmikroskopie Kontinuierliche Weiterentwicklung Seit der Einführung der ersten Rasterelektronenmikroskope kamen über einen ständigen Entwicklungsprozess ganz neue Funktionen hinzu. Zwei dieser Neuentwicklungen sind außergewöhnlich bedeutend: zum ersten die Entwicklung der ZEISS GEMINI ® Säule im Jahr 1992, mit der die Auflösung wesentlich gesteigert werden

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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)

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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

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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

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Bild 5: TEM-Lamelle, aus Schnittgraben entnommen. Bild 6: Tungstenkristalle Bild 7: Ciliat

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Bild 8: Bruch in Schweißnaht von Betonstahl: Wabenbruch mit Manganoxid als Wabenkeim.

die Einführung von Wasserdampf zu. Im Modus XVP (erweiterter variabler Druck) und EP (erweiterter Druck) sind bis zu 750 Pa bzw. 3000 Pa möglich. Dadurch öffnen sich der Forschung in den Bereichen Bio- und Medizinwissenschaften, Gesundheitswesen, Nahrungsmittel und Pharmazie ganz neue Möglichkeiten, und es entsteht ein Brückenkopf in die neue Wissenschaft der Bioelektronik. www.zeiss.de 8

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Auszeichnungen

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

LSM 5 LIVE – das konfokale Live Cell Imaging System ist im Juli 2005 mit dem „Oscar der Erfindungen“ ausgezeichnet worden und gehört damit zu den bedeutendsten 100 Technikprodukten des Jahres. Das im Oktober 2004 auf dem Markt eingeführte konfokale Live Cell Imaging System LSM 5 LIVE aus der erfolgreichen LSM 5 Familie bietet den Wissenschaftlern aus dem Life Science Bereich einzigartige Einblicke mit seiner einzigartigen Kombination von Scangeschwindigkeit, Bildqualität und Sensitivität. Mit bis zu 120 konfokalen Bildern

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„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

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Designpreis für ZEISS Victory 32 FL

Die Fernglasreihe ZEISS Victory 32 FL des Bereichs Sports Optics wurde von der international besetzten Jury des Design Zentrum Nordrhein Westfalen mit dem „red dot award“ 2005 für die herausragende Designqualität ausgezeichnet. Die kompakten, leichten und ergonomischen Ferngläser sind HighEnd-Ferngläser mit fluoridhaltigen Gläsern (FL) für höchste Ansprüche. Sie weisen ein großes Sehfeld sowie einen sehr guten Nahbereich auf. Mit guten Reserven in der Dämmerung bieten sie hohe Auflösung und Detailerkennbarkeit. Das Victory 8x32 T* FL ist besonders geeignet für Reisen, bei Wanderungen oder auf der Pirsch. Das Victory 10x32 T* FL ist für die anspruchsvollen Einsätze von Ornithologen, Jägern, Naturliebhabern konzipiert.

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

1540XB CrossBeam® zweifach ausgezeichnet Schon 2004, auf der Semicon Europe in München, wurde das Elektronenmikroskop 1540XB CrossBeam®‚ mit dem „Editors' Choice Best Product Award“ des Magazins „Semiconductor International“ ausgezeichnet. Während der Semicon West in San Francisco 2005 erhielt das Mikroskop eine weitere Auszeichnung: „Best Tool Award“ in der Kategorie „Yield Management“ des Wettbewerbs um den „Eurosemi IC Industry Award“.

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

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Aus dem Unternehmen

Carl Zeiss SMT AG übernimmt NaWoTec

special E-Beam Repair

Inspection

AIMS TM

Cleaning Pellicle

Kurz vor dem Markteintritt der elektronenstrahl-basierenden Maskenreparaturgeräte übernahm 2005 die Carl Zeiss SMT AG das innovative Herstellerunternehmen NaWoTec GmbH. Diese entwickelte seit 2001 in einem Kooperationsvertrag mit der Carl Zeiss SMT AG das MeRiT TMMG Gerät aus dem GEMINI ® 1560 FE SEM und setzte zur Prüfung und Simulation der Reparaturergebnisse die von Carl Zeiss SMT AG hergestellten und vor kurzem prämierten UV-Mikroskopen AIMS TM FAB 248 und MSM193 zur MaskenInspektion und zur Stepper-Simulation ein. Nun kommt die vollständige Lösung für Photomaskenprobleme aus

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einer Hand. Die Marke und Technologie des elektronenstrahl- basierten Maskenreparaturgerätes ist durch eine Reihe von Patentanmeldungen geschützt. Weitere, zukunftsträchtige Patente zu Anwendungen der dreidimensionalen Nanostrukturierung mit Elektronenstrahlen in Medizin- Diagnostik und -Therapie, Elektrotechnik, Elektronik, Optik, Mechanik und Elektronenoptik liegen vor.

Hans W.P Kopps [email protected] www.zeiss.de www.smt.zeiss.de

MeRiT TM MG Das MeRiT TM MG Elektronenstrahl-Maskenreparaturgerät löst mit seinen Prozessen und seiner Genauigkeit die Anforderungen der Maskenhersteller für den 65 nm und im Upgrade auch den 45 nm „node“. Es ist reinraumtauglich mit der für die Maskenfertigung erforderlichen Güte und Zertifizierung. Defekte können mit einer Genauigkeit von 5 nm reproduzierbar repariert werden: Fehlendes Material beim offenen Defekt (z.B. im chromAbsorber, Bild 1), wird durch Deposition von chromhaltigem Material ersetzt. Überstehendes Material beim closed defect (Bild 2) wird durch elektronenstrahl-induziertes Ätzen entfernt. Dabei darf die Unterlage nicht in Mitleidenschaft gezogen werden. Fehlende Maskenbereiche werden nach der StrukturZeichnungsvorlage CAD (Computer Aided Design) deponiert oder von anderen intakten Stellen mit gleichen Strukturen kopiert und am Ort des Defektes eingefügt, bzw. abgeätzt.

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details

GmbH

NaWoTec GmbH

Mag=24.00 K X 200 nm

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Der Name NaWoTec ist die Abkürzung für Nano World Technologies und umfasst die vielfältigen Anwendungsmöglichkeiten der elektronenstrahl-basierten Nanostrukturierung durch induziertes Ätzen und Deponieren von 3-dimensionalen Strukturen für die Messtechnik, Optik, Lichterzeugung, Detektion, Höchstfrequenzelektronik, Halbleitertechnik, Energietechnik, Bio-Technologie, Medizin-Analytik und -Therapie. Mit dem Photomaskenreparaturgerät MeRiT TM MG steht ein weltweit anerkanntes System zur Verfügung. Während der Technologie-Entwicklung wurden verschiedene Demonstratoren entworfen, gebaut, und patentiert: Anwendungen wie beispielsweise miniaturisierte, elektrostatische Linsen mit besonders kleinen Linsenfehlern, Mini-Elektronenquellen, Mikroröhren für GHz-Schaltverstärker, ein Vielsonden-Tastkopf für die Messtechnik und Nanoanalytik, und ein Free Electron Laser als THz Strahlungsquelle für Sicherheits-, medizinische und analytische Anwendungen, FeldElektronenquellen für Elektronenmikroskope und Flachbildschirme wurden untersucht. 2000 Gründung der NaWoTec GmbH mit Unterstützung der Deutschen Telekom aus der Gruppe Mikrostrukturtechnik am Forschungszentrum der T-Nova der DTAG.

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2001 C. Hockemeyer und H.W.P. Koops starten mit 6 Mitarbeitern die ersten Entwicklungsaktivitäten. 2001 Im Kooperationsvertrag mit der Carl Zeiss Tochter LEO GmbH wird die Lieferung von Grundgeräten sowie der weltweite Vertrieb und Service vereinbart: NaWoTec entwickelt und liefert die GeräteAusrüstung zum PhotomaskenReparaturgerät mit Prozessgaszufuhr und Prozess-SteuerungsSoftware, Kunden Demonstration und spezifische Kundenwunsch Prozess-Entwicklung, sowie Applikationslabor zum Thema Photomaskenreparatur. 2002 Vergrößerung des Mitarbeiterteams auf 30 zum Jahresende. 2003 Lieferung des ersten Geräts für den Einsatz im Entwicklungslabor an Intel im Herbst. 2003 NaWoTec erhält den Innovationspreis der Deutschen Wirtschaft (Kategorie Start-Up) im Dezember. 2004 Das elektronenstrahl-basierte Maskenreparaturgerät MeRiT MG wird als Multi-GenerationsTool von Carl Zeiss SMT AG auf der Semicon 2004 in Europa, USA und Japan vorgestellt. 2005 Carl Zeiss SMT AG übernimmt die NaWoTec

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Beam me up

„Scotty, beam me up!“ In der Welt des Science-fiction ist es schon in den 1970 er Jahren Wirklichkeit geworden. Immer wenn es am Ende der Galaxy für die Crew der Enterprise brenzlig wurde, genügte ein kurzer Befehl und Captain Cirk und seine Crew verschwanden im glitzernden Nichts, um im selben Augenblick weit entfernt wieder aufzutauchen.

Diese fantastische Vorstellung ist für einen kleinen unscheinbaren Wurm inzwischen zur Realität geworden. C. elegans, ein nur 1 mm großer Nematode der sich normalerweise eher in der Erde verbirgt, ist nun der Enterprise Crew gefolgt. Das als Laser Microdissection and Pressure Catapulting (LMPC) bezeichnete Verfahren ermöglicht es, einen einzelnen, mehrzelligen Organismus kontaktfrei entgegen der Schwerkraft lebend aus seiner Umgebung heraus zu „beamen“ und eröffnet dadurch völlig neue Möglichkeiten z.B. im Bereich der Isolierung von Lebendzellen. Kontaktfreie Isolierung Intakte Organismen können völlig kontaktfrei isoliert werden, ohne deren Vitalität zu beeinflussen. Dieser Prozess kennzeichnet den Durchbruch in modernen, auf Laser basierenden, Isolationsmethoden und ermöglicht, eine vollständig kontaminationsfreie Präparation von reinen und homogenen Proben zu erhalten. Morphologisch exakt definiertes Ausgangsmaterial z.B. aus Gewebeproben verschiedenster Applikationsfelder

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der Medizin, Biotechnologie, Krebsforschung oder pharmazeutischen Forschung ist eines der anspruchsvollsten Aufgaben in der genomischen und proteomischen Forschung. Transferprozess Die verwendeten Laser – ein pulsierender UV-Laser zum Schneiden und ein kontinuierlich emittierender Infrarot-Laser für optisches Trapping – können an ein Mikroskop angekoppelt und mit Hilfe eines Objektivs mit hoher numerischer Apertur zu einer minimalen Punktgröße fokussiert werden. Spezielle Linsen- und SpiegelHalterungen stellen sicher, dass das Laserlicht parallel zur optischen Achse des Lichtmikroskops verläuft und dass der Laser-Fokus während des Arbeitens stabil an seiner vorgegebenen Position bleibt: präzise Laser-Mikromanipulation mit höchst möglicher Bearbeitungsgenauigkeit von unter 1µm werden erreicht. Der Energie-Transfer reicht aus zur exakten Fragmentierung ohne einen Kontakt zur Probe. Da dieser Prozess sehr schnell ohne jeglichen HitzeTransfer abläuft, werden anhängendes biologisches Material oder Biomoleküle, wie DNA, RNA oder Proteine außerhalb des Fokus, nicht beeinflusst. Nach dem Schneideprozess wird der ausgewählte Bereich durch einen einzelnen Laser-Puls von der Objektoberfläche isoliert. Die Probe kann mehrere Millimeter gegen die Schwerkraft direkt in ein Auffanggefäß transportiert werden.

www.palm-microlaser.com

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

Impressum Innovation, Das Magazin von Carl Zeiss Nummer 16, Novemver 2005 Herausgeber: Carl Zeiss AG, Oberkochen Konzernfunktion Kommunikation Marc Cyrus Vogel. Redaktion: Dr. Dieter Brocksch, Carl Zeiss 73446 Oberkochen Telefon (07364) 203408 Telefax (07364) 203370 [email protected] Gudrun Vogel, Carl Zeiss Jena GmbH 07740 Jena Telefon (03641) 642770 Telefax (03641) 642941 [email protected] Namentlich gekennzeichnete Artikel entsprechen nicht unbedingt der Meinung der Redaktion. Autoren: Falls nicht anders angegeben, über die Redaktion zu erreichen. Autoren von Carl Zeiss: [email protected] www.zeiss.de Anfragen zum Bezug der Zeitschrift und Adressenänderungen mit Angabe der Kundennummer (wenn vorhanden) bitte an die Redaktion richten.

Microlaser Technologies

Die vereinten Kräfte von P.A.L.M. und Carl Zeiss schaffen neue Möglichkeiten für biomedizinische Applikationen. Bereits seit vielen Jahren hat die Mikroskopie von Carl Zeiss und die Firma P.A.L.M. auf dem Gebiet der Laser basierten Mikromanipulation zusammengearbeitet. Im Laufe der Jahre hat sich eine starke vertriebliche Allianz zwischen Carl Zeiss und P.A.L.M. gebildet und bewährt. Die Vereinigung ist daher eine logische Konsequenz einer erfolgreichen Partnerschaft, aber auch Teil einer fortwährenden Investment-Strategie, um

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das applikative Know-how von Carl Zeiss permanent zu steigern. Das Ziel ist die Integration von technischem und applikativem Wissen in Gesamtlösungen, die die Bedürfnisse der modernen biomedizinischen und klinischen Forschung und Routine perfekt abdecken. Zusätzlich wird die Vereinigung eine beachtliche Stärkung des weltweiten Service und Support Netzwerkes beider Firmen sein. www.zeiss.de www.palm-microlaser.com

Bildquellen: M. Stich, Service-Center Oberkochen, Carl Zeiss AG NASA NASA’s Planetary Photojournal Development Team NASA/CXC/M.Weiss ESA SOHO LASCO Tautenburg Landessternwarte Thüringen Astrophysikalisches Institut Potsdam 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.

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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