Deutsches SOFIA Institut (DSI)

Infrarotastronomie

Wie, warum und was beobachtet man im Infraroten? Hier finden Sie Erklärungen und Experimente!

Einführung in die Infrarotastronomie

Einführung in die Infrarotastronomie (c) Hubble: NASA, ESA, Q.D. Wang (University of Massachusetts, Amherst); Spitzer: NASA, Jet Propulsion Laboratory; S. Stolovy (Spitzer Science Center/Caltech)
Das Zentrum der Milchstraße in 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.

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

Erscheinungsformen der elektromagnetischen Strahlung

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                                         © RWE Energie AG
Haus im sichtbaren Licht                                 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 unten auf dieser Seite im Text zu den Beobachtungsobjekten.

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 Europäischen 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.)

b68loop.gif (29348 Byte)

eso.JPG (1912 Byte)

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 Observatorium finden Sie sich noch weiter Informationen über den Aufbau des Teleskops.

Sir Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822) wurde in Hannover geboren und wurde als Musiker und Astronom bekannt. 1757 emigrierte er nach England, wo er zusammen mit seiner Schwester Caroline große Teleskope baute, um den Nachthimmel zu beobachten. Ihre Arbeit resultierte in mehreren Katalogen von Doppelsternen und Nebeln. Wilhelm Herschel ist wahrscheinlich am bekanntesten wegen seiner Entdeckung des Planeten Uranus im Jahr 1781, dem erste neuentdeckten Planet seit der Antike. Caroline Herschel wurde durch ihre Entdeckung mehrerer Kometen bekannt.

© IPAC

Im Jahr 1800 machte Wilhelm Herschel eine andere wichtige Entdeckung. Er war daran interessiert, wie viel Wärme durch die verschiedenfarbigen Filter drang, die er zum Beobachten der Sonne benutzte. Dabei entdeckte er, dass verschiedene Farbfilter unterschiedliche Mengen von Wärmeenergie durchließen. Herschel vermutete, dass die Farben an sich verschiedene Wärmemengen enthalten könnten, also ersann er ein cleveres Experiment, um seine Hypothese zu überprüfen.

 

Herschel ließ Sonnenlicht durch ein Glasprisma scheinen um ein Spektrum zu erhalten - den "Regenbogen" der entsteht wenn Licht in seine verschiedenen Farben zerlegt wird - und maß die Temperatur jeder Farbe. Er benutzte drei Thermometer mit geschwärzten Enden (um die Wärme besser zu absorbieren) und platzierte ein Thermometer in jeden Farb-Bereich, während die anderen beiden neben dem Spektrum lagen und als Kontrollmessung dienten. Als er die Temperaturen im violetten, blauen, grünen, gelben, orangen und roten Licht maß bemerkte er, dass die Temperatur vom violetten zum roten Teil des Spektrums hin zunahm. Nachdem er dieses Verhalten bemerkte entschied Herschel, die Temperatur direkt außerhalb des roten Spektralbereichs in einer Region scheinbar ganz ohne Sonnenlicht zu messen. Zu seiner großen Überraschung sah er, dass diese Region die höchste Temperatur von allen hatte.

© IPAC

Herschel führte weitere Experimente mit den von ihm so genannten "Kalorischen Strahlen" durch und entdeckte, dass sie ganz genau wie sichtbares Licht reflektiert, gebrochen, absorbiert und übertragen wurden. Was Sir Wilhelm entdeckt hatte war eine Form von Licht (oder Strahlung) jenseits von rotem Licht. Diese "Kalorischen Strahlen" wurden später Infrarotstrahlung genannt (der Präfix "Infra" bedeutet "unterhalb"). Herschels Experiment war nicht nur deshalb wichtig, weil es zur Entdeckung des Infrarotlichts führte, sondern auch zum ersten Mal eine Form von Licht entdeckt wurde, die wir nicht mit unseren Augen sehen können.

Unsere Augen sind Detektoren, die sichtbares Licht wahrnehmen können. Sichtbares Licht ist eine der wenigen Arten von Strahlung die unsere Atmosphäre durchdringen und daher bis zur Erdoberfläche vordringen können. Wie wir auf dem Absatz über die Entdeckung des Infraroten gesehen haben gibt es Arten von Licht (oder Strahlung) die wir nicht sehen können. In der Tat können wir nur einen sehr kleinen Teil der gesamten Strahlung sehen, die wir das elektromagnetische Spektrum nennen.

© IPAC

Das elektromagnetische Spektrum beinhaltet Gammastrahlen, Röntgenstrahlen, ultraviolettes, sichtbares und infrarotes Licht sowie Mikrowellen und Radiowellen. Der einzige Unterschied zwischen diesen verschiedenen Sorten von Strahlung ist ihre Wellenlänge bzw. ihre Frequenz. Die Wellenlänge steigt und die Frequenz (sowie Energie und Temperatur) sinkt von Gammastrahlung bis hin zu Radiowellen. Alle diese Strahlungsarten bewegen sich mit Lichtgeschwindigkeit (300.000 km pro Sekunde im Vakuum). Außer sichtbarem Licht erreichen noch Radiowellen sowie etwas Infrarot- und ein sehr kleiner Teil der Ultraviolettstrahlung aus dem Weltraum die Erde. Glücklicherweise für uns blockt unsere Atmosphäre den Rest ab, von dem vieles sehr gefährlich wenn nicht sogar tödlich für das Leben auf der Erde wäre.

Infrarotstrahlung liegt im elektromagnetischen Spektrum zwischen sichtbarem Licht und Mikrowellen. Sie wird in drei Kategorien aufgeteilt: nahes, mittleres und fernes Infrarot. Nahes Infrarot bezeichnet den Bereich des Infrarot-Spektrums, der dem sichtbaren Licht am nächsten liegt, fernes Infrarot liegt nahe am Frequenzbereich der Mikrowellen.

Die Hauptquelle von Infrarotstrahlung ist Wärmestrahlung, die Strahlung, die von Bewegungen von Atomen und Molekülen in einem Objekt produziert wird. Je höher die Temperatur ist, desto stärker bewegen sich die Atome und Moleküle und desto mehr Infrarotstrahlung produzieren sie. Jedes Objekt mit einer Temperatur oberhalb des absoluten Nullpunkts strahlt im Infraroten. Der absolute Nullpunkt liegt bei -273,15 Grad Celsius bzw. 0 Kelvin und ist die Temperatur, bei der alle Atom- und Molekülbewegung stoppt. Sogar Objekte, die wir für sehr kalt halten, zum Beispiel ein Eiswürfel, strahlen im Infraroten. Wenn ein Objekt nicht heiß genug ist um in sichtbarem Licht zu glühen, strahlt es den größten Teil seiner Energie im Infraroten aus. Beispielsweise strahlt heiße Grillkohle nicht unbedingt sichtbares Licht aus, aber in jedem Fall Infrarotstrahlung, die wir als Wärme spüren. Je heißer das Objekt, desto mehr Infrarotstrahlung sendet es aus. Das Infrarotbild eines landenden Space-Shuttles unten zeigt, wie die Hitzeschutzkacheln während des Wiedereintritts in die Atmosphäre erhitzt wurden.

© Inframetrics

Menschen strahlen bei ihrer Körpertemperatur von 37°C am stärksten im Infraroten, bei einer Wellenlänge von ungefähr 10 Microns (ein Micron ist der Begriff der in der Astronomie für einen Millionstel Meter bzw. einen Mikrometer gebraucht wird).

In dem Bild unten sind die roten Gebiete die wärmsten, gefolgt von gelb, grün und blau (den kältesten).

© Meditherm

Das Bild unten zeigt eine Katze im Infraroten. Dieses Bild gibt uns eine andere Sicht auf ein vertrautes Tier zusammen mit Informationen, die wir von einem Bild in sichtbarem Licht nicht bekommen können. Besonders auffällig sind die kalte Nase und die von den Augen und Ohren der Katze ausgestrahlte Wärme.

© IPAC

Manche Tiere können im Infraroten "sehen". Beispielsweise können Schlangen aus der Viper-Familie (z.B. Klapperschlangen) mit dem sogenannten "Grubenorgan" Wärmestrahlung wahrnehmen. Dies erlaubt es den Schlangen, in völliger Dunkelheit warmblütige Beutetiere zu finden.

Wir selbst erleben Infrarotstrahlung jeden Tag. Die Wärme die wir im Sonnenlicht oder vor einem Feuer, einem Heizkörper oder einer heißen Asphaltfläche spüren ist Infrarotstrahlung. Auch wenn unsere Augen sie nicht sehen können, nehmen sie die Nerven in unserer Haut als Wärme war. Wir benutzen Infrarotstrahlung auch in Fernbedienungen zum Beispiel für Fernseher.

Infrarotlicht wird normalerweise in drei spektrale Regionen eingeteilt: nahes, mittleres und fernes Infrarot. Die Grenzen zwischen diesen Regionen sind nicht eindeutig festgelegt und können variieren. Der Hauptfaktor der bestimmt, welche dieser Wellenlängen welcher dieser Regionen zugeordnet wird, ist die Detektor-Technologie die für das Auffangen des Lichts benutzt wird.

Beobachtungen im nahen Infrarot wurden seit den Sechziger Jahren von bodengestützten Observatorien gemacht. Für Wellenlängen bis 1 Mikrometer werden sie in sehr ähnlicher Art wie Beobachtungen im sichtbaren Licht durchgeführt, erfordern allerdings spezielle Infrarot-Detektoren für Wellenlängen größer 1 Mikrometer. Beobachtungen im mittleren und fernen Infrarot können nur von Observatorien außerhalb unserer Erdatmosphäre gemacht werden. Diese Beobachtungen erfordern den Einsatz von speziell gekühlten Detektoren und von Kristallen wie Germanium, deren Elektrischer Widerstand sehr feinfühlig auf Wärme reagiert.

Infrarotstrahlung wird von jedem Objekt mit einer Temperatur oberhalb des absoluten Nullpunkts abgegeben. Daher strahlen alle Himmelskörper etwas Infrarotlicht aus. Die Wellenlänge, bei der ein Objekt strahlt, hängt hauptsächlich von seiner Temperatur ab. Im Allgemeinen erscheint ein Objekt umso weiter im fernen Infrarot, je kühler es ist. Das bedeutet, dass manche Infrarot-Wellenlängen besser als andere für Beobachtung spezieller Objekte geeignet sind.

Sichtbare (© Howard McCallon), nah-Infrarote (2MASS), und mittlere-Infrarote (ISO) Ansicht des Pferdekopfnebels. Bildzusammenstellung von Robert Hurt.

Wenn wir uns vom nahen Infrarot in die Spektralbereiche des fernen Infrarot bewegen, erscheinen manche Objekte während andere aus dem Blick verschwinden. Beispielweise kann man im Bild oben sehen, wie zusätzliche Sterne (vor allem kühlere Sterne) erscheinen wenn wir vom sichtbaren Licht zum nahen Infrarot übergehen. Im nahen Infrarot wird außerdem auch der Staub transparent, was es uns erlaubt Regionen zu sehen die im sichtbaren Licht nicht sichtbar sind. Im mittleren Infrarot leuchtet der Staub dann selbst.
Die Tabelle unten zeigt auf, was wir in den verschiedenen Infrarot-Spektralbereichen sehen.

Spektralregion Wellenlängen-
bereich
(Mikrometer)
Temperaturbereich
(Kelvin)
Was wir sehen
nahes Infrarot (0,7-1) bis 5 740 bis (3000-5200) Kühlere rote Sterne
Rote Riesen
Staub ist transparent
mittleres Infrarot 5 bis (25-40) (92,5-140) bis 740 Planeten, Kometen und Asteroiden
Von Sternen erwärmter Staub
Protoplanetarische Scheiben
fernes Infrarot (25-40) bis (200-350) (10,6-18,5) bis (92,5-140) kalter Staub
Zentralregionen von Galaxien
Sehr kalte molekulare Wolken

Nahes Infrarot (NIR):

Zwischen ungefähr 0,7 und 1,1 Mikrometern können wir dieselben Beobachtungsmethoden wie für sichtbares Licht verwenden, außer unseren Augen natürlich. Das infrarote Licht in diesem Bereich ist nicht thermisch (stammt nicht von Wärmestrahlung). Viele betrachten diesen Bereich nicht einmal als Infrarot-Astronomie; erst ab 1,1 Mikrometern Wellenlänge stammt das Infrarotlicht hauptsächlich von Wärmestrahlung.

Im nahen Infrarot verblassen die heißen blauen Sterne, die im sichtbaren Licht deutlich sichtbar sind, und kühlere Sterne tauchen auf. Rote Riesen(-sterne) und Rote Zwerge mit geringer Masse dominieren im nahen Infrarot. Dies ist außerdem der Bereich, wo Interstellarer Staub am durchlässigsten ist.

Sichtbare (links) und NIR-Ansicht des Galaktischen Zentrums
Sichbares Bild © Howard McCallon. Infrarotbild © 2 Micron All Sky Survey (2MASS)

In den oberen Bildern wird deutlich, wie das im sichtbaren Bild von dichtem Staub verdeckte Zentrum unserer Galaxie im NIR-Bild transparent wird. Viele der heißen Sterne aus dem Bild mit sichtbarem Licht sind im Bild aus dem nahen Infrarot verblasst. Das NIR-Bild zeigt dafür kühlere, rötliche Sterne die im sichtbaren Licht nicht erscheinen. Diese Sterne sind hauptsächlich Rote Zwerge und Rote Riesen.

Rote Riesen sind große rötliche oder orange Sterne, denen ihr nuklearer Brennstoff ausgeht. Sie können dabei bis auf das hundertfache ihrer ursprünglichen Größe anschwellen und haben Temperaturen im Bereich von 2000 bis 3500 Kelvin. Rote Riesen strahlen am stärksten im nahen Infrarot.

Rote Zwerge sind die häufigsten aller Sterne. Sie sind viel kleiner als unsere Sonne und mit einer Temperatur von 3000 Kelvin die kühlsten aller Sterne, was bedeutet dass auch sie im nahen Infrarot am stärksten strahlen. Viele dieser Sterne sind im sichtbaren Licht zu blass, um von optischen Teleskopen überhaupt gesehen zu werden, und wurden erst durch Infrarot-Astronomie entdeckt.

Mittleres Infrarot (MIR):

Wenn wir in den Spektral-Bereich des mittleren Infrarot eintreten, verblassen auch die "kältesten" Sterne, und noch kühlere Objekte wie Planeten, Kometen und Asteroiden kommen in Sicht. Planeten absorbieren Licht von ihrer Sonne und erwärmen sich so. Diese Wärme strahlen sie wiederum als Infrarotes Licht ab. Die Planeten in unserem Sonnensystem haben Temperaturen von 53 bis 573 Kelvin. Objekte in diesem Temperaturbereich strahlen den größten Teil ihres Lichts im mittleren Infrarot aus. Die Erde zum Beispiel strahlt am stärksten bei einer Wellenlänge von ungefähr 10 Mikrometern. Asteroiden strahlen ebenfalls am hellsten in diesem Bereich, was das mittlere Infrarot am besten geeignet macht um nach dunklen Asteroiden zu suchen. Infrarotbeobachtungen können ebenfalls dazu beitragen, die Oberflächenbestandteile und den Durchmesser von Asteroiden zu bestimmen.

Ansicht der Erde im
mittleren Infrarot
© IPAC

Von Sternenlicht aufgewärmter Staub tritt im MIR auch sehr deutlich hervor. Ein Beispiel ist die Zodiakalstaubwolke, eine in der Ebene des Sonnensystems liegende Staubscheibe. Dieser Staub wird von Silikaten (aus denen auch Gestein auf der Erde besteht) gebildet und besteht aus Staubkörnern von einem Zehntel Mikrometer bis hin zu großen Felsbrocken. Die Kartierung der Verteilung dieses Staubs kann Hinweise darauf liefern, wie sich unser Sonnensystem gebildet hat. Auch der Staub, der den Schweif von Kometen bildet, strahlt stark im Infraroten Licht.

MIR Ansicht des Kometen IRAS-Araki-Alcock
© IPAC

Warmer Interstellarer Staub beginnt ebenfalls zu leuchten, sobald wir in die Region des mittleren Infrarot vordringen, vor allem der Staub in der Umgebung von Sternen, die Material ausgestoßen haben. Manchmal ist dieser Staub so dick, dass das Licht des Sterns kaum durchdringen kann und nur im Infraroten Licht sichtbar ist. Auch Protoplanetarische Scheiben, Staubscheiben aus denen Planeten entstehen können, leuchten im mittleren Infrarot.

Fernes Infrarot (FIR):

Im fernen Infrarot sind die Sterne alle verschwunden. Stattdessen sehen wir nun sehr kalte Materie (unter 140 Kelvin bzw. -130 °C). Riesige kalte Gas- und Staubwolken in unserer eigenen und nahe gelegenen Galaxien leuchten im FIR. In manchen dieser Wolken bilden sich gerade neue Sterne. Beobachtungen im fernen Infrarot können diese Protosterne entdecken lange bevor sie im sichtbaren Licht aufleuchten, indem sie die Wärme detektieren die diese ausstrahlen wenn sie sich zusammenziehen.

IRAS-Ansicht von vom
Sternenlicht erwärmten Staub
© IPAC

Das Zentrum unserer Galaxie scheint ebenfalls im fernen Infrarot am hellsten wegen der dichten Ansammlung von Sternen, die in dicke, von diesen Sternen erwärmte Staubwolken eingebettet sind. Die linke Ansicht unserer Galaxie, die vom COBE-Satelliten aufgenommen wurde, ist aus drei FIR-Bildern bei 60, 100 und 240 Mikrometer Wellenlänge zusammengesetzt.

© Michael Hauser (Space Telescope Science
Institute), COBE/DIRBE Science Team und NASA

Außer der Scheibe unserer Galaxie ist das im FIR hellste Objekt am Nachthimmel die Zentralregion der Galaxie M82. Der Kern von M82 strahlt im fernen Infrarot genausoviel Energie aus wie alle Sterne unserer Galaxie zusammen. Diese riesige Energiemenge wird ebenfalls von Staub abgestrahlt, der von einer unbekannten Quelle erwärmt wird. Auch einige andere Galaxien haben aktive Kerne, die von Staub verdeckt werden. Andere, sogenannte "Starburst"-Galaxien, haben eine extrem hohe Zahl von neu entstehenden Sternen, die Interstellare Staubwolken erwärmen. Diese Galaxien leuchten ebenfalls viel heller als alle anderen im fernen Infrarot.

IRAS-Ansicht der Andromeda-Galaxie
(M31) mit heller Zentralregion
© IPAC

Das Universum sendet uns Licht aller Wellenlängen des elektromagnetischen Spektrums. Das meiste dieses Lichts erreicht uns jedoch nicht am Erdboden, da unsere Atmosphäre viele Arten von Strahlung nicht durchlässt. Glücklicherweise für uns wird schädliche, hochenergetische Strahlung wie Röntgenstrahlung, Gammastrahlen und der größte Teil des ultravioletten (UV) Lichts blockiert. Infrarotstrahlung und niederenergetische Radiowellen können ebenfalls nicht durchdringen. Durchgelassen werden das sichtbare Licht, die meisten Radiowellen und kleine Wellenlängenbereiche des infraroten Lichts, so dass Astronomen das Universum mit diesen Wellenlängen beobachten können.

Das meiste des infraroten Lichts wird von Wasserdampf und Kohlendioxid in der Erdatmosphäre absorbiert. Die Atmosphäre bereitet Infrarot-Astronomen auch noch ein anderes Problem: Sie strahlt selbst mit infraroten Wellenlängen, oft mit größerer Intensität als das Objekt das im Weltraum beobachtet werden soll. Diese atmosphärische Infrarotstrahlung hat ihr Maximum bei Wellenlängen von ungefähr 10 Mikrometern.

Durchlässigkeit der Atmosphäre für Infrarotlicht
© IPAC

Der beste Blick aufs infrarote Universum von bodengestützten Teleskopen besteht also bei Wellenlängen die die Erdatmosphäre passieren können und bei denen diese nicht selbst leuchtet. Bodengestützte Infrarot-Observatorien liegen üblicherweise auf hohen, trockenen Bergen, um so viel der Atmosphäre wie möglich unter sich zu lassen. Doch selbst dann werden die meisten Wellenlängen absorbiert und erreichen nie das Teleskop.

Aus der Tabelle unten kann man sehen, dass die Atmosphäre nur in wenigen der Infrarot-"Fenster" sowohl hohe Transparenz als auch hohe Eigen-Emissionen hat. Diese Fenster liegen groöteils bei einer Wellenlänge von unter 4 Mikrometern.

Infrarotfenster der Atmosphäre

Wellenlängen-
Bereich
(Mikrometer)
Frequenzband Transparenz Eigene
Helligkeit
1,1 - 1,4 J hoch nachts gering
1,5 - 1,8 H hoch sehr gering
2,0 - 2,4 K hoch sehr gering
3,0 - 4,0 L 3,0 - 3,5: mäßig
3,5 - 4,0: hoch
gering
4,6 - 5,0 M gering hoch
7,5 - 14,5 N 8 - 9 und 10 - 12: mäßig
andere: gering
sehr hoch
17 - 25 Q sehr gering sehr hoch
28 - 40 Z sehr gering sehr hoch
330 - 370   sehr gering gering

Im Prinzip kommt alles, was wir über das Universum erfahren haben von dem Studium des Lichts bzw. der elektromagnetischen Strahlung, die von Objekten im Weltraum ausgesendet wird. Um ein vollständiges Bild des Universums zu erhalten, müssen wir all dieses Licht untersuchen, bei allen Wellenlängen. Deswegen ist es so wichtig, Observatorien im Weltraum zu platzieren, um über unsere Atmosphäre zu kommen, die uns so viele dieser wertvollen Informationen vorenthält.

Aus diesem Grund haben Infrarot-Astronomen Instrumente in Raketen, Ballonen, Flugzeugen und Satelliten platziert um Infrarotlicht mit Wellenlängen zu betrachten, die den Erdboden nicht erreichen (siehe Artikel über Flugzeugastronomie in www.wissenschaft-schulen.de). Als Ergebnis davon wurden faszinierende Entdeckungen über unser Universum gemacht und Hunderttausende neue Himmelsobjekte wurden zum ersten Mal beobachtet.

Wegen der raschen Entwicklung von besseren Infrarot-Detektoren und der Möglichkeit, diese in Teleskopen auf Satelliten oder in Flugzeugen unterzubringen, sieht die Zukunft der Infrarot-Astronomie sehr vielversprechend aus.

Bodengestützte Observatorien, die fortgeschrittene Technologien wie die adaptive Optik benutzen, liefern ebenfalls beeindruckende Bilder des infraroten Universums durch die Infrarot-"Fenster" unserer Atmosphäre. Obwohl diese Teleskope viele Wellenlängen nicht sehen können können sie den Himmel im nahen Infrarot fast immer beobachten, wenn es das Wetter erlaubt, was uns wertvolle Langzeitbeobachtungen von Himmelsobjekten liefert.

Observatorien auf dem Mauna Kea in Hawaii © IPAC

Wichtige aktuelle Missionen, die oberhalb unserer Atmosphäre Beobachtungen im Infrarotlicht mit besserer Auflösung als jemals zuvor machen sollen, sind neben SOFIA das Spitzer Space Telescope der NASA, das im August 2003 gestartet wurde.

                

Im nächsten Jahrzehnt wird es wahrscheinlich viel über Entdeckungen in der Infrarot-Astronomie zu berichten geben, da wir nun auch außerhalb der Infrarot-Fenster unserer Atmosphäre beobachten können!

Interstellare Materie (c) NASA
Unter anderem beobachtet SOFIA den Raum zwischen den Sternen, damit wir mehr über interstellare Materie lernen können.

Welche Objekte sind besonders interessant für SOFIA in Infrarot?

Die Starburstgalaxie Messier 94 (c) ESA/NASA

Nicht nur die Milliarden Sterne in jeder Galaxie entwickeln sich und haben eine Geschichte, auch die Galaxien selbst durchlaufen verschiedene Entwicklungsstadien und altern. Über die Entwicklung und Bildung von Galaxien - auch unserer eigenen, der Milchstraße - wissen wir vergleichsweise wenig. Bilder aus der Kinderstube der Galaxien sind von größter Bedeutung. Dazu muss man aber in die kosmische Vergangenheit von 10 - 15 Milliarden Jahre zurückschauen. Das Licht dieser Galaxien ist so stark rotverschoben, dass ihre Lichtwellen inzwischen zehnmal länger sind, als zum Zeitpunkt ihrer Abstrahlung. Das Maximum der ohnehin schwachen Strahlung dieser jungen Galaxien liegt nun im Infraroten.
Modellrechnungen zeigen, dass die meisten Galaxien mindestens schon einmal in eine Kollision mit einer anderen Galaxie verwickelt gewesen sein müssen. Bei diesen nahen Vorübergängen oder direkten Zusammenstössen entstehen Schockwellen, Turbulenzen und partielle Aufheizungen der Gasmassen und Staubpartikel. Staubteilchen werden z. B. auf 20 - 60 K aufgeheizt und strahlen dann im Infraroten zwischen 50 und 150 μm. Ein Spektralbereich, in dem SOFIA besonders empfindlich ist und mit hoher Auflösung arbeitet.

Das Sternentstehungsgebiet 30 Doradus Nebula (c) NASA, N. Walborn und J. Ma`iz-Apell`aniz (Space Telescope Science Institute), R. Barb`a (La Plata Observatory, La Plata, Argentina)

Unser Verständnis der Entstehungsprozesse von Sternen kleiner und großer Masse hat in den letzten Jahren große Fortschritte gemacht. Trotzdem sind Fragen offen: Gibt es eine untere oder obere Grenze für die Masse bei der Sternentstehung? Welchen Einfluss haben Strahlungsfelder, Winde und andere Umgebungsbedingungen?
Unglücklicherweise kann man die frühen Stadien der Sternentwicklung bisher nicht vom Boden aus beobachten, weil die typischen Temperaturen von 20K bis 200K mit Infrarotstrahlung zwischen 15 und 150 μm verbunden sind. Die bisherigen Infrarot-Teleskope auf Satelliten hatten eine zu geringe räumliche Auflösung. Ein prädestiniertes Feld für SOFIA!

Der Raum zwischen den Sternen (c) NASA

Der Raum zwischen den Sternen ist nicht leer, sondern mit sogenannter "interstellarer Materie" angefüllt. Obwohl sie nur einige Prozent der Masse einer Galaxie ausmacht, kann man durch ihre Beobachtung sehr viel über die Entwicklungsgeschichte ihrer Umgebung lernen.Die Temperaturen von wenigen 10 Grad Kelvin erzwingen wiederum eine Beobachtung im nahen und fernen Infraroten. Besonders für die Untersuchung der Kontinuum- und Linienstrahlung im MIR und FIR ist SOFIA prädestiniert. Aus den Linien eines Spektrums kann man eindeutig auf das Vorhandensein verschiedener Spezies von Atomen oder Molekülen schließen. Für diese Aufgabe kommt auf SOFIA ein Heterodynspektrometer zum Einsatz kommen.

Das Sonnensystem (c) NASA

Präsolare Nebel, zirkumstellare Staubhüllen und Staubringe sind die Bausteine eines Sonnensystems und nach heutiger Vorstellung eng mit der Entstehung von Leben verknüpft. Unser Sonnensystem ist offensichtlich der geeignete Ort, um die Bedingungen und Vorgänge zu untersuchen, die zur Entstehung von Planeten und der Entwicklung ihrer Oberflächen und Atmosphären geführt haben und nach Spuren von präbiotischen Molekülen zu suchen. Kometen und Asteroiden stammen aus der Frühzeit unseres Sonnensystems und sind seither unverändert geblieben. Sie sind daher neben den entwickelten Planeten und ihren Satelliten ein ideales Beobachtungsziel, um Informationen über die Ursprünge unseres Sonnensystems zu erhalten.

Uranus (c) NASA/Erich Karkoschka (Univ. Arizona)

Mit SOFIA's Vorgänger, dem Kuiper Airborne Observatorium, wurde am 10. März 1977 während einer Sternbedeckung durch Uranus ein Ringsystem um diesen Planeten entdeckt. Eine astronomische Sensation: Saturn wurde seiner herausgehobenen Stellung als einziger Planet mit einem Ring beraubt und eine Sternstunde für die Flugzeugastronomie.
Die Planeten sind Spiegelbild der Verhältnisse während der Bildung unseres Sonnensystems. SOFIA kann sowohl die Bestandteile der Atmosphären näher untersuchen als auch - wegen seiner hohen räumlichen Auflösung - die Transportverhältnisse der Atmosphärengase und die Wetterbedingungen. Die Gasriesen sind Spiegelbild der Verhältnisse während der Bildung unseres Sonnensystems. SOFIA kann sowohl die Bestandteile der Atmosphären näher untersuchen als auch die Transportverhältnisse der Atmosphärengase und Wetterbedingungen analysieren.

Die Zusammensetzung eines Kometen entspricht dem präsolaren Urnebel, aus dem sich die Sonne und die Planeten gebildet haben. Kommt ein Komet in die Nähe der Sonne, so verdampfen seine Bestandteile, die mehrere Milliarden Jahre unberührt waren. Der Nachweis von Wasser, Kohlendioxid und anderen, organischen Kohlenstoffverbindungen kann nicht vom Erdboden aus erfolgen, da deren charakterische Strahlung im Infraroten liegt und daher von der Erdatmosphäre blockiert wird.
SOFIA kann durch seine Arbeitshöhe und flexible Einsetzmöglichkeit auf beiden Hemisphären Kometen und Asteroiden gut beobachten und untersuchen.

Experimente aus der Kooperation mit "Wissenschaft in die Schulen!"

Titel
Handbuch zum IR-Koffer für die Schule
Nachweis der IR-Strahlung 1: Das Herschel-Experiment
Nachweis der IR-Strahlung 2: Emission von IR-Licht mit einer Handy-Kamera sehen und photographieren
Nachweis der IR-Strahlung 3: Emission von Licht: Emissionsprozesse und Termschema
Nachweis der IR-Strahlung 4: Frequenzanalogie: Licht hörbar machen
Eigenschaften der IR-Strahlung 1: Wasser als Infrarot-Barriere
Eigenschaften der IR-Strahlung 2: Spiegelnde und diffuse Reflexion
Eigenschaften der IR-Strahlung 3: Reflexion von Wärmestrahlen
Eigenschaften der IR-Strahlung 4: Die Welt der Wärmestrahlung mit der MIR-Kamera auf Suche gehen (Teil 1)
Eigenschaften der IR-Strahlung 5: Die Welt der Wärmestrahlung mit der MIR-Kamera auf Suche gehen (Teil 2)
Eigenschaften der IR-Strahlung 6: Absorption im Nahen Infrarot (NIR)
Eigenschaften der IR-Strahlung 7: Reflexion im NIR
Modelle für die Schule 1: Extrasolaren Planeten auf der Spur
Modelle für die Schule 2: Spektrino: Modellexperiment zur Veranschaulichung und Betrachtung von sichtbaren uns unsichtbaren Bereichen des Spektrums

Kontakt

Dörte Mehlert
Dr. rer. nat.

Dörte Mehlert

DSI Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit

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