Leitung

Prof. Dr. Alfred Krabbe

Technology Advisor

Prof. Dr.-Ing. Jörg Wagner

Deputy SMO Director (Kalifornien)

Dr. Hans Zinnecker

Geschäftsleitung

Dr. Thomas Keilig

Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit

Dr. Dörte Mehlert


Deutsches SOFIA Institut
Pfaffenwaldring 29
70569 Stuttgart

Tel. +49 (0)711/685-62379
Fax +49 (0)711/685-63596

 


 

Grundlagen

 

Hier finden Sie Antworten auf folgende Fragen:

 

Was bedeutet "Infrarot" ?
Wie beobachtet man im Infraroten ?
Was beobachtet man im Infraroten ?


Was bedeutet "Infrarot"?

Licht, Radiowellen, Mikrowellen oder Röntgenstrahlung sind nur verschiedene Erscheinungsformen des gleichen physikalischen Phänomens, der elektromagnetischen Strahlungwelle. Sie unterscheiden sich im wesentlichen durch ihre Wellenlänge und ihren Ursprung, das heißt durch die Art wie sie entstehen. In ihren verschiedenen Spektralbereichen zeichnet sich die elektromagnetischen Strahlung durch die unterschiedlichsten beobachtbare Eigenschaften aus.

Die Wellenlänge von Licht - der für das menschliche Auge sichtbare Bereich - reicht von ca. 390 nm - 780 nm und macht nur einen Bruchteil des gesamten Spektrums aus. Das menschliche Auge nimmt die einzelnen Wellenlängen innerhalb dieses Spektralbereichs als Farben wahr (blau ~ 450 nm; rot ~ 700 nm).

Der Bereich jenseits der roten Lichts, also mit Wellenlängen größer als 780 nm, heißt Infrarote Strahlung und wird von Astronomen noch einmal wie folgt unterschieden:

  • Nahen Infrarotbereich (NIR) mit Wellenlängen zwischen 750 nm - 5000 nm.
  • Mittlere Infrarot (MIR) zwischen 5 μm - 30 μm
  • Ferne Infrarot (FIR) von 30 μm - 300 μm.
  • Der sogenannte Submillimeterbereich (Submm) reicht von 0,3 bis 1mm und ist der Übergang zum Mikrowellen- und Radiowellenbereich.

Folgende Übersicht in Form einer Folienshow soll Ihnen helfen, sich mit den unterschiedlichen Erscheinungsformen der elektromagnetischen Strahlung vertraut zu machen :


Die moderne Astronomie nutzt fast alle Wellenlängenbereiche von der Radioastronomie bis hin zur Gammaastronomie. Dabei ist die Infrarotastronomie noch eine recht junge Wissenschaft.  


Wie beobachtet man im Infraroten ?

Ähnlich wie im sichtbaren Spektralbereich werden in der IR Astronomie Spiegelteleskope mit CCD-Elementen (wie sie auch in modernen Digital-Kameras verwendet werden) oder Fotowiderständen als Detektor verwendet. Dabei sollten eigentlich das Teleskop samt Spiegel sowie der Detektor tiefgekühlt sein, denn beide geben eigene infrarote (Wärme-)Strahlung ab. Tatsächlich werden die Detektoren durch superkalte Flüssigkeiten wie etwa flüssigem Stickstoff - auf in der Regel unter -200°Celsius heruntergekühlt. Da sich ein ganzes Teleskop nicht so einfach tiefkühlen lässt, bedienen sich Astronomen eines Tricks: Das Teleskop wird abwechselnd auf zwei verschiedene Punkte am Himmel ausgerichtet (Fachbegriff: Choppen, von engl: to chop, im Sinne von drehen, umspringen). Ein Beobachtungspunkt ist hierbei das eigentliche astronomische Objekt, der andere beliebig. Im einfachsten Fall können Wissenschaftler dann mit Hilfe der Differenz der beiden Signale die schwache Strahlung des eigentlichen Beobachtungsobjektes von der starken Hintergrundstrahlung des Teleskops und der Umgebung trennen.
Neben den CCD-Techniken, die aus dem optischen Bereich kommen, hat man im längerwelligen FIR- oder Submm-Bereich Empfangsmethoden aus der Radiotechnik weiterentwickelt (Heterodynempfang).

Die Erdatmosphäre ist für den optischen Wellenlängenbereich der elektromagnetischen Strahlung fast vollständig durchlässig. Für infrarote Strahlung ist sie jedoch im Wesentlichen unpassierbar. Das Ausmass der Strahlungsabschwächung hängt stark von der jeweiligen Wellenlänge ab. Die folgende Abbildung zeigt einerseits, wieviel Prozent der elektromagnetischen Strahlung in den jeweiligen Spektralbereichen tatsächlich am Erdboden ankommt und somit beobachtbar ist. In der typischen Flughöhe von SOFIA von etwa 13 Kilometer kann andereseits der großteil der Infraroten Strahlung detektiert werden.
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Die Abschwächung der Infraroten Strahlung liegt vor allem an dem Wasserdampf in der Erdatmosphäre. Entsprechend versuchen Astronomen bei ihren beobachtungen im Infraroten einen Großteil der Atmosphäre unter sich zu lassen. Deshalb sind erdgebundene Infrarot - Observatorien immer auf hohen Bergen zu finden. Flugzeug-Observatorium wie SOFIA eröffnen den Wissenschaftlern noch größere, bislang weitgehend unzugängliche Beobachtungsfenster, da sie den Großteil des Atmosphärenwassedampfs während der Beobachtungen unter sich lassen. Die folgende Darstellung zeigt den Unterschied zwischen der Atmosphärendurchlässigkeit an den Observatorien auf dem Mauna Kea (Hawaii) und an Bord von SOFIA. Besonders im fernen Infraroten und im Submillimeterbereich zeigt sich die deutliche Überlegenheit von SOFIA.

 

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Infrarotastronomie kann natürlich auch mit Hilfe von Satelliten betrieben werden, wie das Spitzer Weltraum Teleskop zur Zeit eindrucksvoll demonstriert. Die Vorteile eines Flugzeugobservatoriums gegenüber gängigen Weltraumteleskopen sind in folgender Tabelle angeführt:

 

 

 

 

Flugzeugobservatorium

Weltraumteleskop

Anzahl der Instrumente

> 10

3-5

Instrumentendesign

neueste Technologie

Beim Start in der regel 10 Jahre alt

Instrumentenentwicklung

jederzeit möglich

in der Regel nicht möglich

Reparatur ß Wartung

kurzfristig möglich

in der Regel nicht möglich

Lebensdauer

~ 20 Jahre

in der Regel ~ 5 Jahre

 

Auf den Webseiten zum SOFIA Teleskop finden Sie sich noch weiter Informationen über den Aufbau des Teleskops. Was beobachtet man im Infraroten ? Infrarote Strahlung wird auch oft als Wärmestrahlung bezeichnet. Jeder Körper im Universum strahlt elektromagnetische Energie ab. In Abhängkeit von seiner Temperatur liegt das Maximum dieser Abstrahlung in einem jeweils anderen Spektralbereich. Diesen Zusammenhang beschreibt das Wien´sche Verschiebungsgesetz. Je höher die Temperatur eines Körpers, um so kürzer ist die Wellenlänge, bei der der Körper den Großteil seiner Energie abstrahlt. Die Sonnenoberfläche mit einer Temperatur von ca. 6000 Kelvin strahlt zum Beispiel ihre Energie im Wesentlichen als grünes Licht ab (Wellenlänge lambda = 500 nm). Genau für diese Wellenlänge ist auch das menschliche Auge am empfindlichsten. Kühlere Körper strahlen den Großteil ihre Energie bei längeren Wellenlängen, d. h. zum Beispiel im Infraroten, ab. Nichtsdestotrotz strahlen auch sie sichtbares Licht ab - wenngleich auch deutlich weniger als etwa die Sonne. Diesen Effekt nutzen wir täglich wenn wir eine Glühlampe einschalten. Physikalisch gesehen ist die Glühlampe in erster Linie eine Wärmequelle. Ihr Heizwendel ist so heiß (T= 1500 K), dass das Strahlungsmaximum im nahen Infrarot liegt (lambda = 2 um). Da aber auch im sichtbaren Licht der Strahlung noch genügend Energie abgestrahlt wird, können wir die Glühlampe als Leuchtkörper benutzen. Ohne Hilfsmittel können Menschen die infrarote Wärmestrahlung der Glühbirne nicht sehen, wir können sie höchstens fühlen, wenn wir uns zum Beispiel beim Auswechseln einer kaputten, noch heißen Glühbirne die Finger verbrennen. Könnten wir diese Wärmestrahlung "sehen", so würde uns die Glühbirne viel heller erscheinen. Am Beispiel eines Hauses, das im Optischen und Infraroten aufgenommen wurde, wird dies deutlich. Im linken Bild reflektiert das Haus das Sonnenlicht. Im rechten Bild wird die austretende Wärmestrahlung sichtbar:

 

 

 


©RWE Energie AG
Haus im sichtbaren Licht


© RWE Energie AG
Haus im infraroten Licht

 

Wird ein Körper immer kälter, strahlt er nur noch im langwelligen Bereich, also im infraroten. Kosmische Objekte, wie z. B. interstellare Wolken, können sehr kalt (~50K) sein. Um sie beobachten und verstehen zu können, muss sich die Astronomie auch die Bereiche des fernen Infraroten nutzbar machen. 

Infrarote Strahlung kann jedoch auch auf anderem Wege erzeugt werden. Atome und Moleküle erzeugen elektromagnetische Strahlung mit ganz bestimmten Wellenlängen, die einen eindeutigen "Fingerabdruck" der entsprechenden Materie darstellen. Auf grund solcher charakteristischer Strahlungsmuster, können mAstronomen Rückschlüsse auf die vorhandenen Atome und Moleküle sowie deren Zustand ziehen.
Außerdem führt die Expansion unsere Kosmos dazu, dass die ausgesandte Strahlung weit entfernter Objekte in den infrarote Wellenlängenbereich verschoben wird. Um also zum Beispiel die Enstehung und Entwicklung junger, weit entfernter Galaxien zu untersuchen, müssen Astronomen sie mit infrarotempfindlichen Instumenten untersuchen beobachten. Mehr darüber erfahren Sie auf unseren Webseiten über Beobachtungsobjekte für SOFIA.

Ein spezielles Phänomen ist die Extinktion:. Staub- und Gaswolken, die in der Sichtlinie vor Sternen oder anderen Objekten liegen, schächen deren Licht - je nach Wellenlänge - verschieden stark ab. Gebiete die das Sternenlicht im Optischen völlig abdunkeln nennt man Dunkelwolken. Ein sehr anschauliches Beispiel dafür die Dunkelwolke im Sternbild Schlangenträger, hier aufgenommen mit dem Very Large Telescope (VLT) von der Europäisschen Südsternwarte (ESO). Früher wurde fälschlicherweise angenommen, dass es sich bei Dunkelwolken um "sternleere" Gebiete handelt. Tatsächlich aber absorbieren und streuen die Staub- und Gasteilchen dieser Wolken vor allem das optische Licht dahinter liegender Objekte - und schwächen somit deren beobachtbare Intesität ab. Das Ausmass der Extinktion ist stark von der Wellenlänge der ausgesannten Strahlung ab, so dass zum Beispiel das infrarote Licht von diesem Effekt kaum betroffen ist, im Submillimeterbereich verschwindet dieses Phänomen klompett.

 

Die unten gezeigten Aufnahmen des New Technology Telescope der ESO wurden in verschiedenen Wellenlängenbereichen gemacht und demonstrieren eindrucksvoll, wie die Extinktion vom optischen zum nah-infraroten Bereich deutlich abnimmt: Im Optischen (440 nm und 550 nm) ist sie noch dominant und geht im nahen Infraroten (0.90 μm bis 2.16 μm) deutlich zurückgeht. Die Wellenlänge der jeweiligen Aufnahme ist am unteren Bildrand angegeben (ESO Pressemitteilung zu den Aufnahmen). (Mit dem Reload-Button starten Sie gestoppte Animationen erneut.)

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