astronomie mit unsichtbarem licht - science-academy · 2009. 5. 4. · auge zug angliche bereich...

KURS 1 – ASTRONOMIE

Astronomie mit unsichtbarem Licht(Die Story von SOFIA)

EinführungCecilia Scorza, Olaf Fischer,Sebastian Neu

Die Teilnehmer des Astronomiekurses im Selbstver-

such. Oben sieht man uns”normal“ im reflektierten

Licht der Zimmerbeleuchtung. Unten sieht man uns

vor allem im IR-Licht unserer Körper (Aufnahme mit

Thermokamera). Im unteren Bildteil ist die Reflexion

an der Tischplatte zu sehen.

Im Jahre 2009 wird erneut Luftfahrtgeschich-te geschrieben werden. SOFIA - das bis dahingrößte Flugzeugobservatorium - wird in Be-trieb gehen. Seine Hauptaufgabe besteht dar-in, die Strahlung zu empfangen, welche dieHimmelskörper jenseits des roten Lichts, alsoim Infraroten (IR), abgeben. Die Astronomenerfahren aus dem IR, woraus die abstrahlen-de Materie besteht, wie sie sich bewegt und in

welchem Zustand sie sich befindet. Es werdenObjekte nachweisbar, die im visuellen Spek-tralbereich unsichtbar sind, weil sie zu kühlsind oder weil sie hinter kosmischen Staubvor-hängen, die das IR weit weniger als das Visu-elle verschlucken, verborgen liegen.Würde man das IR mit einem großen See ver-gleichen, so entspräche der dem menschlichenAuge zugängliche Bereich der elektromagne-tischen Strahlung nur einer Pfütze. Das IRist auch ein irdischer Sachverhalt; wir badenförmlich in einem IR-Meer. Mittlerweile nut-zen wir es an vielen Stellen technisch aus.Die Inhalte des Astronomiekurses rankten sichum das infrarote Licht. Angefangen bei sei-ner Entdeckung und seiner physikalischen Be-schreibung ging es erst um IR-Strahlung inHaushalt und Technik und dann um IR-As-tronomie. Das Projekt SOFIA bildete den krö-nenden Abschluss.Wir haben den Infrarotbereich der elektroma-gnetischen Strahlung mittels preiswerter IR-Empfänger und -sender (Thermometer, Digital-fotoapparat, IR-Film, Fernbedienung, Bewe-gungsmelder, IR-Lampen, Infrarot- und Foto-dioden, usw.) kennen gelernt. Es wurde gebas-telt, experimentiert und beobachtet. Eine Ka-mera für das thermische Infrarot zeigte uns ei-ne Welt, in der mehr als nur die Sonne strahlt.Und es gab viel zu hören und auch zu verste-hen: über IR-Strahlung auf der Erde und imKosmos und vor allem über das Projekt SO-FIA.

Das Infrarote (IR)

Daniela Sass, Nico Röck

Der Entdecker der Infrarotstrahlung, der Mu-siker Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822),machte sein Hobby zum Beruf und wurde kö-niglicher Astronom. In einem seiner Experi-

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mente wollte er die Temperaturen der Spek-tralfarben des Sonnenlichts messen. Dazu zer-legte er das Sonnenlicht mithilfe eines Prismasin ein Spektrum und positionierte darin meh-rere Thermometer (siehe Abb. 1).

Abbildung 1: Herschel und sein Versuch, der zur Ent-

deckung des IR führte.

Eine Anekdote besagt, dass Herschel sein Ex-periment aufgrund einer Teepause unbeaufsich-tigt ließ. Als er zurückkehrte, hatte sich dasSpektrum wegen der Rotation der Erde umdie Sonne verschoben. Das Thermometer, dassich zu Beginn im roten Bereich befand, warnun ”unterhalb“ (lat.: infra) des Roten, also ineinem Teil des Spektrums, der für unser Augenicht sichtbar ist. Überraschenderweise zeigtegenau dieses Thermometer die höchste Tem-peratur an. Herschel war sich sicher, dass eseine Strahlung geben musste, die der Menschnicht sehen kann - die Infrarotstrahlung.

Der Herschel-Versuch zu Hause

Für den Herschel-Versuch benötigt man einGlasprisma, schwarze Farbe, drei Alkoholther-mometer, eine Uhr und einen Karton. Damitdie Thermometer die Strahlung besser aufneh-men können, färbt man zuerst deren Unter-

teil schwarz. Nun misst man mit dem Ther-mometer die Umgebungstemperatur im Schat-ten. Mit dem Prisma erzeugt man ein mög-lichst breites Spektrum und positioniert an-schließend im blauen, grünen und infrarotenBereich jeweils ein Thermometer. Im Abstandvon einer Minute überprüft man die Tempe-ratur und vergleicht diese nach ca. fünf Minu-ten mit der Umgebungstemperatur. Bei allendrei Thermometern fällt sofort eine Tempera-turerhöhung auf, am stärksten im infrarotenBereich (um ca. 3◦C).

Untersuchungen deselektromagnetischen Spektrums

Im Folgenden untersuchten wir das Licht desGlühfadens einer Lampe (siehe Abb. 2). Wiesind die Spektralfarben im Licht einer Glüh-lampe verteilt und wie verändert sich das Licht,wenn sich die Temperatur des Glühfadens än-dert?

Abbildung 2: Experiment zur Untersuchung der Strah-

lung einer Glühlampe (Bestandteile: Glühlampe, Dim-

mer, Thermosäule nach Moll und einen Mikrovoltme-

ter).

Die Temperatur T des Glühfadens ermitteltenwir aus ihrem Widerstand R, der sich ja mitsteigender Temperatur vergrößert:

R = R0 · [1 + α · (T − T0) + β · (T − T0)2].

R0 ist der Widerstand bei der Temperatur T0(273 K) und α und β sind Temperaturkoeffizi-enten (für das Glühfadenmetall Wolfram giltα = 4, 1 · 10−3 K−1 und β = 1, 0 · 10−6 K−2).Vorab mussten wir den Widerstand RZ fürTZ = 20◦C bestimmen, um daraus R0 zu er-

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mitteln:

R0 =RZ

[1 + α · (T − T0) + β · (T − T0)2].

Für R0 haben wir 12,5 Ω errechnet. Die mit-hilfe der oben genannten Formel ermitteltenTemperaturen sind in Abb. 3 über den jeweilsbeobachteten Farbeindrücken des Glühlampen-lichts dargestellt.

Abbildung 3: Zusammenhang zwischen der Tempera-

tur des Glühfadens einer Glühlampe und der Lichtfar-

be.

Unsere Messungen ergaben folgende Ergebnis-se:1. Der Farbeindruck verändert sich mit zuneh-mender Temperatur von Rot über Gelb nachWeiß. Diese Gesetzmäßigkeit hat schon Wil-helm Wien (1864-1928) festgestellt und in sei-nem Wienschen Verschiebungsgesetz beschrie-ben:

λmax · T = 2898 µm K = konstant.

Mit diesem Gesetz lässt sich die Wellenlängeberechnen, bei der die meiste Strahlung ab-gegeben wird. Dies haben wir für die Glüh-lampe angewendet und herausgefunden, dassdiese bei einer Temperatur von 2126 K am in-tensivsten strahlt:

λmax =2898 µm K

2126K≈ 1, 363 µm.

Das Strahlungsmaximum der Glühlampe liegtsomit im NIR, d. h., dass bei einer Glühlampe

nur ein kleiner Teil der elektrischen Energie inEnergie des sichtbaren Lichts umgewandelt.

Mit dem Wienschen Verschiebungsgesetz ist esaber auch umgekehrt möglich, aus dem Strah-lungsmaximum (Maximumswellenlänge λmaxkann aus der Lichtfarbe abgeschätzt werden)auf die Temperatur eines strahlenden Körpers,z. B. der eines Sternes, zu schließen. So ergibtsich für die Sonne mit einer Maximumswellen-länge von etwa 500 nm eine Oberflächentem-peratur von

T =2898 µm K

0, 5 µm≈ 5796 K.

2. Trägt man die Spannung U (sie ist direktproportional zur Strahlungsleistung P ) überT 4 auf, so erkennt man ein lineares Verhal-ten (siehe Abb. 4). Es gilt daher annähernd,dass die Ausstrahlung eines Körpers propor-tional zur 4. Potenz seiner Temperatur (T 4)ist. Exakt haben dies Josef Stefan und Lud-wig Boltzmann nachgewiesen und im Stefan-Boltzmann-Gesetz zusammengefasst:

P = σ · T 4.

Darin ist σ = 5, 6 · 10−8W/(m2K4) die Stefan-Boltzmann-Konstante. Damit erhält P die Di-mension W/m4, d. h. die einer Strahlungsdich-te.

Abbildung 4: Zusammenhang zwischen der Spannung

der Thermosäule (Strahlungsleistung) bzw. Helligkeit

des Glühfadens und seiner Temperatur.

Um die gesamte von einem Körper ausgestrahl-te Energie zu ermitteln, muss man P noch

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mit der Oberfläche des abstrahlenden KörpersA multiplizieren. Außerdem ist die Strahlungrealer Körper stets geringer als die des Hohl-raumstrahlers. Für die gesamte Strahlungsleis-tung eines Körpers erhält man die verallgemei-nerte Gleichung

Pges = � · σ ·A · T 4.

� ist eine dimensionslose Konstante und heißt(Gesamt-)Emissionsgrad (des Materials derWandung). Dieser hat nur für Hohlraumstrah-ler den Wert Eins, für die Oberfläche realerKörper ist er immer kleiner als Eins und inden meisten Fällen temperaturabhängig. BeiKenntnis der Größe der abstrahlenden Ober-fläche einer Glühwendel, ihres Emissionsgra-des und ihrer Gesamtstrahlungsleistung kannihre Temperatur berechnet werden. UnsereGlühbirne war eine 100-W-Birne mit einemWolframdraht, der etwa 0,1 mm dünn und 200mm lang ist. Daraus ergibt sich eine Strah-lungsdichte von 1,59 W/mm2. Um die Tem-peratur zu berechnen, muss man diesen Wertdurch σ teilen (für � nehmen wir den Wert 1an). Dabei gilt:

T = 4√

1590000 W/m2

5, 6 · 10−8W/(m2K4)≈ 2300 K.

Die Oberflächentemperatur der Glühwendel be-trägt somit 2300 K also etwa 2027◦C. Wir neh-men an, wir haben die gesamte Strahlungs-leistung des Sirius gemessen. Sie beträgt 6,4kW/cm2. Sternstrahlung kann annähernd alsHohlraumstrahlung betrachtet werden. Um dieTemperatur des Sterns zu berechnen, gilt nachdem Stefan-Boltzmann-Gesetz:

T = 4√

1, 2 · 109 W/m2

5, 6 · 10−8W/(m2K4)≈ 12000 K.

Die Oberflächentemperatur des Sirius beträgtsomit etwa 12000 K.

Das Nahe Infrarot (NIR)Max Allmendinger, Melina Becker,Martin Schimassek

Vor der Verwendung des Infraroten in der Astro-nomie widmeten wir uns zuerst der Anwen-dung auf der Erde, und zwar unter anderem

der Infrarotfotografie. Aufgrund der Unsicht-barkeit des Infrarotlichts gibt es keine für unsMenschen realistischen Farben. Deswegen ver-wendet man entweder Falschfarben oder Grau-Töne. Wo viel Infrarotlicht aufgenommen wird,erscheint das Bild heller und umgekehrt.

NIR-Fotografie

Die analoge Infrarotfotografie im NIR wurdeursprünglich vom US-amerikanischen Militärentwickelt, um durch künstlichen Nebel zu se-hen und künstliches von echtem Pflanzengrünzu unterscheiden. Entgegen der landläufigenMeinung eignet sich die analoge Infrarotfoto-grafie überhaupt nicht zum Detektieren vonWärme und Wärmeunterschieden in den ir-dischen Verhältnissen, da hier nur der ganznah am roten Licht liegende Bereich des IR-Spektrums (NIR) erfasst wird. Entsprechendkann auch nicht im Dunkeln fotografiert wer-den.

Abbildung 5: Schwarz-weißes Landschaftsbild im NIR.

Auffällig sind die helle Wiedergabe des Chlorophylls

(Blattgrüns) und der dagegen recht dunkel erscheinen-

de Himmel.

(Quelle: Martin Allmendinger)

Das nahe infrarote Licht wird von relativ hei-ßen Objekten, wie zum Beispiel unserer Sonneoder einer Glühbirne ausgesandt. Hätte manfür das NIR empfindliche Augen, würde dieWelt damit deutlich anders aussehen, wie manin Abb. 5 sehr gut erkennen kann. SichtbaresLicht und NIR-Licht unterscheiden sich dar-in, wie sie reflektiert oder absorbiert werden.Wasser reflektiert beispielsweise kaum das NIR.

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Entsprechend wenig kommt beim Fotoappa-rat an und lässt Wasser auf den Bildern sehrdunkel erscheinen. Das Gleiche passiert mitdem Himmel. Alle Pflanzen werden dank ihrerstarken Reflexion im NIR sehr hell abgebildet.Dieser Effekt der Infrarotfotografie wird nachseinem Entdecker Robert Williams Wood alsWood-Effekt bezeichnet.

NIR-Fotos selbst gemacht

Will man NIR-Bilder selber aufnehmen, so be-sorge man sich Folgendes: Eine analoge Ka-mera, die kein infrarotgestütztes Bildzählsys-tem verwendet, einen Infrarotfilm (der Ein-fachheit halber einen Schwarz-Weiß-Film) undeinen möglichst dunklen Rotfilter, da Infra-rotfilme auch für alle sichtbaren Farben desLichts empfindlich sind. Optimal wäre ein In-frarotfilter, der ausschließlich Licht jenseits derSichtbarkeitsgrenze durchlässt und für uns des-wegen völlig schwarz aussieht. Abgesehen vondem, was in der visuellen Analogfotografie be-achtet werden muss, gelten für einen Infrarot-film folgende Besonderheiten:1. Der Film muss bei vollständiger Dunkel-heit eingelegt werden, da er eine Licht leitendeSchicht besitzt, die sonst den gesamten Filmbelichten würde. Ist kein geeigneter Raum inder Nähe, kann man sich eines so genanntenWechselsacks bedienen (siehe Abb. 6). Dieserist aus absolut ”lichtdichtem”Material herge-stellt und ermöglicht das Wechseln des Filmsin völliger Dunkelheit auch im Freien, wie inder obigen Fotomontage.2. Durch die Verwendung von Filtern, die füreinen richtigen Infrarot-Effekt unbedingt er-forderlich sind, und die Aufnahme von Belich-tungsreihen (s. unten) erhöht sich die Belich-tungszeit erheblich. Darum ist ein Stativ meistunentbehrlich, um ein Verwackeln zu verhin-dern. Besonders problematisch wird es bei ei-nem Infrarotfilter. Da das Licht, das er nochdurchlässt für menschliche Augen nicht undfür Belichtungsmesser, wenn überhaupt, nurschlecht wahrnehmbar ist, muss man das Ob-jekt ohne Filter anvisieren und das Bild scharfstellen. Dann nimmt man die ohne Filter ge-messene Belichtungszeit und multipliziert siemit dem vom Hersteller angegebenen oder dem

eigenen Erfahrungswert, stellt diese ein undmacht mit Filter und Stativ das Bild.

Abbildung 6: Wechselsack mit Anwen-

dungsbeispiel in einer Fotomontage (Quelle:

http://de.wikipedia.org/wiki/Wechselsack).

3. Da man nie genau weiß, wie groß der Anteildes NIR-Lichts in dem vom Belichtungsmes-ser gemessenen Licht ist, ist es unerlässlich, sogenannte Belichtungsreihen zu machen. Dazubenutzt man den manuellen Korrekturhebelder Kamera. Tendenziell muss man die gemes-sene Zeit eher nach oben korrigieren, wobeimehr unterschiedliche Belichtungen vom glei-chen Motiv natürlich mehr Sicherheit geben,aber auch teurer sind.4. Da infrarotes Licht weniger stark gebrochenwird als sichtbares Licht, gibt es eine Fokus-differenz. Das bedeutet, dass man ganz normalim Visuellen scharf stellt und anschließend da-von ausgehend das Scharfstellrädchen bis zumroten Korrekturstrich auf dem Objektiv ver-stellt. Auch wenn das Bild durch den Sucherjetzt unscharf aussieht, ist es im Infrarotenscharf. Ist das zu kompliziert, kann man ei-ne sehr kleine Blende (große Zahl, z. B. 22)und/oder ein Weitwinkelobjektiv nehmen. Diedamit verbundene große Tiefenschärfe besei-tigt das Problem weitgehend, weil dann sehrviel vor und hinter dem im Sucher scharf er-scheinenden Objekt scharf wird. Ist man mitden Aufnahmen fertig, muss der Film mit denBildern entwickelt und diese vergrößert wer-den. Das könnte man in einem Fotoladen ma-chen lassen, doch dann werden alle Bilder gleichentwickelt und die gestalterischen Möglichkei-ten der Entwicklung und Vergrößerung nicht

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genutzt. Dies könnte im wesentlich teurerenSpeziallabor etwas besser gemacht werden. Zu-sätzlich zu dem, was bei der Entwicklung ei-nes jeden Schwarz-Weiß-Films zu beachten ist,gilt für Infrarotfilme, dass die Herausnahmedes Films aus der Kamera und das Einlegenin die (lichtdichte) Entwicklungsdose in abso-luter Dunkelheit zu erfolgen hat. Weitere Hin-weise und Tipps zur NIR-Fotografie und zurweiteren Verarbeitung der Bilder finden sich u.a. im folgenden Buch von Rudolf Hillebrand:

”Infrarot-Fotografie auf anderer Wellenlänge“,1992, Verlag Photografie AG, Schaffhausen.

Weitere Anwendungen für das NIR

Der Woodeffekt wird nicht nur in der NIR-Fotografie, sondern auch in der Kartografie ge-nutzt, um Vegetationskarten der Erde anzu-fertigen. Die Erde ist in drei Landschaftsty-pen eingeteilt: Kahle Erde, Wasser und Vege-tation. Um diese zu unterscheiden, betrachtetman sie nicht nur durch eine ”normale“ Kame-ra aus der Luft, sondern auch mit einer Ka-mera für nahes Infrarotlicht, denn im NIR zei-gen die spektralen Reflexionsgrade (wie starkein Gegenstand das Licht reflektiert) größereUnterschiede. Wasser wirft das NIR kaum zu-rück, die Vegetation hingegen reflektiert dasNIR zum größten Teil und erscheint deswegenheller als Wasser. Kahlen Boden und Vegeta-tion unterscheidet man auch durch den hohenReflexionsgrad der Vegetation, denn die kahleErde absorbiert das NIR stark.

Das NIR wird auch bei Überwachungskame-ras genutzt. Diese können so auch in der Dun-kelheit funktionieren, vorausgesetzt, dass diezu überwachende Region mit NIR-Licht be-strahlt wird. Im Rahmen des Kurses haben wireine solche Kamera verwendet, um verschie-dene Objekte im Dunkeln, allein beschienendurch NIR-LEDs (Licht emittierende Dioden),zu betrachten.

Die Haut reflektiert/absorbiert die NIR-Strah-len so, dass die Adern deutlicher sichtbar wer-den. Cola wird im NIR durchsichtig. Ein Pflan-zenblatt reflektiert das NIR stark und leuchtetsomit sehr hell und bei einem Geldschein siehtman im NIR nur noch etwa ein Drittel des

Abbildung 7: 10 EURO-Schein rechts, so wie wir ihn

kennen (im visuellen Licht) und links im NIR-Licht

betrachtet (nach Übertragung ins sichtbare Licht).

Quelle: http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:10

euro infrarot aufnahme.JPG.

Scheins, was ein Anhaltspunkt für die Echt-heit des Geldscheines ist (siehe Abb. 7).

NIR-Alltag: Digicam und Handy

Digital- und Handykameras machen das NIRsichtbar, Fernbedienungen senden es aus. Sokann man die Funktion einer Fernbedienungprüfen, indem man ihre Sendediode durch ei-ne Kamera anschaut. Ein anderer Bezug desHandys zum NIR betrifft die Datenübertra-gung. Über die Datenschnittstelle können Da-ten von Handy zu Handy (oder von PC zuDrucker) mittels NIR-Licht geschickt werden.

NIR-Technik selbst erlebt

Im Folgenden wollen wir eine NIR-Lichtschrankebauen, um z.B. die NIR-Transparenz von Stof-fen testen zu können. Wir brauchen dazu fol-gende Bauteile:

Für den NIR-Sender:

• eine IR-LED SFH485, 5 mm Durchmes-ser, blau (1)

• Widerstände für Sender und Empfänger:220, 330, 1000 Ω (2)

• eine Low-current-LED grün, 3 mm Durch-messer (3)

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Für den NIR-Empfänger:

• eine Low-current-LED, rot, 3 mm Durch-messer (4)

• einen IR-Fototransistor LPT-80A (5)

Abbildung 8: Bauelemente für die NIR-Lichtschranke.

Außerdem braucht man noch eine Stromver-sorgung mit 6 V Gleichspannung. Wir habenein fertiges Steckernetzteil verwendet, das übereine Anschlussklemme an die Lochrasterplat-te angeschlossen wurde. Die einzelnen Bauteilewerden hier im Einzelnen erklärt:1. Die NIR-LED gibt bei Stromfluss in Durch-lassrichtung NIR-Licht ab.2. Die Widerstände begrenzen den Strom. Mitihnen kann die geeignete Stromstärke für dieeinzelnen Komponenten geregelt werden, wo-durch der max. zulässige Strom für die emp-findlichen LEDs bzw. den Transistor nicht über-schritten wird.3. Die LED (Licht emmitierende Diode) istein Halbleiterbauteil. Sie ist erst ab einer be-stimmten Spannung leitend und gibt dabeiLicht in einer bestimmten Wellenlänge (d. h.Farbe) ab. Low Current heißt lediglich, dassdiese Diode bereits bei 2-3 mA Strom so hellwie eine ”normale“ LED bei 20 mA ist.4. siehe 3.5. Die Leitfähigkeit des Transistors ist von derIntensität des einfallenden IR-Lichtes abhän-gig.

Erklärung der Schaltung

Die Schaltung besteht aus zwei Teilen: SenderDer Sender (in Abb. 9 links vom roten Strich)ist aus 2 Widerständen: 1 kΩ und 220 Ω, dergrünen LED und der NIR-LED aufgebaut. Die

grüne LED hat einen größeren Vorwiderstandals die NIR-LED, denn sie ”braucht“ nur 2-3 mA Strom, die NIR-LED ca. 20 mA. Hier-bei dient die grüne LED nur als Kontrolle fürdas Anliegen der Betriebsspannung. Empfän-ger Der Empfänger (rechts vom roten Strich)wird so aufgebaut, dass der Fototransistor, dierote LED und der 330 Ω-Widerstand in Reihegeschaltet sind. D. h., der Stromkreis wird ge-schlossen, wenn der Fototransistor durchschal-tet. Dann leuchtet die rote LED, ansonstennicht. Der Widerstand ist kleiner als beim Emp-fänger, weil hier die Bauteile bereits in Reihegeschaltet sind und die Spannungsabfälle anden einzelnen Teilen selbst zur Verringerungdes Stromes führen.

Abbildung 9: Schaltplan für die NIR-Lichtschranke.

Bauanleitung

Zuerst wird der Sender aufgebaut:1. Auf der Lochrasterplatte wird zuerst dieAnschlussklemme (1.) befestigt (vgl. Abb. 10).Beide Kontakte werden separat angelötet. Ei-ne Seite der Klemme wird als Plus markiert(im Bild rot).2. Dann lötet man den 1kΩ-Widerstand R2(2.) am Pluspol der Klemme an.3. Den freien Pol des Widerstandes lötet manan die grüne LED1 (3.). Hierbei muss die Po-larität der LED beachtet werden. Die Diodemuss in Durchlassrichtung geschaltet sein. Da-zu wird der Pluspol, d. h. der längere An-schluss der LED, mit dem Widerstand verlö-tet. Es ist zweckmäßig, die Polarität der LED

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vor dem Löten zu überprüfen.4. Nun verbindet man den freien Pol der Di-ode mit Masse (dem Minuspol).5. Anschließend lötet man an die Plusklem-me den 220 Ω-Widerstand R1 an. Er sollte soauf der Platine angebracht werden (siehe Abb.10), dass später das Licht der NIR-LED nichtvon dem Fototransistor abgeschattet wird (d.h., ”dass dem Licht nichts im Wege steht“).6. Nun wird die NIR-LED in Durchlassrich-tung (hier gilt dasselbe wie bei 3.) an denfreien Pol des Widerstands R1 angeschlossen.Der 2. Pol wird mit dem Minuspol verbunden.Hierbei darf die LED nicht zu tief hineinge-steckt werden, damit sie noch umgebogen wer-den kann. So kann das Licht der NIR-LED di-rekt den Foto-Transistor erreichen (vgl. Abb.10).

Abbildung 10: Aufbau der Lichtschranke auf der Pla-

tine im Foto (oben) und schematisch (unten).

Die Lichtschranke ist somit fertig für den Test.Nach Anschluss der Stromquelle können dieVersuche beginnen. Ein Experiment wäre z.B., den Lichtweg durch verschiedene Gegen-stände zu versperren und zu beobachten, obund wie diese für das NIR durchlässig sind.

Damit wäre der Sender bereit für den Funkti-onstest. Dazu legt man Spannung an (auf Po-larität achten!). Die grüne LED muss dabeileuchten. Mit einer Digitalkamera muss dasLeuchten der NIR-LED zu sehen sein. NachAbklemmen der Spannung kann es mit dem2. Teil der Schaltung, dem Empfänger, weiter

gehen:7. Um etwas Platz für Testgegenstände zu be-kommen, werden die Empfängerteile am an-deren Ende der Platine angebracht. Die roteLED2 wird mit dem Pluspol (dem längerenAnschluss) über einen längeren Draht auf derUnterseite der Platine mit dem Pluspol derKlemme verbunden und festgelötet.8. Nun wird an den freien Pol der LED2 (denMinuspol) des 330 Ω-Widerstandes gelötet. Ersollte hinter dem später zu platzierenden Foto-transistor liegen, damit eine direkte Linie zwi-schen den beiden NIR-Bauteilen entsteht.9. Jetzt kann der NIR-Fototransistor angelö-tet werden. Dieser Transistor hat nur 2 Pole.Der längere Anschluss ist der Kollektor, derandere der Emitter. Es empfiehlt sich jedoch,alle polaren Bauteile vor dem Festlöten auf Po-larität und Funktion mit z. B. einem Multime-ter zu prüfen. Der Kollektor des Transistorsmuss an den freien Pol des Widerstandes an-gelötet werden. Der Transistor ist so zu plat-zieren, dass die kleine Linse (kleine Halbkugelauf einer Seite des Transistors, siehe roter Pfeilin Abb. 10) in Richtung der NIR-LED zeigt.Der andere Pol (Emitter) wird an den Minus-pol angeschlossen.

Abbildung 11: Franziska und Corinna beim Löten der

Schaltung für die NIR-Lichtschranke.

Die Lichtschranke ist somit fertig für den Test.Nach Anschluss der Stromquelle können dieVersuche beginnen. Ein Experiment wäre z.B., den Lichtweg durch verschiedene Gegen-stände zu versperren und zu beobachten, obund wie diese für NIR durchlässig sind.

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Das Mittlere Infrarot (MIR)

Nina Held, Lasse Wurzel

Das Mittlere Infrarot (MIR), in einem Teilbe-reich auch als thermisches Infrarot oder auchWärmestrahlung bekannt, schließt sich mit ei-nem Wellenlängenbereich von 4 bis 40 µm di-rekt an das NIR an. Der Name Wärmestrah-lung kommt von der Eigenschaft des MIR, dieMoleküle unserer Haut zum stärkeren Schwin-gen anzuregen, wodurch die Temperatur er-höht wird. Das MIR kann man z. B. mit Hil-fe einer Thermografiekamera (siehe Abb. 12)nachweisen. Diese macht Aufnahmen im ther-mischen Infrarot, d. h. in einem Wellenlängen-bereich von meist 3,5 bis 14 µm.

Abbildung 12: Thermografiekamera vom Typ Ti 10

von FLUKE.

Bei Farbbildern, die im MIR aufgenommen wur-den, handelt es sich bei den Farben um so-genannte Falschfarben zum Zwecke der Ver-bildlichung (”Übersetzung“ ins Sichtbare). BeiSchwarz-Weiß-Bildern, die im MIR aufgenom-men wurden, handelt es sich bei den hellerenStellen um wärmere Stellen und bei dunkle-ren um kältere. Bei Farbbildern der Thermo-grafiekamera, mit der wir im Kurs gearbeitethaben, ebenso bei Abb. 12 und Abb. 13, be-deutet schwarz eine kalte Stelle und rot eineheiße.

Irdische Anwendungen

Das MIR wird von Militär und Polizei zur Su-che nach Vermissten, entflohenen Verbrechernetc. und bei zielsuchenden Waffen verwendet.Die Industrie verwendet es, um kritische Zu-stände (Hot Spots) bei Maschinen, Anlagenund Installationen früher zu erkennen. Baufir-men verwenden Thermografiekameras zur Su-che nach Wärmelecks bei Gebäuden. In Abb.13 sieht man eine solche Aufnahme, auf dersehr gut zu erkennen ist, dass die Fenster imBereich der Rollläden schlecht isoliert sind unddort deshalb sehr viel Wärme austritt.

Abbildung 13: Haus im Mittleren Infrarot, auf-

genommen von einer Baufirma (Bildquelle:

http://www.flirthermography.de/images/gallery/

HausRollladenkasten.jpg).

MIR-Strahlung in der Medizin

Infrarotstrahlung wird in der Medizin in denBereichen Prophylaxe (Vorbeugen und Verhü-ten von Krankheiten), Diagnose (Erkennen vonKrankheiten) und Therapie (Be-handeln undHeilen von Krankheiten) eingesetzt.

Prophylaxe

Seit einigen Jahren werden als Alternative zurSauna Infrarotwärmekabinen angeboten. In die-sen Kabinen wird der Körper durch Infrarot-strahlung erwärmt. Die positiven Wirkungenauf den Organismus beim Aufenthalt in ei-ner Infrarotwärmekabine sind mit denen beim

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Saunieren vergleichbar: Anregung des Herz-Kreislauf-Systems und des Stoffwechsels, Stär-kung des Immunsystems, Absenkung des Blut-drucks, Ausscheidung von Giftstoffen, bessereDurchblutung besonders der Haut und Reini-gung der Haut von Verunreinigungen und ver-hornten Hautzellen.

Diagnose

Das einfachere der beiden verwendeten Dia-gnoseverfahren ist die Fiebermessung mithil-fe eines so genannten Infrarotpyrometers. Die-ses Infrarotthermometer misst die Tempera-tur des Trommelfells im Ohr, wobei das Geräteinfach vor den Eingang des Gehörganges ge-halten wird. Diese Methode ist sehr viel ver-lässlicher und genauer als die üblichen Verfah-ren zur Fiebermessung und benötigt außerdemnur wenige Sekunden.

Abbildung 14: Visualisiertes MIR-Bild eines

Hundeskopfs. (Quelle: http://upload. wikime-

dia.org/wikipedia/commons/0/0c/ Infrared dog.jpg)

Das zweite diagnostische Verfahren ist die hoch-auflösende medizinische Infrarotthermografie(HIRT), bei der die Wärmeabstrahlung derKörperoberfläche mithilfe einer Infrarotkame-ra aufgezeichnet wird. Die daraus berechne-ten Temperaturen werden auf den erhaltenenBildern mit verschiedenen Farben dargestellt.Abb. 14 zeigt das Bild eines Hundes, das mitdiesem Verfahren aufgenommen wurde. Manerkennt deutlich, dass am Kopf des Hundesdas Maul, die Augen und die Ohren die stärks-te Wärmeabstrahlung zeigen, während die Na-se deutlich kälter ist. Jede Abweichung derermittelten Temperatur vom typischen Tem-peraturmuster der Körperoberfläche bedeuteteine verstärkte oder eingeschränkte Durchblu-

tung des betroffenen Bereiches und weist aufeine Funktionsstörung hin. Erkrankungen, diemithilfe der HIRT erkannt werden können, sindz. B. Entzündungen, innere Verletzungen, Tu-more, Nervenschädigungen, Störungen derSchilddrüsenfunktion, rheumatische Leiden,Durchblutungsstörungen und Venenerkrankung-en.

Therapie

In der Therapie stammt die verwendete Infra-rotstrahlung im einfachsten Fall von Rotlicht-lampen, die vor allem in der Heimanwendungverbreitet sind. Die von ihnen ausgestrahlteInfrarotstrahlung dringt wenige Millimeter insGewebe ein. Der therapeutische Effekt bestehtin einer Blutgefäßerweiterung und damit ei-ner verbesserten Durchblutung des bestrahl-ten Körperbereiches. Zu den Erkrankungen,die mit Rotlichtlampen behandelt werden kön-nen, gehören vor allem Muskelverspannungen,rheumatische Beschwerden und Entzündungen,z. B. Entzündungen des Mittelohrs und derNasennebenhöhlen.Für die gleichen Zwecke wie Rotlichtlampenkönnen Infrarot-Laser mit geringer Leistungverwendet werden. Der Vorteil der Infrarot-Laser gegenüber den Rotlichtlampen liegt zumeinen darin, dass sich mit dem Laserstrahl ei-ne Körperstelle genauer und enger begrenztbestrahlen lässt. Außerdem besitzt der Laser-strahl eine größere Eindringtiefe, die bis zu 5cm beträgt. Daher eignen sich diese Infrarot-Laser auch für tiefer liegende Erkrankungen.Infrarot-Laser mit starker Leistung werden inder Chirurgie eingesetzt. Laserstrahlen lassensich als Skalpell zum Setzen sehr präziser undfeiner Schnitte z. B. in der Neurochirurgie undder Augenheilkunde verwenden. Durch die Hit-zeeinwirkung kommt es gleichzeitig zu einem

”Verschweißen“ des Gewebes (Koagulation), sodass bei der Verwendung eines Laserskalpellskeine Blutungen auftreten. Die Fähigkeit zurKoagulation nutzt man bei den Laserkoagula-toren, die man bei Operationen oder bei mas-siven Blutungen zum Verschließen von Blut-gefäßen einsetzt.

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Spiegelnde und diffuse Reflexion

Jegliche Anwendung von Infrarotstrahlung er-fordert deren Richtungsänderung durch Refle-xion. Im Folgenden wird die Reflexion etwasgenauer betrachtet.Die Art der Reflexion von Strahlung an einerOberfläche ist abhängig von der Oberflächen-beschaffenheit. Bei einer glatten Oberfläche,die gegenüber der Wellenlänge der auftreffen-den Strahlung nur kleine Rauhigkeiten auf-weist, wird ein Lichtstrahl entsprechend demReflexionsgesetz vorhersagbar reflektiert. Manspricht in diesem Fall von einer spiegelndenReflexion (links in Abb. 15).Bei einer Oberfläche mit einer großen Rauhig-keit relativ zur Wellenlänge wird die Strahlungin verschiedene Richtungen reflektiert. DieseReflexion wird als diffuse Reflexion bezeich-net (in Abb. 15: rechts). Damit bei Teleskop-spiegeln keine diffuse Reflexion auftritt, mussderen Oberflächengenauigkeit mindestens imBereich der Wellenlänge der Strahlung liegen,die beobachtet werden soll.

Abbildung 15: Spiegelnde (links) und diffuse Reflexion

(rechts, auch Streuung genannt) eines Lichtbündels.

Infrarot-AstronomieUmut Yildiz, Adrian Prochaska,Corinna Kunz

Das Sonnensystem im Infraroten

Alle Objekte in unserem Sonnensystem (Pla-neten, Asteroiden, Kometen und die Sonne)sind auch im Infraroten (IR) beobachtbar. Die-se IR-Strahlung ist zum einen auf reflektiertesSonnenlicht zurückzuführen (NIR). Zum ande-ren stammt sie aus der Emission der erwärm-ten Festkörper oder von angeregten Gasteil-chen (MIR). Infrarotbeobachtungen auf der Er-

de werden durch die Erdatmosphäre stark be-hindert. Besonders der Wasserdampf und dasKohlenstoffdioxid absorbieren die Infrarot-Strahlung bei bestimmten Wellenlängen. Dochdiese Absorptionslinien (stoffspezifische Ab-sorption, z. B. Natrium absorbiert das Licht inzwei bestimmten Orangetönen) und -bandenverhelfen den Astronomen herauszufinden, wel-che Moleküle in den Atmosphären anderer Pla-neten vorkommen. H2O und CO2 absorbierendie Strahlung der für sie typischen Wellenlän-gen. So entdeckte man beispielsweise, dass ca.97 % der Venusatmosphäre aus CO2 bestehtoder dass ein Teil der Uranusatmosphäre (ca.2 %) aus Methan besteht.

So, wie die Moleküle bei bestimmten Wellen-längen Strahlungsenergie aufnehmen (absor-bieren), so können sie diese auch wieder ab-geben (emittieren). Das Visible and InfraredThermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) anBord der ESA Sonde Venus Express wies zumersten Mal das Hydroxyl-Molekül (OH) in denoberen Bereichen der Venusatmosphäre durchdessen Infrarotemission nach. Dieses bekann-te Radikal (Atom bzw. Molekül mit mindes-tens einem nicht gepaarten Elektron, sehr re-aktionsfreudig) besteht aus einem Wasserstoff-und einem Sauerstoffatom. Es ist sehr reak-tionsfähig. Aufgrund seiner geringen Lebens-dauer war es sehr schwer nachzuweisen. Aufder Erde spielt es eine große Rolle bei der Bin-dung von Sauerstoffatomen, auf dem Mars sta-bilisiert es das Kohlenstoffdioxid, damit es sichnicht in Kohlenstoffmonoxid umwandelt.

Die Menge der IR-Strahlung hängt von derMenge der OH-Moleküle und diese wiederumvon der Menge der Ozon-Moleküle der Atmo-sphäre ab. Demzufolge versuchen die Forscher,aus der Abstrahlung des Hydroxylmoleküls aufdie Ozonmenge zu schließen. Sie stellten großeSchwankungen der IR-Strahlung fest (bis zu50 % pro Umkreisung), die vermutlich durchgroße Veränderungen der Ozonwerte entstan-den sind. Nun versuchen die Wissenschaftlerüber verschiedene Computermodelle auf wei-tere Zusammenhänge zu schließen. Dennochwies Venus Express nach, dass dieser Planeterdähnlicher ist, als vorher angenommen wur-de.

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Abbildung 16: Das Hydroxyl-Molekül, bestehend aus

einem Sauerstoffatom (blau im Bild) und einem Was-

serstoffatom (rot im) wurde in der Venusatmosphäre

nachgewiesen. Quelle: ESA/ C. Carreau.

Abbildung 17: Helligkeitsunterschied zwischen Stern

und Planet im Visuellen (links) und im MIR (rechts)

- ein Modell.

Exoplaneten im Infraroten

Was ist ein Exoplanet?

Ein Exoplanet, auch extrasolarer Planet, istein Planet außerhalb des gravitativen Einflus-ses unserer Sonne. Exoplaneten gehören nichtzu unserem Sonnensystem und umlaufen einenanderen Stern. Planetenartige Objekte, die kei-nen Stern umkreisen, nennt man Planemos.

Suche nach Exoplaneten im IR

Die Suche nach extrasolaren Planeten im In-fraroten ist erfolgversprechender als im sicht-baren Bereich, da die Infrarotstrahlung weni-ger durch kosmischen Staub aufgehalten wird.Außerdem ist der Helligkeitsunterschied zwi-schen Stern und Planet im IR deutlich gerin-ger als im Visuellen.

Nachweismethoden

Fast alle Exoplaneten wurden bisher nur indi-rekt nachgewiesen. Für den indirekten Nach-weis existieren die folgend aufgelisteten Me-thoden. Die direkte Abbildung wird meist nochdurch den großen Helligkeitsunterschied zwi-schen Stern und Planet verhindert.

Transitmethode:Durch das Umlaufen des ”Muttersterns“ ent-steht eine periodische Absenkung der Hellig-keit, die sich mit hochpräziser Helligkeitsmes-sung des Sterns (Photometrie) bestimmen lässt.Nachteil: Diese Methode funktioniert nur, wenndie Planetenlaufbahn etwa in der Betrachtungs-ebene liegt.

Radialgeschwindigkeitsmethode:Durch Blau- und Rotverschiebungen des Lichtseines Sterns schließt man auf einen Begleitpla-neten. Nachteil: Wenn die Umlaufbahn ortho-gonal zur Betrachtungsebene liegt, klappt diesnicht.

Astrometrische Methode:Die Astrometrische Methode nutzt den glei-chen Effekt wie die Radialgeschwindigkeitsme-thode. Allerdings misst man dabei nicht dieBewegung des Sterns auf den Beobachter zuoder von ihm weg, sondern die Bewegung inder Ebene des Himmels. Nachteil: Die Win-kelauslenkung der Sterne ist sehr klein (z. B.0,001” für die durch Jupiter ausgelenkte Son-ne, betrachtet aus einer Entfernung von 10pc).Bisher ist es kaum möglich, erdähnliche Exo-planeten nachzuweisen.

Untersuchung der Atmosphäre

Um die Atmosphäre eines Exoplaneten auf che-mische Elemente zu untersuchen, wird sein IR-Spektrum untersucht. Die Erforschung der At-mosphäre eines Exoplaneten ist sehr viel ein-facher, wenn der Planet noch jung ist, da erdann mehr IR-Strahlung aussendet.

Einige Entdeckungen

2M1207b: Etwa 5-fache Jupitermasse, Exo-planet des Braunen Zwergs 2M1207 (20-fache

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Jupitermasse), Brauner Zwerg: planetenarti-ges Objekt, mit 13- bis 75-facher Jupitermasseund einem Status zwischen Planet und Stern,bisher wahrscheinlich erster direkter fotogra-fischer Bildnachweis eines extrasolaren Plane-tenHD 149026: Gelber Stern mit 1,3-facher Son-nenmasse, Exoplanet mit 0,36-facher Jupiter-masse und der Größe des Saturns, einziger Gas-riese, bei dem mehr als 50 % der Masse aufden festen Kern zurückfällt, ein Jahr dauertfür diesen Exoplaneten nur 2,87 ErdtageCoRoT-Exo-4b: Entdeckung am 24. Juli 2008mit ilfe des Satelliten CoRoT, riesiger Gasballmit 1,2-fachem Jupitervolumen und 70 %sei-ner Masse, Rotationsdauer = UmlaufzeitGliese 876: Stern mit 32 % Sonnenmasseund 36 % Sonnendurchmesser, im SternbildWassermann, der kleinste bisher entdeckte Exo-planet, 8-fache Erdmasse und doppelter Erd-durchmesser

Abbildung 18: Gliese 876 und seine Umgebung

in einer künstlerischen Darstellung (Quelle:

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/

2002/27/image/a/).

Kosmischer Staub und das Infrarote

In unserem Universum gibt es interplaneta-ren, interstellaren und auch intergalaktischenStaub. Er besteht aus den Resten gestorbenerSterne, die schwerere Elemente als Helium inihrem Inneren durch Kernfusion erzeugt ha-ben. Interplanetarer Staub befindet sich zwi-

schen den Planeten eines Sonnensystems, in-terstellarer Staub im Raum zwischen den Ster-nen einer Galaxie und intergalaktischer Staubzwischen den Galaxien. Der Staub liegt in Wol-ken vermischt mit Gas vor, wobei das Massen-verhältnis Gas zu Staub etwa 100:1 beträgt.Durch die interstellare Materie wird die Licht-ausbreitung im Universum mehr oder weni-ger behindert, ein Sachverhalt, der uns schonaus der Absorption mancher Wellenlängen deselektromagnetischen Spektrums aufgrund un-serer Atmosphäre bekannt ist. Die Absorptionder Strahlung erfolgt im Gas bei bestimmtenWellenlängen (entsprechend der Energie, diefür einen Quantenübergang bei einem Atomoder für eine Schwingung bei einem Molekülnötig ist), wobei Absorptionslinien oder -ban-den entstehen. Der Staub verursacht in derRegel eine kontinuierliche Absorption, d. h.sehr große Bereiche des elektromagnetischenSpektrums werden so stark absorbiert, dass sienicht mehr nachweisbar sind. Im IR-Bereichist die Absorption im Weltraum deutlich ge-ringer, weswegen dieser Wellenlängenbereichmehr Durchblick auf unbekannte Gegenden er-möglicht.

Blick ins Milchstraßenzentrum

Lange bestand die Frage, ob sich im Zentrumdes Milchstraßensystems ein supermassivesSchwarzes Loch befindet. Wir können diesenBereich nicht im sichtbaren Licht beobachten,da dieses Licht vom Staub in der galaktischenScheibe wie oben beschrieben völlig absorbiertwird. Weil NIR-Licht eine größere Wellenlän-ge hat, wird es vom Staub weit weniger ab-sorbiert, da die Energie der Strahlung nichtso gut in Bewegungsenergie der Staubteilchen-bausteine umgesetzt werden kann.Mit diesem Wissen konnten europäische Wis-senschaftler an der Südsternwarte ESO in Chi-le 1992 die Sterne im galaktischen Zentrumerstmals beobachten und fanden dabei heraus,dass diese einen kleinen Bereich mit hoher Ge-schwindigkeit umlaufen. Dabei fiel vor allemder so genannte Stern S2 auf, der dem Zen-trum sehr nahe ist. In den darauf folgendenJahren bestimmten sie immer wieder seinenStandort und konnten somit seine Umlaufzeit

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von 15,2 Jahren bei einer mittleren Umlaufge-schwindigkeit von 5000 km/s und die Halbach-se seiner Umlaufbahn in Erfahrung bringen.

Abbildung 19: Galaktisches Zentrum im NIR

(links), Umlaufbahn des Sterns S2 (rechts) (Quelle:

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-

2002/ phot-23c-02-preview.jpg).

Aufgrund dieser Daten konnte mithilfe des drit-ten Keplerschen Gesetzes die Masse im Zen-trum errechnet werden, die dazu im Stande ist,eine solche Gravitationskraft aufzubringen, umden Stern S2 auf seiner Bahn zu halten. Esergab sich eine Punktmasse von 3,7 MillionenSonnenmassen. Da die Umlaufbahn von S2 dasVolumen des Objektes jedoch begrenzt, musses sich hierbei um ein supermassives Schwar-zes Loch handeln, da kein anderes Objekt einesolche Masse in einem so kleinen Gebiet vor-weisen kann. Dieses Schwarze Loch wird Sa-gittarius A? (Sgr A?) genannt.

Probleme der IR-BeobachtungFranziska Müller, Stipe Cikes

Es gibt verschiedene Probleme bei der IR-Be-obachtung. Diese kommen einerseits von derErdatmosphäre und andererseits von der Ei-genstrahlung der Teleskope (das so genannteRauschen).

Die Wirkungen der Erdatmosphäre

Die wesentliche Beeinflussung der Strahlungin der Erdatmosphäre geht auf die Absorpti-

on zurück. Abb. 20 zeigt den Unterschied zwi-schen der Strahlung, die auf der Atmosphä-renoberfläche und auf der Erdoberfläche auf-trifft. Abb. 21 zeigt die Absorption verschie-dener Stoffe in der Atmosphäre. Die buntenAbschnitte bedeuten, dass hier keine Strah-lung durchgelassen wird. Man kann hier guterkennen, dass Ozon (gelb) uns vor den ge-fährlichen UV-Strahlen schützt und Wasser-dampf fast die gesamte FIR-Strahlung absor-biert. Der Nachteil der Absorption ist, dassBeobachtungen von der Erdoberfläche er-schwert werden, da wir nicht alle Wellenlängenempfangen können. Dieser Nachteil kann aberauch von Vorteil für die Astronomen sein, weildurch die absorbierte Strahlung die chemischeZusammensetzung der Atmosphären andererPlaneten bestimmt werden kann.

Abbildung 20: Einfluss der Erdatmosphäre auf die

Strahlung der Sonne (Quelle: www.webgeo.de).

IR-Observatorien

Es gibt drei verschiedene Arten von IR-Obser-vatorien: Die erste Möglichkeit sind Satelliten,die aber sehr teuer sind und bei Fehlfunktio-nen in der Regel nicht repariert werden kön-nen. Ein Beispiel dafür ist HERSCHEL, der imJahre 2009 gestartet wird. Die zweite Möglich-keit bieten umgebaute Flugzeuge, die in derStratosphäre fliegen, so dass die Absorptiondurch die Wirkung der Erdatmosphäre im IRdrastisch verringert werden kann. Ein Beispieldafür ist das SOFIA-Projekt der NASA undDLR, aber darüber später mehr.

Die dritte Art wird sehr häufig angewendet,weil sie am preiswertesten ist: Fest installierte

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Abbildung 21: Selektive Absorption verschiedener Gase in der Atmosphäre (Quelle: www.webgeo.de).

Teleskope auf der Erde. Diese werden meistauf hohen Bergen aufgebaut, öffnen aber nurein kleines Fenster für das IR. Zwei Beispie-le dafür sind das Kitt-Peak-Observatorium inArizona (2100 m hoch in der Wüste), sowie dasObservatorium in Hawaii in der Höhe von 4480m auf dem Berg Mauna Kea. Aber jedes die-ser verschiedenen Observatorien hat Vor- undNachteile.

Abbildung 22: Vergleich SOFIA mit Mauna Kea Ob-

servatorium (Quelle: www.dsi.uni-stuttgart.de).

In Abb. 22 ist der Vorteil von SOFIA gegen-über dem Keck-Teleskop auf dem erloschenenVulkan Mauna Kea dargestellt. Die große ro-sa Fläche zeigt die Strahlung, die von SOFIAempfangen werden kann und als durchgezoge-ne dunkle Linie diejenige, die auf dem MaunaKea eintrifft. Man kann erkennen, dass SOFIAim Mittleren sowie im Fernen Infrarot durchihre Höhe einen deutlichen Vorteil gegenüberdem Teleskop auf der Erdoberfläche hat. Bei-de können aber im Bereich von 15 µm nur sehrwenig empfangen. Dieser Wellenlängenbereichwird hauptsächlich von Kohlenstoffdioxid ab-sorbiert, der sich vor allem in sehr großen Hö-hen befindet.

Die Kühlung: Mittel Nr.1 gegen dasRauschen

Der Detektor muss mit sehr dünnen aber sehrzugfesten Speichen in der Hülle befestigt wer-den, damit er fest verankert wird, aber dieSpeichen dürfen die Hitze von der Außenhül-le nicht an den Detektor weiterleiten. Außer-dem muss der Empfänger auf eine sehr nied-rige Temperatur gebracht werden, da diesersonst noch zu viel Eigenstrahlung aussendet.Diese Kühlung erreicht man, indem man flüs-siges Helium, dessen Siedetemperatur bei 2,8K liegt, verdampfen lässt. Außerdem ist eineAbschirmung gegen Fremdeinstrahlung z. B.die der Sonne oder die der Erde sehr wichtig.

Das Choppen: Mittel Nr. 2 gegen dasRauschen

Der Chopper-Spiegel lässt das Bild eines Him-melsobjekts auf der Kamera periodisch mit 3Hz um ca. 1-3 Bogenminuten hin- und her-springen. Auf ein Pixel des Detektors fällt nunabwechselnd Signal 1 also Grundrauschen mitObjekt und danach Signal 2 nur Grundrau-schen ohne Objekt. Signal 2 wird dann vonSignal 1 subtrahiert. Diese Differenz ist danndas verbesserte Bild. Der Chopper wird beieiner Temperatur von −270◦C betrieben undbenötigt nur zwei Milliwatt Antriebsleistung.

SOFIA

Das Stratosphären-Observatorium für Infrarot-Astronomie (SOFIA) ist eine umgebaute Boe-ing 747 SP (verkürzte Version) mit einem Te-leskop mit 2,7 m Durchmesser an Bord. Eshandelt sich dabei um eine fliegende Sternwar-

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te. Erste Beobachtungen werden voraussicht-lich ab 2009 stattfinden. Später wollen Astro-nomen dann mehrmals wöchentlich mit SO-FIA abheben, um die Entstehung junger Ster-ne und Planetensysteme zu beobachten oderdas Zentrum unserer Heimatgalaxie, der Milch-straße, genau zu untersuchen.Das infrarote Licht dieser Objekte, für das sichdie Wissenschaftler besonders interessieren, istvom Boden aus nur eingeschränkt zu empfan-gen, da insbesondere der Wasserdampf in derErdatmosphäre diese Strahlung absorbiert. Ineiner Flughöhe von etwa 13 Kilometern ist derEinfluss des Wasserdampfs vernachlässigbarund somit der Weg frei für die Beobachtungder infraroten Strahlung astronomischer Ob-jekte.

Abbildung 23: SOFIA in einem Testflug (Quelle:

www.dsi.uni-stuttgart.de).

Das Teleskop befindet sich hinter einer ver-schließbaren Öffnung im hinteren Teil des Flug-zeugrumpfes. Ein Druckschott trennt die Pas-sagierkabine und den Teleskopraum voneinan-der. Beim Betrieb mit geöffneter Luke ist dasTeleskop den äußeren Bedingungen ausgesetzt.Bei dieser Flughöhe bedeutet dies eine Tempe-ratur von ca. −60◦C und ungefähr ein Fünfteldes Luftdrucks am Erdboden. Um die Anpas-sung des Teleskops an diese Bedingungen zubeschleunigen, wird es bereits am Boden mitflüssigem Helium heruntergekühlt. Bei Startund Landung ist die Kabine durch eine Rolltür

vor Staub, Schmutz und allzu starken Luftwir-beln geschützt. Sie soll auch verhindern, dassdie Spiegeloberfläche des Teleskops beim Auf-stieg mit Wasserdampf beschlägt und zufriert.Erst bei Erreichen der Beobachtungshöhe wirddie Kabine geöffnet.Gemeinsam haben die NASA und das DLRdiese einzigartige Beobachtungsplattform ent-wickelt und werden sie gemeinschaftlich be-treiben. Das gesamte Projekt wird zu 80 %von der NASA und zu 20 % von dem DLR fi-nanziert; dies betrifft sowohl den Bau des Ob-servatoriums als auch den 20-jährigen Betrieb.

Besuch beim DSI

Am Montag, den 01.09.2008 war es endlich so-weit: Der Besuch beim Deutschen Sofia Insti-tut (DSI) stand auf der Tagesordnung! Dieswar der Höhepunkt des Astronomiekurses aufden wir lange gewartet haben. Wir freuten unssehr und waren auch schon ein bisschen aufge-regt.Nach dem Kraft spendenden Frühstück trafenwir uns alle mit Rucksäcken und Digitalkame-ras bewaffnet vor dem LSZU II, und dann ginges gleich los. Zuerst liefen wir zum Adelshei-mer Bahnhof und von dort ging es mit derBahn über Osterburken nach Stuttgart. Dortangekommen, fuhren wir mit der S-Bahn zurTechnischen Universität, in der sich das Deut-sche Sofia Institut befindet. Nach einem klei-nen Spaziergang über den Campus betratenwir dann das Institut für Luft- und Raum-fahrtsysteme, wo wir von Frau Dr. Dörte Meh-lert herzlich begrüßt wurden. Sie hielt einen in-teressanten Vortrag über das SOFIA-Projektund über weitere Projekte des Instituts. Dar-auf gingen wir in eine Werkhalle, in dem unsDr. Stefan Löhle einiges über Raketenantrie-be und Wiedereintrittsexperimente berichtete.Wir waren erstaunt, als wir die großen Kam-mern sahen, in denen die Verhältnisse in denAtmosphären der Erde und der anderen Pla-neten simuliert werden (siehe Abb. 24).

Danach wechselten wir den Raum und kamenzu Stefan Belz, einem Ingenieur, der uns anVersuchen die Funktion von Brennstoffzellenerklärte. Wir waren alle begeistert, als er unsein Modellauto mit Wasserstoffantrieb zeigte,

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Abbildung 24: Maschinen im Institut für Raumfahrt-

systeme Stuttgart zur Simulation der Bedingungen

beim Eintritt von Satelliten in Planetenatmosphären.

das über den ganzen Tisch fuhr. Nach diesentollen Experimenten gingen wir dann zu UwePutze, einem weiteren Ingenieur, der uns seinProjekt, den Stuttgarter Adler, erklärte. Dasist ein kleines ferngesteuertes Flugzeug, dasüber ganz Stuttgart fliegt und Fotos aus derLuft macht.

Abbildung 25: Stuttgarter Adler.

Er ließ uns mithilfe eines Beamers ein Modell-flugzeug virtuell fliegen, und somit konnte je-der sein Geschick unter Beweis stellen. Das hatuns viel Spaß gemacht, und wir haben sehr vielüber die virtuellen Flugzeugabstürze gelacht.Nach diesem Simulationsspiel gingen wir zumIngenieur Jochen Noll, der uns einiges über

Raumstationen im Weltall erzählte, insbeson-dere über die Internationale Raumstation (ISS).Er erklärte uns auch, was die Astronauten al-les beachten müssen, um mit ihrer Sojus-Kapselerfolgreich an die ISS andocken zu können. Da-zu standen zwei Computer bereit, mit denenwir das Andocken an die ISS mit Hilfe eines Si-mulationsspiels übten, was sich als sehr schwererwies.

Abbildung 26: Daniela dockt das Sojus-Raumschiff am

Simulator an die ISS an.

Abschließend hatten wir die Gelegenheit, Fra-gen, die uns brennend interessierten, an FrauMehlert und die Ingenieure zu stellen. Wir be-dankten uns ganz herzlich und im Laufschrittging es dann zur S-Bahn, mit der wir dannzum Stuttgarter Hauptbahnhof zurück fuhren.Von dort aus ging es nach Adelsheim zurückzum Eckenberg-Gymasium. Wir kamen geradenoch rechtzeitig zum Abendessen. Dieser Tag,der viel Spaß und Interessantes beinhaltet hat,war ein voller Erfolg!

Der Sternenhimmel

Martin Schimassek, Umut Yildiz

Die Menschen waren schon seit Anbeginn desDenkens am Sternhimmel interessiert, da vie-les für sie unerklärbar war. Daher versuchtendie Menschen ihren Glauben bzw. ihre Götterdarin wiederzuerkennen. So fassten die altenGriechen Sterne zu Sternkonstellationen zu-sammen.

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Geschichten

Es ist nicht nur sinnvoll Geschichten über Stern-bilder zu kennen, um sich ein besseres Bild derMenschen im Altertum zu machen, sondern siehelfen auch, die Sternbilder zu erkennen. Soz. B. in der Geschichte von den Bären:Die Nymphe Kallisto sah einst die griechischeJagdgöttin Artemis mit ihrem Gefolge fröhlichund heiter durch den Wald laufen und wolltedaran teilnehmen. Dafür musste sie schwöreneine Jungfrau zu bleiben. Zeus hatte jedochan ihr Gefallen gefunden, und als sie sich ein-mal im Wald verirrte, nahm Zeus die Gestaltvon Artemis an und begab sich zu ihr. Siefürchtete sich von nun an vor Artemis, weilsie den Schwur gebrochen hatte. Deshalb leb-te sie nun allein und gebar einen Sohn, demsie den Namen Arkas gab. Hera, die Gemah-lin Zeus, hatte alles beobachtet. Die Wut er-griff sie und daraufhin verwandelte sie Kalli-sto in eine Bärin. Eines Tages trafen sich derinzwischen groß gewordene Sohn und die Bä-rin an einem Brunnen. Die Bärin hatte inzwi-schen einen kleinen Bären bei sich. Aber Arkaswusste nichts von seiner Mutter und wollte dieBärin erschlagen. Zeus, der die Ereignisse be-obachtete, versetzte sie alle als Sternbilder inden Himmel.

Sternbilder

Wenn man nun in den Nachthimmel schautsieht man die Große Bärin den Kleinen Bärenund den Bärenhüter nah beieinander. Die mitroten Pfeilen markierten Sternbilder sind dieSternbilder der vorher erzählten Geschichte.Mit einigen kleinen Tricks sind auch sie leichtzu finden.Die markanteste Gruppe im Sternbild derGroßen Bärin ist wohl der Große Wagen, dennseine Sterne sind heller als die anderen. (DerGroße Wagen ist nur ein Teil eines Sternbildes,kein eigenes Sternbild!)Durch fünfmalige Verlängerung der 2 hinte-ren ”Kastensterne“ des Großen Wagens kommtman zum hellsten Stern (Alpha-Stern) des Klei-nen Bären, dem Polarstern. Er bildet die Spit-ze der Deichsel des Kleinen Wagens. Den Bä-renhüter findet man, indem man den Deichsel-

schwung (Krümmung der Deichsel) des GroßenWagens verlängert. Auf diese Weise kommtman zu einem relativ hellen, rötlichen Stern:Arktur, dem Alpha-Stern des Bärenhüters.

Abbildung 27: Der sichtbare Sternenhimmel für unsere

geografische Breite Mitte Juni am Abend.

Orientierung

Die Navigation war schon früher, vor allem fürSeefahrer, ein Problem. Erst nach einiger Zeitbemerkten sie, dass man am Himmel geome-trische Hilfen finden kann. Sie fanden heraus,dass man in Richtung Norden segelt, wenn manin Richtung des Polarsterns fuhr.Geometrische Figuren sind einprägsam und hel-fen, die Sternbilder zu finden. Dazu nimmtman helle Sterne, weil diese eher ins Auge ste-chen. So gibt es z. B. das Herbstviereck (Abb.28) oder das Sommerdreieck (Abb. 29).Die Sterne im Herbstviereck gehören zum Pe-gasus und zur Andromeda, zwei Sternbildernam Herbsthimmel. Hierbei gehört der Sternim Bild links oben (Alpheratz) zur Androme-da, die anderen zum Pegasus. Ihre Namen sindnicht allzu bekannt, denn sie sind nicht allzuhell.Das Sommerdreieck besteht aus 3 besondershellen Sternen: Deneb im Schwan (links oben),Atair im Adler (unten) und Wega in der Leier.Zudem gibt es noch das Frühlingsdreieck unddas Wintersechseck.

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Abbildung 28: Herbstviereck.

Abbildung 29: Sommerdreieck.

Besondere Objekte

Am Himmel gibt es Objekte, die man nicht al-le Tage zu Gesicht bekommt, so kann man z.B. nur wenn es dunkel genug ist, die Androme-dagalaxie mit bloßem Auge oder genauer mitdem Fernglas beobachten.

Ein weiteres Objekt, das man während derAkademie 2008 beobachten konnte war der Pla-net Uranus. Er ist gerade für uns IR-Astrono-men etwas Besonderes. Der Entdecker des In-fraroten W. Herschel beobachtete ein Objektmonatelang, weil er einen Kometen entdeckenwollte, um sich einen Namen in der Astrono-mie zu machen. Er merkte aber nach einigerZeit, dass es kein Komet war, es war ein Pla-net, Uranus.

Abbildung 30: Andromedagalaxie.

Es ist nicht einfach Uranus zu finden, da er re-lativ lichtschwach ist. Während der Akademiewar er im Wassermann zu sehen. Dort gibt esein markantes Dreieck aus Sternen, von demman nach ”links oben“ gehend den Uranus se-hen kann. Es war nicht der von uns erwarteteblaue Planet, sondern ein schwach leuchtenderPunkt.Ein Blick in den Himmel lohnt sich immer,es ist eine schöne Herausforderung, die Stern-bilder zu suchen und zu finden. Außerdem istes immer wieder erstaunlich, wie viel man amSternenhimmel sehen kann, wenn man nur will.

Nachtwanderung

Lasse Wurzel und Nico Röck

”Es ist die Sprache geheimnis-voller Zeichen und Vorbedeutungen- die Eingebung der Götter - ganzdurchgeistigt. Sollten am Ende dieBewohner irgendeiner anderen Welt,des Mars, die über gewaltige Kräf-te verfügen, auf diese Weise unse-ren Erdball mit feurigen Symbolenumgeben, mit einer goldenen Schrift,zu deren Entzifferung wir nicht denSchlüssel besitzen?“˙

So beschrieb Robert Scott, ein berühmter For-scher und Abenteurer, den Nachthimmel. Fun-kelnd, mit Sternenlicht übersät und klar wieQuellwasser könnte man den Himmel überAdelsheim an jenem Samstag in der Mitte derAkademiezeit beschreiben, an dem wir, die Teil-nehmer des Astronomie-Kurses, unsere Nacht-

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wanderung anboten. Im Vorfeld hatten wir vielüber die Sternbilder, ihre Beziehungen unter-einander und die Jahrtausende alten griechi-schen Mythen und Geschichten der Sternkon-stellationen gelernt. Wir lernten jedoch nichtnur etwas über die Anwendung der Sternbilderin der Nautik, so kann z.B. mit einem Sextan-ten der Standort mithilfe der Sterne bestimmtwerden. Wir erfuhren auch, wie Sterne entste-hen und vergehen.

Abbildung 31: Route der Nachtwanderung über den

Eckenberg bei Adelsheim.

All dieses Wissen wollten wir natürlich auchan die anderen weitergeben und ihnen mit un-serer Nachtwanderung einen Einblick in unsereKursarbeit und die Astronomie geben. Dazuführten jeweils zwei Teilnehmer unseres Kur-ses eine Gruppe von etwa 15 Leuten.

Als es endlich dunkel genug war, gegen 21 Uhr,konnte die erste Gruppe starten. Diese Grup-pe war allerdings eine besondere Gruppe, dennsie war für unsere chinesischen Freunde be-stimmt und wurde deshalb auf Englisch durchdie Nacht geführt. Am Anfang hatten die Lei-

ter dieser Gruppe, Lasse und Unmut, noch einwenig Bedenken, denn es war sehr schwierig,die Geschichten und Sternbilder auf Englischzu erklären und zu übersetzen. Doch es funk-tionierte sehr gut, da die Chinesen ein breitesGrundwissen mitbrachten. So kannten sie bei-spielsweise sämtliche griechischen Götter undGöttinnen, die in den Geschichten der Stern-bilder eine wesentliche Rolle spielen. Begeis-tert von den Geschichten, die sie teilweise zwei-mal hören wollten, erklärten die Chinesen aberauch ihre Sternbilder und deren Geschichten.Es war sehr interessant, denn die Chinesen se-hen ganz andere Bilder und Formen in denSternen als wir.

Inzwischen waren auch die anderen Gruppen,die später gestartet waren, durch den Wald-weg zur großen Lichtung gelangt, bis auf eineGruppe, die sich verlaufen hatte und in einemDorf stand. Sie fanden dann jedoch ohne Hil-fe wieder zum Akademiegelände zurück underklärten den Teilnehmern, statt auf der Lich-tung, auf dem Weg die Sternbilder und Ge-schichten. Trotzdem muss man sagen, dass esdie anderen Gruppen auf der Lichtung gemüt-licher hatten, denn dort hatten unsere Kurs-leiter Decken ausgelegt, auf die man sich set-zen und entspannt den Geschichten und Erklä-rungen lauschen, in den Nachthimmel schauenund sich entspannen konnte. Hinzu kam, dassin dieser Nacht Neumond war und nur weni-ge Wolken den Himmel bedeckten, sodass man

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eine gute Sicht auf die Sterne hatte. Auch dieMilchstraße konnte man besonders deutlich se-hen.Vor allem unsere chinesischen Gäste waren vomNachthimmel begeistert, denn sie sagten, dassman in ihrerv Heimat (Großstadt) wenn manGlück hätte, nur einen Stern am Himmel seheund die Milchstraße nie so deutlich erkennenkönne. Doch die vielen Sterne machten es auchfür uns schwieriger, den anderen die Sternbil-der zu zeigen, denn es waren nicht nur hellere,sondern auch lichtschwächere Sterne sichtbar.Abhilfe verschafften da manchmal aber auchFlugzeuge, die wir, wenn sie an der richtigenPosition waren, teilweise auch zum Zeigen be-nutzten.

Um jedoch Objekte am Himmel genauer zubetrachten, reichte das bloße Auge oder auchein Fernglas oft nicht aus, daher hatten unsereKursleiter das große Fernrohr mit auf die Lich-tung gebracht und jeder durfte einmal den Ju-piter ein bisschen genauer betrachten. Da vielenoch mehr sehen wollten, stellte unser netterSchülermentor dann auch noch das Fernrohrauf die Andromedagalaxie ein. Doch schließ-lich war es sehr spät geworden und so mach-ten sich dann auch die Letzten auf den Wegzurück zum Akademiegelände. Glücklich undum viele Erfahrungen reicher, aber auch müde,waren kurz vor 1 Uhr alle Gruppen wieder zu-rückgekehrt. Die Teilnehmer lernten viel überdie Sternbilder und ihre Geschichten. Auch dieGäste aus Fernost waren eine große Bereiche-rung. Für uns, die Teilnehmer des Astronomie-Kurses, aber auch für alle anderen und dieChinesen war diese Nachtwanderung ein vol-ler Erfolg, denn jeder konnte am Schluss neueEindrücke mitnehmen.

Wir vom Astrokurs

Cecilia:Cecilia hat für die Leidenschaft gesorgt, so-wohl im Kurs als auch beim Tanzen. Durch siehaben wir auch viele Venezuelanische Bräuchekennen gelernt. Ihre kleinen Diskusionen mitOlaf über HERSCHEL und SOFIA haben unsalle unterhalten.

Olaf:Egal, was wir versucht haben, wir konnten ihnnicht aus der Ruhe bringen. Seine Begeiste-rung ist auf uns alle übergesprungen - Wider-stand war zwecklos! Vor allem sein Laser beimnächtlichen Sternegucken hat es uns angetan!

Sebastian:Der gute Geist mit dem großen Herz und dembreitesten Grinsen. Er hat uns alle mit sei-nem Schauspieltalent begeistert. Sein Gang -unverwechselbar, seine nächtlichen Tänze - le-gendär.

Adrian:Während andere arbeiten, hat er die Ruhe, ei-ne Folge seiner Lieblingsserie ”Simpsons“ an-

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zuschauen. Den Kurs hat er immer mit seinenlustigen Grimassen aufgeheitert. Auch mit sei-nem Handy, denn das hat während des Kursesgeklingelt. Wenn er das nicht gemacht hat, hater sich mit Nico und dem Stellarium beschäf-tigt oder grandiose Beiträge zum Kursthemagemacht. Und er weiß, wie man gerecht ist,denn das übt er am Wochenende als Schieds-richter.

Corinna:Unsere kleine Corinna ist zwar erst etwas spä-ter zu uns gekommen, stand uns aber deswe-gen in nichts nach. Oft war sie sehr verpennt,das sah aber ganz süß aus, und selbst dannwar sie nett.

Daniela:Sie guckt zwar wie ein scheues Reh, ist aberauch nicht auf den Mund gefallen. Auch beimTanzen gibt sie eine gute Figur ab. Ihr Spe-zialgebiet am Sternenhimmel ist Herkules: Siefindet ihn immer und überall, auch wenn ervon Wolken bedeckt ist. Sie ist wie ein kleinesKind von allem zu begeistern.

Franziska:Sie ist klein, aber oho! Sie war immer sehr auf-geschlossen und freundlich und hat viel zumGelingen des Kurses beigetragen.

Stipe:Auch auf ihn passt das Sprichwort: Stille Was-ser sind tief. Sein verdecktes Tanz- und Kom-munikationstalent kam erst später zum Vor-schein, aber dann hat der ”Handballgott“ rich-tig losgelegt. Aber leider kamen wir nicht oft

in den Genuss seiner wahren ”Muttersprache“:dem urtiefen Schwäbisch. Seine Spezialwitzeund das Wikipedia-Spektrum haben uns al-le zum Lachen gebracht. Nach dem nächtli-

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chen Sternegucken stolperte er fast über einen

”Iridium-Igel“ , der auf dem Campus ”sein Un-wesen“ trieb!

Lasse:Stille Wasser sind tief . . . Obwohl er ein Pfad-finder ist, fand er den Pfad bei der Nacht-wanderung nicht. Aber da war er ja nicht dereinzige, denn sein Teamkollege hat den Pfadauch nicht gefunden, und auch ein paar andereGruppen der hochbegabten Juniorakademikerhaben sich im dunklen Wald verirrt.

Martin:Unser Elektronikexperte baut zu Hause Infra-rotroboter und IR-Lichtschranken und verwirr-te uns stets mit seinen Fachbegriffen (”denDraht an Masse anschließen“ ; deutsche Über-setzung: ”An den Minuspol“ ; Martin-Deutsch,Deutsch-Martin). Auch für die Aussprachemancher Wörter bräuchte man einen Überset-zer.

Max:

”Joooa . . . “ ;der waschechte Schwoob mit demeinzig wahren Schwoobedialekt. Kann auf alleerdenklichen Arten NIR photographieren unddas auch lang und breit erklären . . . Ohne ihnund seine grandiosen Deutschkenntnisse wä-

re dieses Dokument mit Fehlern übersät. Wasman auf jeden Fall noch über ihn erwähnenmuss, ist seine Teilnahme an der Jonglier-KüA- wirklich zirkusreif!

Melina:Unsere Melli ist nicht nur eine Sports-, son-dern auch eine Stimmungskanone, mit der maneinfach jede Menge Spaß haben kann. Ob beieinem spannenden Volleyballspiel, einem hei-ßen Tanz oder beim einfachen Sternegucken- Melli ist immer dabei und kaum zu brem-sen! Nicht zu vergessen hat sie zu allem immereinen tollen Kommentar auf Lager!

Nico:Trotz seines enormen Fachwissens ist er nichtabgehoben und ist sehr hilfsbereit und immerfür einen da. Durch sein Engagement sind unsviele tolle Projekte gelungen. Außerdem ist erdas super Sportass und seine Riesenschrammehat ihn nicht davon abgehalten beim Sportfestvollen Einsatz für sein Team zu zeigen.

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Nina:Der Superstar hat es nicht nur im Schwimmendrauf, sondern auch in der Schule, deswegenist sie ja hier. Sie stand uns immer mit Ratund Tat zur Seite und hat sich gut mit in denKurs eingebracht. Mit ihrer entspannten undlockeren Art kann man mit ihr viel Spaß ha-ben!

Umut:Er vertritt seinen Standpunkt mit allem wasgeht, akzeptiert aber auch die Meinungen an-derer, wenn sie es schaffen, zu Wort zu kom-men und ihn zu überzeugen, aber das ist schoneine schwere Aufgabe. Eine andere tolle Eigen-schaft von ihm ist auch seine Geduld, denner erklärt der lieben Melli die Sachen auch3-mal, wenn’s sein muss. Gut gestylt gibt erzu allem einen Kommentar ab. Aber er hatein sehr großes Herz und verzeiht Fehler gern,wenn man ihn darum bittet.

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astronomie mit unsichtbarem licht - science-academy · 2009. 5. 4. · auge zug angliche bereich...

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