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Infrarotastronomie

Infrarotastronomie

Die Infrarotastronomie ist ein experimenteller Teilbereich der Astronomie, der die von astronomischen Objekten ausgesandte Infrarotstrahlung nutzt. Diese Strahlung liegt in einem Teil des elektromagnetischen Spektrums, der vom menschlichen Auge nicht wahrgenommen werden kann. Auge im infraroten Licht bei 2 μm]]

Beobachtungsbereich

Der infrarote Strahlungsbereich, auch Wärmestrahlung genannt, liegt zwischen dem optischen (Wellenlänge < 700 nm) und dem Submillimeter-Bereich (> 300 μm) und wird in drei Bereiche unterteilt, das
- Nahe Infrarot (ca. 700 nm - 4 μm)
- Mittlere Infrarot (4 - 40 μm)
- Ferne Infrarot (40 - 300 μm), die genauen Grenzen sowohl des Infrarotbereichs als auch der Teilbereiche variieren jedoch bei verschiedenen Quellen. In der Astronomie werden in diese Bereiche weiter in Wellenlängenbänder unterteilt, in denen die Atmosphäre weitgehende transparent ist. Die Bänder sind mit Grossbuchstaben bezeichnnet, nach den Namen der optischen Filter, die nur Strahlung der entsprechenden Wellenlängen passieren lassen: I (um 1.05 μm), J (1.25 μm), H (1.65 μm), K (2.2 μm), L (3.45 μm), M (4.7 μm), N (10 μm) und Q (20 μm). Außerhalb dieser Bänder ist wasserdampfhaltige Luft praktisch undurchsichtig.

Instrumentelle Voraussetzungen

Filter] Die oberhalb etwa 2µm immer stärker störende Wärmestrahlung der Atmosphäre, des Teleskops und der Instrumente selbst prägt zum großen Teil die Instrumentenentwicklung.

Standorte für Teleskope

Infrarotstrahlung wird von der Erdatmosphäre sehr stark absorbiert, besonders durch den atmosphärischen Wasserdampf. Nur unterhalb 1 μm und in einigen kleinen Fenstern bis etwa 40 μm ist eine Beobachtung mit erdgebundenen Teleskopen möglich. Erdgebundene Infrarotteleskope werden deshalb bevorzugt an hohen und trockenen Standorten errichtet. Beispiele sind das Mauna-Kea-Observatorium oder die Observatorien der ESO. Auch die Eisschilde der Antarktis sind wegen ihrer Höhe, Kälte und Trockenheit von Interesse. Oft werden große Teleskope sowohl für optische als auch für Infrarotbeobachtungen benutzt, es gibt aber auch einige speziell für Infrarotbeobachtungen optimierte Teleskope. Da mit zunehmender Höhe die Absorption stark zurückgeht wurden schon seit den 1960ern Infrarotteleskope in hochfliegenden Ballons und ballistischen Forschungsraketen verwendet. Seit den 1960ern werden auch hochfliegende Flugzeuge (Lear Jet Observatory, KAO, SOFIA) eingesetzt. Im Weltraum verschwindet nicht nur die atmosphärische Absorption, es wird auch möglich kleinere Teleskope im Ganzen auf sehr tiefe Temperaturen zu kühlen und damit ihre störende Wärmestrahlung zu unterdrücken. Seit den 1980ern werden deshalb vermehrt Weltraumteleskope für das Infrarot eingesetzt, von besonderer Bedeutung sind IRAS, ISO, Spitzer und in naher Zukunft auch das JWST.

Instrumente

Die Instrumente der Infrarotastronomie ähneln in der Konzeption den Kameras und Spektrographen der visuellen Astronomie. Auch sie müssen aber stark gekühlt werden. Meist dienen dazu mit flüssigem Stickstoff oder Helium gekühlte Kryostaten oder mechanische Kühlgeräte. Die im Infrarot z.B. für Linsen verwendeten optischen Materialien unterscheiden sich von den für sichtbares Licht gebräuchlichen. Häufig wechseln Infrarotinstrumente in einem Choppen genannten Vorgang rasch die Beobachtungsrichtung zwischen dem untersuchten Objekt und einer benachbarten Himmelsposition. Durch Subtraktion der gemessenen Signale läßt sich das Signal der Quelle leichter vom starken Hintergrund trennen. Seit den 1990ern ist für Beobachtungen im nahen Infrarot adaptive Optik zur Korrektur der Luftunruhe (Seeing) möglich. Damit erreichen große erdgebundene Teleskope ihre volle beugungsbegrenzte Auflösung und können in dieser Hinsicht mit dem Hubble Space Telescope konkurrieren.

Detektoren

Über den weiten Wellenlängenbereich der Infrarotastronomie kommen mehrere Arten von Detektoren zum Einsatz. Bis zu etwa 1 μm Wellenlänge sind normale, auch in der visuellen Astronomie gebräuchliche CCD-Detektoren empfindlich. Für größere Wellenlängen werden spezielle Detektoren benötigt. Nach dem zweiten Weltkrieg begann mit Detektoren aus Bleisulfid (PbS) der Aufstieg der Infrarotastronomie. Heute werden besonders für das nahe Infrarot nach dem Prinzip der Photodiode funktioniernde Detektoren benutzt, aus Halbleitermaterialien wie Indiumantimonid InSb und Quecksilbercadmiumtellurid HgCdTe. Nach dem Prinzip des Photowiderstands arbeitende Detektoren aus dotiertem Silizium (z.B. Si:Ga) und Germanium (z.B. Ge:Ga) finden bei längeren Wellenlängen Verwendung. Daneben werden, heute besonders bei den längsten Wellenlängen, thermische Detektoren (Bolometer) eingesetzt. Diese weisen die durch die Strahlung erzeugte Wärmeenergie im Detektor nach. Bis in die 1980er Jahre waren Infrarotdetektoren fast stets Einzeldetektoren, die für größere Aufnahmen über den Himmel geführt werden mußten. Seither sind Detektoranordungen bis zu 2048
- 2048 Elementen bei den kurzen Wellenlängen und bis zu wenigen tausend Elementen bei langen Wellenlängen verfügbar geworden.

Besonderheiten der Infrarotastronomie

Durchdringung von interstellarem Staub

Bolometer Die Abschwächung (Extinktion) von elektromagnetischer Strahlung durch den interstellaren Staub variiert stark mit der Wellenlänge. Bei 2µm in nahen Infrarot ist sie gegenüber dem sichtbaren Licht bereits auf etwa 1/10 zurückgegangen. Damit werden hinter Staub verborgenene Gebiete beobachtbar, z.B. junge Sterne, das galaktische Zentrum und die Kerne von Infrarotgalaxien.

Beobachtung kalter Objekte

Nach dem Planckschen Strahlungsgesetz strahlen kalte Himmelskörper wie z.B. Braune Zwerge oder noch tief in Molekülwolken eingebettete Sterne hauptsächlich im Infrarot. Viele im interstellaren Medium häufige Atome, Ionen und Moleküle haben wichtige Strahlungsübergänge im Infrarot. Besonders geeignet ist die Infrarotspektroskopie für die Bestimmung der Zusammensetzung und der physikalischen Bedingungen von Gas mit Temperaturen von einigen hundert Kelvin. Kalter (< 100 Kelvin) Staub im interstellaren Medium strahlt das absorbierte Licht im fernen Infrarot wieder ab, und ist oft ein großer Beitrag zur Energiebilanz astronomischer Objekte. Im mittleren Infrarot gibt es starke Emission von organischen Verbindungen im interstellaren Medium, die mit polyzyklischen aromatischen Kohlenwasserstoffen verwandt sind.

Beobachtungen bei hoher Rotverschiebung

Durch die kosmische Rotverschiebung wird das von Galaxien im frühen Universum ausgesandte sichtbare oder UV-Licht auf der Erde im nahen Infrarot beobachtet. Dies ist z.B. entscheidend für die Auslegung des James Webb Space Telescope.

Beobachtungsobjekte und wissenschaftliche Ziele

Im Sonnensystem

Planeten, Monde, Kometen und Asteroiden in unserem Sonnensystem werden intensiv im Infrarot beobachtet. Von IRAS wurden z.B. einige neue Asteroiden und Kometen sowie drei Staubbänder im Bereich des Asteroidengürtels entdeckt, die vermutlich durch Kollisionen innerhalb des Asteroidengürtels entstanden sind. Ein neues Ziel sind Eigenschaften von transneptunischen Objekte des Kuipergürtels und der Oortschen Wolke

In der Milchstraße

Oortschen Wolke Viele Infrarotbeobachtungen in der Milchstraße zielen auf ein Verständnis der Entstehung von Sternen. Großflächige Suchen nach jungen Sternen in allen Entwicklungsstadien und nach Braunen Zwergen werden kombiniert mit hochaufgelösten Aufnahmen und mit Spektroskopie. Zirkumstellare Staubscheiben ergaben erste Anzeichen für die Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen um andere Sterne. Im Galaktischen Zentrum wird im Infrarot die Umgebung des nächsten supermassereichen schwarzen Lochs untersucht. Entwickelte Sterne und ihr Massenauswurf sind ein weiteres Ziel der Infrarotastronomie in unserer Milchstraße. Infrarotspektroskopie dient zur Untersuchung des Zustands und der chemischen Zusammensetzung des interstellaren Mediums. Von IRAS wurde auch eine diffuse Infrarotstrahlung und filamentartige Staubwolken entdeckt, die sich bis in hohe galaktische Breiten ausdehnen.

Außerhalb unserer Milchstraße

Infrarotgalaxien strahlen im Gegensatz zur Milchstraße und den meisten anderen Galaxien bis zu 99% ihrer Gesamtleuchtkraft im fernen Infrarot ab. Wechselwirkungen und Zusammenstöße mit anderen Galaxien tragen zu ihrer Entstehung bei. Die Infrarotastronomie untersucht den Beitrag hoher Sternentstehungsraten in Starbursts und von aktiven Galaxienkernen zu diesem Phänomen. Die Entwicklung von Galaxien im frühen Universum wird immer intensiver im Infrarot studiert. Im nahen Infrarot wird das rotverschobene Licht der Sterne dieser Galaxien beobachtet, im fernen Infrarot und Submillimeterbereich der von Staub verschluckte und wieder abgestrahlte Anteil.

Geschichtliche Entwicklung und Ausblick

Nachdem William Herschel 1800 die Infrarotstrahlung der Sonne entdeckt hat, konnte Charles Piazzi Smyth 1856 erstmals eine infrarote Komponente im Spektrum des Mondlichts nachweisen. William Coblentz konnte ab 1915 Infrarotstrahlung von 110 Sternen nachweisen und gilt als einer der Begründer der IR-Spektroskopie. Diese frühen Messungen wurden meist mit Bolometern oder Thermoelementen gewonnen. In den 1950ern brachten die Bleisulfid (PbS)-Detektoren einen Empfindlichkeitssprung im nahen Infrarot. Wie auch bei vielen späteren Detektorentwicklungen für das nahe und mittlere Infrarot profitierte die Astronomie hier vom militärischen Interesse an empfindlichen Detektorsystemen z.B. zur Verfolgung von Flugzeugen und Raketen. Um 1960 entwickelten Harold L. Johnson und Mitarbeiter das erste photometrische System für das Infrarot. 1963 wurden mit den ersten Ballonmissionen Infrarotbeobachtungen des Mars durchgeführt und bereits 1967 wurde mit einer Serie von Raketenflügen die erste Kartierung des gesamten Himmels im mittleren Infrarot durchgeführt, hierbei wurden bei einer Gesamtbeobachtungszeit von nur 30 Minuten mehr als 2000 Infrarotquellen entdeckt. Im gleichen Jahr wurde auch das Mauna-Kea-Observatorium gegründet, das auch heute noch die größten Infrarotteleskope beherbergt. Anfang der 70er Jahre wurde ein militärischer C-141A Transportjet zu einem Infrarotteleskop umgebaut, das ab 1974 als Kuiper Airborne Observatory (KAO) Beobachtungen in 14 km Höhe durchführte. Der Durchbruch der Infrarotastronomie kam jedoch in den 1980ern mit den ersten Satellitenmissionen. 1983 durchmusterte IRAS den Himmel. 1989 wurde COBE gestartet und entdeckte Anisotropien der kosmischen Hintergrundstrahlung. 1995 folgte mit dem Infrared Space Observatory (ISO) das erste echte Weltraumobservatorium für das Infrarot mit Kamera, Photometer und Spektrometern. 1997 folgte die Aufrüstung des Hubble-Teleskops mit dem Infrarotinstrument NICMOS, 2003 wurde das derzeit leistungsfähigste Infrarotteleskop Spitzer Space Telescope gestartet. Die Entwicklung der Infrarotastronomie geht zur Zeit hauptsächlich in zwei Richtungen:
- Beobachtungen mit höchster räumlicher Auflösung vom Boden, unter Nutzung adaptiver Optik oder der Interferometrie wie am Very Large Telescope Interferometer (VLTI). Geplante Riesenteleskope wie OWL sind ohne adaptive Optik nicht denkbar.
- weitere Steigerung der Empfindlichkeit von Flugzeug- und Satellitenteleskopen. In der Bauphase sind das Flugzeugobservatorium SOFIA sowie die Satelliten Planck, Herschel und James Webb Space Telescope. Geplant sind TPF (NASA) bzw. Darwin (ESA), mit denen erstmals die direkte Beobachtung exosolarer Planeten möglich sein könnte. Siehe auch: Portal:Astronomie

Literatur

- Glass, Ian (1999): Handbook of Infrared Astronomy. Cambridge: Cambridge University Press, ISBN 0-521-63311-7 (Technische Grundlagen)

Weblinks

- [http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/ir_tutorial/ Infrared Astronomy Tutorial] (engl.) Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie

Astronomie

] Die Astronomie (griechisch αστρονομία - wörtlich die Gesetzmäßigkeit der Sterne, aus άστρο, ástro - der Stern und νόμος, nómos - das Gesetz) ist die Wissenschaft von den Gestirnen. Sie untersucht mit naturwissenschaftlichen Mitteln die Eigenschaften der Objekte im Weltall, also neben Planeten und Sternen einschließlich der Sonne, Sternhaufen, der interstellaren Materie, Galaxien, Galaxienhaufen und der im Weltall auftretende Strahlung. Darüber hinaus strebt sie nach einem Verständnis des Universums als Ganzes; seiner Entstehung und seinem Aufbau.

Geschichte der Astronomie

Entstehung] Siehe auch den Hauptartikel Geschichte der Astronomie. Die Astronomie gilt als eine der ältesten Wissenschaften. Die Anfänge der Geschichte der Astronomie liegen wahrscheinlich in der kultischen Verehrung der Himmelskörper. In einem jahrtausendelangen Prozess trennten sich zunächst Astronomie und Naturreligion, später Astronomie und Astrologie. Wesentliche Meilensteine für unser Wissen über das Weltall waren die Erfindung des Fernrohrs vor etwa 400 Jahren, das die kopernikanische Wende vollendete, sowie später im 19. Jahrhundert die Einführung der Fotografie und Spektroskopie. Seit der Mitte des 20. Jahrhunderts hat die Astronomie mit der unbemannten und bemannten Raumfahrt die Möglichkeit die Erdatmosphäre zu überwinden und ohne ihre Einschränkungen zu beobachten, also in allen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums. Dazu kommt erstmals die Möglichkeit, die untersuchten Objekte direkt zu besuchen und dort andere als nur rein beobachtende Messungen durchführen. Parallel dazu werden immer größere Teleskope für bodengebundene Beobachtungen gebaut.

Fachgebiete der Astronomie

Teleskop] Die astronomische Wissenschaft unterteilt sich im Allgemeinen nach den untersuchten Objekten, sowie danach, ob die Forschung theoretischer oder beobachterischer Natur ist. Wichtige Fachgebiete sind die Physik der Sterne und der Sonne, das Sonnensystem und andere Planetensysteme, das interstellare Medium, die Milchstraße und ihr Zentrum, der Aufbau anderer Galaxien und ihrer aktiven Kerne, das Verständnis der Gammablitze als die energiereichsten Vorgänge im Universum, relativistische Astrophysik (z.B. Schwarze Löcher) und die Kosmologie. Zunehmend weniger wird die Astronomie nach benutzten Wellenlängenbereichen eingeteilt, also Radioastronomie, Infrarotastronomie, Visuelle Astronomie, Ultraviolettastronomie, Röntgenastronomie, und Gammaastronomie, da im Idealfall Informationen aus allen diesen Quellen auch vom einzelnen Forscher herangezogen werden. Mit der Astronomie sehr eng verbunden ist die Physik, beide Fachgebiete haben sich vielfach befruchtet. Das Universum erweist sich in vielen Fällen als Laboratorium der Physik, viele Theorien der Physik können nur am Himmel getestet werden. In den letzten Jahrzehnten ist auch die Zusammenarbeit der Astronomie mit der modernen Geologie und der Geophysik immer wichtiger geworden, da sich diese Wissenschaften in gewissen Bereichen, etwa der Planetologie, mit denselben Objekten befassen. Insbesondere gilt dies für unser eigenes Sonnensystem, für dessen Erforschung Geologie und Geophysik heute einen unverzichtbaren Beitrag leisten. Die Astrobiologie untersucht die Entstehung und Existenz von Leben außerhalb der Erde.

Astronomie und andere Wissenschaften

Astrobiologie] Neben den engeren Methoden der klassischen Astronomie, die sich mit den Mitteln der Astrometrie und der Himmelsmechanik mit dem Aufbau des Weltalls beschäftigt, und der Astrophysik, die die Physik des Weltalls und der Objekte darin erforscht, gibt es zunehmend fächerübergreifende Forschung. Die Astronomie überschneidet sich mit den Wissenschaften der Chemie, Geologie, Geophysik, Mineralogie, Geodäsie, Biologie, und Mathematik. Zahlreiche Bauten und Funde aus vor- und frühgeschichtlicher Zeit werden in astronomischen Zusammenhang interpretiert. Da sich die Astronomie außerdem mit den Fragen nach der Entstehung, der Entwicklung und dem Ende des Universums beschäftigt, gibt es darüberhinaus Schnittpunkte zu Religionswissenschaft und Philosophie.

Referenzen

Siehe auch

Amateurastronomie - Liste bekannter Astronomen - Sternwarte Einen thematischen Zugang zu den Artikeln bietet das Portal:Astronomie und die Astronomiekategorien, außerdem gibt es einen alphabetischen Index der Astronomieartikel.

Literatur

- Joachim Herrmann: dtv-Atlas Astronomie. Dtv, März 2005, ISBN 3423032677
- Astronomie. Basiswissen Schule (Duden), m. CD-ROM, 2001. 271 S. ISBN 3-411-71491-3
- Der neue Kosmos, Albrecht Unsöld, Bodo Baschek, ISBN 3-540-42177-7, Standardlehrbuch für das Studium
- Meyers Handbuch Weltall, Wegweiser durch die Welt der Astronomie, 7. überarb. Aufl., 1994, ISBN 3-411-07757-3

Periodika

- Sterne und Weltraum [http://www.suw-online.de/], Monatszeitschrift für Astronomie
- Interstellarum [http://www.interstellarum.de/], 2-Monatszeitschrift für praktische Astronomie
- Astronomie Heute [http://www.astronomieheute.de/], Populäres Magazin für Astronomie und Raumfahrt (10 Ausgaben/Jahr, deutsche Ausgabe von Sky & Telescope)
- Astronomische Nachrichten [http://www.aip.de/AN/], englischsprachiges Fachjournal

Videos

- Real Video Streams aus der Fernsehsendung Alpha Centauri, siehe auch das [http://www.br-online.de/alpha/centauri/archiv.shtml Archiv der Sendung]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=980927.rm Warum betreiben wir Astronomie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020106.rm Quo vadis Astronomie?]

Weblinks

- http://www.mpia-hd.mpg.de/suw/suw/SuW/BR-alpha/Elsaesser/Warum_Astronomie-1.html: Warum betreiben wir Astronomie?
- http://www.dsa-faq.de/: Häufig gestellte Fragen in der Deutschen Astronomie-Newsgroup
- http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ NASA: Astronomy Picture of the Day / täglich ein neues astronomisches Bild mit fundierter Erläuterung Für aktuelle Himmelsinformationen, Hinweise zur eigenen Beobachtung und Seiten astronomischer Amateurvereinigungen siehe auch die Links unter Amateurastronomie. ! ja:天文学 ko:천문학 ms:Astronomi simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์

Infrarotstrahlung

Als Infrarotstrahlung (kurz IR-Strahlung) bezeichnet man in der Physik elektromagnetische Wellen im Spektralbereich zwischen sichtbarem Licht und der langwelligeren Mikrowellenstrahlung. Dies entspricht einem Wellenlängenbereich von etwa 780 nm bis 1 mm. Bei kurzwelliger IR-Strahlung spricht man oft von "Nahinfrarot" (NIR), bei Wellenlängen von ca. 5...20 Mikrometer von "mittlerem Infrarot" (MIR). Extrem langwellige IR-Strahlung bezeichnet man als "Ferninfrarot" (FIR). Sie grenzt an den Bereich der Terahertzstrahlung. Technisch wird unterschieden in:
- nahes Infrarot: near infrared NIR, IR-A DIN, 0,7 – 1,4 µm – beschränkt durch die Wasserabsorption und in der Telekommunikation verwendet, aufgrund der geringen Absorption und Dispersion von Glasfasern
- kurzwelliges IR: short wavelength IR SWIR, IR-B DIN, 1,4 – 3 µm Die Wasserabsorption steigt bei 1450 nm stark an
- mittelwelliges Infrarot: mid wavelength IR MWIR, IR-C DIN, auch Zwischen-IR: intermediate-IR (IIR), 3 – 8 µm
- langwelliges IR: long wavelength IR LWIR, IR-C DIN, 8 – 15 µm)
- fernes Infrarot: far infrared FIR, 15 – 1000 µm Die Begriffe sind nicht immer so eindeutig wie für den sichtbaren Bereich definiert und werden teils durch die Anwendungen oder spezielle physikalische Phänomene bestimmt, weshalb es mehrere unterschiedliche Bezeichnungen gibt.

Geschichte

Die IR-Strahlung wurde im Jahre 1800 von Wilhelm Herschel entdeckt, indem er Sonnenlicht durch ein Prisma lenkte und hinter dem roten Ende des sichtbaren Spektrums ein Thermometer legte. Aus dem beobachteten Temperaturanstieg schloss er, dass sich das Sonnenspektrum jenseits des Roten fortsetzt. Umgangssprachlich wird IR-Licht oft mit Wärmestrahlung gleichgesetzt. Breitbandige IR-Quellen sind thermische Strahler wie beispielsweise Glühlampen und Heizstrahler. Selektivstrahler sind der Nernst-Stift, der Auer-Strumpf oder auch Hochdruck-Gasentladungslampen und auch Infrarot-LEDS. Als monochromatische, kohärente Quellen dienen Infrarotlaser (Halbleiterlaser, Nd:YAG-Laser, CO2-Laser). Zum Nachweis von IR-Strahlung aller Wellenlängen eigenen sich thermische Detektoren (Thermoelemente oder Bolometer). Im kurzwelligen Bereich werden Halbleiterdetektoren verwendet - auch Digitalkameras eignen sich dafür, wenn ihr IR-Sperrfilter nicht zu stark ausgelegt ist. Zur Aufnahme von IR-Bildern im nahen Infrarotbereich eignen sich auch spezielle fotografische Filme. Bei längeren Wellenlängen (mittleres Infrarot) werden gekühlte Halbleiterempfänger oder pyroelektrische Sensoren (Anwendung z. B. im PIR-Bewegungsmelder) verwendet. Bildgebende Sensoren haben für die Thermografie, die Infrarot-Astronomie (Blick durch interstellare Staubwolken möglich) und Nachtsichtgeräte Bedeutung.

Anwendungen

Anwendung in der Astronomie

In der Infrarotastronomie beobachtet man "kühle" Objekte (kälter als 1000 K), die in anderen Spektralbereichen kaum zu sehen sind, oder Objekte, die in oder hinter einer interstellaren Wolke liegen. Zusätzlich hilft die IR-Spektroskopie bei der Analyse der betrachteten Objekte.

Anwendung in der Computertechnik

Infrarotschnittstellen von PCs ermöglichen eine drahtlose Kommunikation mit Peripheriegeräten. Dabei war die Firma Hewlett Packard eines der ersten Unternehmen, das die Infrarot-Technik mit der EDV verbunden hat. Im Jahre 1979 integrierte man dort erstmals eine IR-Schnittstelle in einen Taschenrechner, um so eine Verbindung zu einem Drucker herzustellen. Im Jahre 1990 wurde dann erstmals eine IR-Schnittstelle in einen Desktop-PC integriert. Diese Schnittstelle wurde zu ihrem ersten Standard. Man nannte ihn somit Serial Infrared (Serielles Infrarot), abgekürzt SIR. Aus Geschwindigkeitsgründen ist dieser Standard heutzutage durch das abwärtskompatible Fast-IR abgelöst, welches jedes Desktop-Mainboard ab ungefähr Baujahr 2002 unterstützt (bzw. für den Anschluss eines solchen Senders/Empfängers vorbereitet ist). PDA's und Notebooks (ausser den meisten ganz neuen) haben ein solches Infrarotgerät eingebaut, ebenso wie einige Mobiltelefone (hier gilt für die neueren dasselbe wie für Notebooks). Des Weiteren liegt die Standardwellenlänge in der optischen Datenübertragung mittels Glasfasern mit 1550 nm im Infraroten.

Anwendung in der Chemie

IR-Strahlung regt Moleküle zu Schwingungen und Rotationen an. Die Infrarotspektroskopie (IR-Spektroskopie) ist ein physikalisches Analyseverfahren, das infrarotes Licht zur quantitativen Bestimmung von bekannten Substanzen oder Strukturaufklärung unbekannter Substanzen benutzt.

Anwendung in der Vermessung von Vegetation

Im nahen Infrarot besitzt Chlorophyll eine deutlich (ungefähr 6x) höherere Reflektivität als im sichtbaren (insbesondere grünen) Spektrum. Dieser Effekt wird zur Erkennung von Vegetation ausgenutzt. Hat man auf diese Weise Vegetation erkannt, kann sie (und nur sie) vermessen werden. Die Vermessung von Vegetation ist insbesondere für Autobahn- oder Straßenmeistereien, Gleisinfrastrukturbetreiber (z.B. DB Netz AG) oder Forstbetriebe von Bedeutung. Ragt Vegetation zu weit in das Lichtraumprofil von Fahrzeugen wird dies vom Vermessungssystem automatisch registriert.

Anwendung in der Medizin

Infrarotlicht wird in der Medizin häufig in Verbindung mit Lasertechnik genutzt. Die Einsatzgebiete umfassen dabei insbesondere die Haut-, Augen- und Zahnheilkunde (Messen, Veröden, Schneiden, Koagulieren, Lichttherapie).

Anwendung in der Automobiltechnik

Im Auto kann eine Infrarotkamera genutzt werden, um als Nachtsichtsystem die Sicherheit bei Nachtfahrten zu erhöhen. Hierbei wird das von einer Infrarotkamera aufgenommene Bild auf einem Display im Fahrzeuginneren dem Fahrer zur Verfügung gestellt. Entsprechende Systeme werden meist als "Night Vision" bezeichnet.

Anwendung in der Instandhaltung

In der modernen Instandhaltung von elektrischen und mechanischen Anlagen/Maschinen wird die Thermografie als ergänzende Messmethode zur präventiven Mängel- und Schadenserkennung eingesetzt. Berührungslos werden damit zuverlässig kritische Zustände ("Hot-Spots") von Maschinen, Anlagen und Installationen während deren Normalbetrieb ermittelt. Dadurch können bereits frühzeitig Maßnahmen zur Eingrenzung der Auswirkungen eingeleitet und somit ggf. Ausfälle und Schäden vermieden werden. Man kann sie auch prima mit der Schwingunsgmesstechnik kombinieren. Wie die IRIS des Auge eine Krankheit anzeigt, zeigt auch die Temperaturerhöhung bzw. die Schwingung mögliche Ausfälle an.

Anwendung in der Materialbearbeitung

Bohren, Schneiden, Schweißen, Gravieren mit Infrarot-Laser (z.B. CO2-Laser).

Sonstige Anwendungen

- Mit Hilfe der Thermographie lassen sich Bilder der durch die Eigenwärme von Gegenständen entstehenden Infrarotstrahlung erzeugen, sogenannte "Wärmebilder".
- Die IR-Spektroskopie ist ein wichtiges chemisches Analyseverfahren.
- Fernbedienungen von Fernsehern und Stereoanlagen nutzen Infrarotlicht zur Kommunikation.
- Nachtsichtgeräte liefern Bilder der Umgebung im infraroten Spektralbereich.
- Zielsuchende Waffen, die ihr Ziel über die von diesem ausgesandte Wärme (z.B. Triebwerkswärme bei Flugzeugen) mit einer Infrarotkamera finden.
- Heizlampen strahlen hauptsächlich im Infraroten.
- Sicherheitsmerkmal bei Geldscheinen, z. B. dem Euro.
- Infrarote Leuchtdioden in optischen Brandmeldern und Lichtschranken zur Raucherkennung. Kategorie:Elektromagnetisches Spektrum Kategorie:Elektrodynamik Kategorie:Optik ja:赤外線

Auge

Das Auge (lat. Oculus) ist ein empfindliches Sinnesorgan. Bei Säugetieren liegen beide Augen umgeben von Nasenbein, Jochbein und Stirnbein, eingebettet in ein Fettpolster, in den knöchernen Augenhöhlen des Schädels. Das Sehorgan (Organon visus) der Säugetiere kann in drei Untereinheiten gegliedert werden: #den Augapfel, Bulbus oculi (lat.) oder Ophthalmos (griech.), #die Anhangsorgane des Auges (Tränenapparat, Augenmuskeln, Bindehaut und Augenlider) und #die Sehbahn.

Augapfel der Säugetiere

Sehbahn

Anatomie

Die Wand des Augapfels besteht aus drei übereinander liegenden Häuten. Die äußere Augenhaut (Tunica externa bulbi, auch Tunica fibrosa bulbi) wird in zwei Abschnitte untergliedert. Die weiße Lederhaut (Sclera) liegt im hinteren Augapfelbereich. An ihr setzen die äußeren Augenmuskeln an, die das Auge in der Augenhöhle bewegen. Dort wo das Licht ins Auge eintritt, befindet sich die durchsichtige Hornhaut (Cornea). Sie wird ständig mit Tränenflüssigkeit befeuchtet. Die 2. Schicht ist die mittlere Augenhaut (Tunica media bulbi oder Uvea), besteht aus drei Abschnitten. Die Aderhaut ist reich an Blutgefäßen und versorgt die anliegenden Schichten mit Nährstoffen und Sauerstoff und besitzt eine Pigmentschicht. Nach vorn geht die Aderhaut in den Ziliarkörper (auch Strahlenkörper, Corpus ciliare) über, der der Aufhängung der Augenlinse und deren Akkomodation dient. Der vorderste Abschnitt der mittleren Augenhaut ist die Regenbogenhaut (Iris). Sie bildet die Pupille und reguliert den Lichteinfall (Adaptation). Die innere Augenhaut (auch Netzhaut, Tunica interna bulbi oder Retina) enthält die Lichtsinneszellen (Photorezeptoren). Im Bereich des Austritts des Sehnervens befinden sich keine Lichtsinneszellen. Diese Stelle nennt man Blinden Fleck. Die Stelle des schärfsten Sehens ist der gelbe Fleck. Der Innenraum des Augapfels besteht aus dem Glaskörper (Corpus vitreum), der Linse (Lens) und den beiden Augenkammern (Camera anterior und posterior bulbi).

Funktionsmechanismus der Bilderzeugung

Der Sehraum für farbiges Sehen (farbiges Licht) ist sehr viel kleiner als der für Hell und Dunkel (weißes Licht). Somit liegt der Farbsehraum auch innerhalb des Weißlichtsehraumes. Im 19. Jahrhundert erklärte man die Funktion des Auges analog des Fotoapparates so: Reflektiertes Licht (aktiv) fällt in das Auge (passiv), die Abbildung der Welt auf der Netzhaut wird schließlich ins Gehirn weitergeleitet. In der zweiten Hälfte des 20. Jahrhundert wurde mit Hilfe technischer Geräte zur Messung der Augenbewegungen diese Idee widerlegt. Zwar ist die ganze Retina (Netzhaut) mit Sinneszellen bedeckt, das Scharfsehen konzentriert sich jedoch auf nur 0,02 Prozent der Retinafläche, der sogenannte gelbe Fleck. Dies entspricht etwa 2 Grad unseres rund 200 Grad umfassenden horizontalen Blickfeldes. Wir sehen also eigentlich nur den Ausschnitt scharf, den unsere beiden Augen mit ihren Sehachsen fixieren. Beim Betrachten eines Gegenstandes kommt das ruhende und scharfe Bild dadurch zustande, dass die Augenmuskeln, uns meist unbewusst, nacheinander verschiedene Ausschnitte des Objektes vor den gelben Fleck rücken. Das Auge ruht also beim Betrachten nie, es ist immer in kleinster Bewegung begriffen. Ein Punkt wird für Sekundenbruchteile fixiert, dann springen die Muskeln mit einer ruckartigen Bewegung (Saccade) zu einem nächsten Punkt. Aus diesem Abtasten wird schließlich das deutliche Gesamtbild generiert. Bei ruhiger Betrachtung dauern die einzelnen Fixationen 0,2 bis 0,6 Sekunden, sodass in einer Sekunde 2 bis 5 Saccaden stattfinden, bei schnellerem Blicken werden die Saccaden häufiger und die Fixationszeiten kürzer. Die Wahl der Fixationspunkte und das Muster der Saccaden ist in hohem Maße individuell und steht im Zusammenhang mit den Gewohnheiten und dem Interesse des Betrachters oder der Aufgabenstellung an ihn. Man spricht heute vom Intentionalen Sehen, einem aktiven Vorgang zur Welt hin.

Erkrankungen des Auges

Mit den Erkrankungen des Auges beschäftigt sich die Ophthalmologie (Augenheilkunde).

Auge der anderen Tiere

Obwohl sich die Augen von Wirbeltieren und Weichtieren im Aufbau stark ähneln, haben sie sich unabhängig voneinander entwickelt. Dies wird bei der Bildung des Auges beim Embryo sichtbar: Während sich das Auge bei Wirbeltieren durch eine Ausstülpung der Zellen entwickelt, die später das Gehirn bilden, entsteht das Auge der Weichtiere durch eine Einstülpung der äußeren Zellschicht, die später die Haut bilden. Es gibt Schätzungen, dass Augen der verschiedensten Bauweisen im Laufe der Evolution etwa 40 Mal neu entwickelt wurden. Die ersten Augen gab es bereits vor 505 Mio. Jahren im Erdzeitalter Ordovizium (z. B. beim Nautilus). Die einfachsten „Augen“ sind lichtempfindliche Sinneszellen auf der Außenhaut, die als passive optische Systeme funktionieren. Sie können nur erkennen, ob die Umgebung hell oder dunkel ist. Man spricht hier von Hautlichtsinn. Insekten und andere Gliederfüßer haben Augen, die aus vielen einzelnen Augen zusammengesetzt sind. Diese Facettenaugen liefern ein rasterartiges Bild (nicht mehrfache Bilder, wie man vermuten könnte). Neben den beschriebenen Augentypen mit lichtbrechenden Linsen findet man in der Natur gelegentlich auch Spiegelaugen. In den Augen der Kammmuschel (Pecten) wird das Bild durch Hohlspiegel erzeugt, die hinter der Netzhaut angeordnet sind. Die direkt vor der Netzhaut liegende Linse dient der optischen Korrektur des stark verzerrten Spiegelbildes. Die Spiegel sind nach dem Prinzip von reflektierenden Glasplatten gebaut, mehr als 30 Schichten aus feinsten Guanin-Kristallen liegen dicht gestapelt, jede Schicht in eine Doppelmembran eingeschlossen. Auch andere Tiere haben Spiegelaugen, unter anderem der Tiefseekrebs Gigantocypris, Hummer und Langusten. Diese Form hat sich offenbar dort durchgesetzt, wo es weniger auf die Bildqualität und mehr auf die Lichtausbeute ankommt. = Siehe auch = Optik, Optische Täuschung

Wärmestrahlung

Wärmestrahlung ist eine elektromagnetische Strahlung, die ein Körper abhängig von seiner Temperatur emittiert. Mit zunehmender Temperatur wächst die Intensität der Wärmestrahlung stark an (siehe auch: Stefan-Boltzmann-Gesetz), und das Emissionsmaximum verschiebt sich zu kürzeren Wellenlängen (siehe auch: Wiensches Verschiebungsgesetz). Einen starken Einfluss auf die abgestrahlte Intensität hat die Oberflächenbeschaffenheit des Körpers. Bei den meisten thermodynamischen Systemen außerhalb des thermischen Gleichgewichts gehören die Emission und Absorption von Wärmestrahlung neben Konvektion und Wärmeleitung zu den wichtigsten Mechanismen des Wärmeaustauschs. In der Physik von besonderer Bedeutung ist das Konzept des Schwarzen Körpers, eines idealisierten Emitters und Absorbers von Wärmestrahlung, der sich im thermischen Gleichgewicht mit seiner Umgebung befindet. Da das Emissionsmaximum bei Zimmertemperatur in der Regel im Infraroten liegt, wird Wärmestrahlung oft fälschlicherweise mit Infrarotstrahlung gleichgesetzt, deren Wellenlängen im Bereich zwischen 800 nm und 1 mm liegen. Beim Auftreffen von Wärmestrahlung auf einen Körper kann #die Strahlung teilweise durchgelassen werden (diathermaner Stoff) #die Strahlung teilweise reflektiert werden #die Strahlung teilweise absorbiert, das heißt, vom Körper aufgenommen und in Wärme umgewandelt werden. Diese drei Effekte werden mit dem Transmissions-, Reflexions-, und Absorptionskoeffizienten quantifiziert. Durch den stark nichtlinearen Einfluss der Temperatur auf die Wärmestrahlung ist bei praktischen Anwendungen in Strahlungsöfen, im Gegensatz zu Konvektionsöfen, die auf relativen Temperaturdifferenzen basieren, die absolute Temperatur von großer Bedeutung. Bei etwa 400°C halten sich die Effekte Konvektion und Strahlung die Waage, mit steigenden Temperaturen kann die Konvektion bald vernachlässigt werden. Siehe auch: Strahlungsaustausch Kategorie:Thermodynamik Kategorie:Elektrodynamik

Filter

Filter dienen zum Trennen bestimmter Substanzen aus Gas- bzw. Flüssigkeitsgemischen - siehe auch Filter (Fluid)). Die Filtration ist eine Grundoperation in der Chemie und Verfahrenstechnik. Umgangssprachlich spricht man beim Filtern auch von Reinigung eines Mediums. Als Filter bezeichnet man sowohl das Filtermedium selbst, als auch die der Filtration dienende Apparatur und Konstruktion. Vielfältig sind die Unterbegriffe und Untergliederungen nach Medium, Verunreinigung, Material, Wirkprinzip und technischer Ausführung.

Beispiele

Filter sind allgegenwärtig: jeder kennt Tee- und Kaffeefilter für Flüssigkeiten und Zigarettenfilter, an die zum Absaugen des Küchendampfes verwendeten Mattenfilter in der Dunstabzugshaube. In der Klimaanlage befindet sich ein Luftfilter, der Treibstoff eines Autos wird durch einen Kraftstofffilter geleitet, bevor er in den Vergaser kommt. Das Motoröl fließt durch einen Ölfilter. Die Feuerwehr benutzt einen Atemschutzfilter. Partikelfilter können die Partikelemissionen eines Kraftfahrzeugdieselmotors deutlich reduzieren.

Eigenschaften Filter

Alle Filter besitzen die Aufgabe ein Trenngut vom Medium zu separieren. Zur Beurteilung und Klassifizierung von Filtern werden folgende Filtereigenschaften herangezogen:
- Der Filterwirkungsgrad beschreibt die Effizienz, mit der das Trenngut vom Medium abgeschieden wird. 100% bedeutet, dass sämtliches Trenngut herausgefiltert wird.
- Bei der Einlagerung des Trennguts wird zwischen oberflächlicher (Oberflächenfilter) und innerer (Tiefenfilter) Einlagerung unterschieden.
- Der Druckverlust am Filter entsteht dadurch, dass das Medium durch das Filter hindurchströmt. Dabei muss zwischen dem Anfangsdruckverlust des Filtermaterials und dem Druckanstieg durch steigende Einlagerung des Trennguts unterschieden werden.
- Die Reinigung des Filters beschreibt, inwieweit das Trenngut aus dem Filter wieder herausgeholt werden kann. Es gibt dabei Filter, die nur einmal genutzt werden können, da das Trenngut nicht mehr herausgeholt werden kann. Hierbei ist auch zu unterscheiden, ob man das Trenngut weiterhin nutzen möchte, oder ob es entsorgt werden kann.

Trennmechanismen

Die Trennung des Trennguts vom Medium geschieht durch unterschiedliche Mechanismen. Bei gasförmigen Medien können folgende Mechanismen auftreten:
- Das Trenngut ist größer als die Porengröße der Filterwand. Dadurch wird es vom Medium getrennt. Das gröbere Trenngut bildet einen Filterkuchen, der als Tiefenfilter wirkt und zu steigendem Druckverlust führt. Er muss abgereinigt werden
- Aufgrund von Trägheit folgt das Trenngut den Richtungsänderungen innerhalb der Poren nicht so schnell und bleibt dann nach Kontakt mit der Faser- bzw. Körneroberfläche haften. Die Trägheitsabscheidung wird mittels der Stokes-Zahl bestimmt.
- Aufgrund von Diffusion wandert das Trenngut an die Faser- bzw. Körneroberfläche. Die Diffusionsabscheidung wird mittels der Peclet-Zahl bestimmt.
- Elektrisch geladenes Trenngut kann sehr einfach die gegengeladene Filteroberfläche anströmen und dort hängen bleiben.
- Die Thermophorese ist ein eher seltener Effekt, bei dem heißeres Trenngut zu kälterer Faser- bzw. Körneroberfläche hinwandert. ja:フィルター

Atmosphäre

Die Atmosphäre (v. griechisch ατμός, atmós „Luft, Druck, Dampf“ und σφαίρα, sfära „Kugel“) ist die gasförmige Hülle um einen Himmelskörper. Sie besteht meist aus einem Gemisch verschiedener Gase, die vom Schwerefeld des Himmelskörpers festgehalten werden können. Die Atmosphäre ist an der Oberfläche am dichtesten und geht in großen Höhen fließend in den interplanetaren Raum über.

Entstehung

Bei der Ausbildung einer Atmosphäre spielen mehrere Faktoren eine Rolle, wozu in erster Linie die Größe des Himmelskörpers zählt. Das Schwerefeld muss dabei gewährleisten, dass die in der Regel aus Ausgasungen hervorgehenden Gasteilchen an den Himmelskörper gebunden bleiben und sich nicht in den Weltraum verflüchtigen können. Entsprechend der kinetische Gastheorie bewegen sich die Gasteilchen ungeordnet und dabei umso schneller, je höher die Temperatur des Gases ist und je leichter sie sind. Reicht die Anziehungskraft nicht aus, um den Verlust ausreichend schneller Teilchen langfristig derart zu begrenzen, dass es zu einer positiven Teilchenbilanz kommt, also mehr Gasteilchen durch Ausgasungen hinzukommen, als durch die Überwindung der Gravitation verloren gehen, so kann sich auch keine Atmosphäre ausbilden. Dabei spielen neben der Größe auch die Oberflächentemperatur des Himmelskörpers eine Rolle, die nicht zu groß sein darf. Auch die Art der zur Verfügung stehenden Gasteilchen ist wichtig, da zum Beispiel eine Atmosphäre aus Wasserstoff oder Helium viel schwerer an den Planeten zu binden ist als eine aus Sauerstoff oder Stickstoff. Dies liegt daran das leichte Gasteilchen bei gleicher Temperatur wesentlich schneller sind als schwere Gasteilchen. Atmosphären die Elementen wie Wasserstoff in größerem Umfang enthalten finden sich daher vor allem bei den sehr massereichen Gasriesen, die über eine ausreichende Gravitation verfügen. Letztlich ist nur eine kleine Minderheit der Himmelskörper in der Lage, eine Atmosphäre zu bilden und langfristig an sich zu binden. So besitzt zum Beispiel der Mond als der nächste Nachbar der Erde keine Atmosphäre.

Aufbau und Gradienten

Mond]

Druckverlauf

Der Druckverlauf einer Atmosphäre, im Fall der Erdatmosphäre des Luftdrucks, ist in den unteren Bereichen durch die hydrostatische Gleichung bestimmt, die bei im Vergleich zum Planetenradius dünnen Atmosphären wie folgt geschrieben werden: :

= - g \rho (h)

Die Einflussgrößen sind der Druck p, die Höhe h, die Schwerebeschleunigung g und die Dichte ρ. Im Falle konstanter Temperatur reduziert sich die Gleichung zur barometrischen Höhenformel. Im äußeren Bereich ist diese Beschreibung jedoch nicht mehr gültig, da sich die Bestandteile aufgrund der geringen Dichte auf Keplerbahnen oder den Magnetfeldlinien bewegen und sich gegenseitig kaum noch beeinflussen.

Untergliederungen

In der Regel ist eine Atmosphäre keine homogene Gashülle, sondern aufgrund zahlreicher innerer und äußerer Einflüsse in mehrere mehr oder weniger klar gegeneinander abgegrenzte Schichten einzuteilen, die vor allem durch die Temperaturabhängigkeit chemischer Prozesse in der Atmosphäre und die Strahlungsdurchlässigkeit abhängig von der Höhe entstehen. Im wesentlichen kann man folgende Schichten nach dem Temperaturverlauf unterscheiden:
- An der Planetenoberfläche beginnt in der Regel die Troposphäre, in der Konvektionsströmungen vorherrschen. Sie wird begrenzt durch die Tropopause.
- Darüber liegt die Stratosphäre, in der die Strahlung beim Energietransport dominiert. Sie wird begrenzt durch die Stratopause.
- In der Mesosphäre wird, vor allem durch Kohlenstoffdioxid, Energie abgestrahlt, so dass in dieser Schicht eine starke Abkühlung erfolgt. Sie wird begrenzt durch die Mesopause.
- In der Thermosphäre dissoziieren und ionisieren die meisten Moleküle, wodurch die Temperatur deutlich ansteigt.
- Die äußerste Schicht ist die Exosphäre, aus der die vorwiegend atomaren beziehungsweise ionisierten Bestandteile aus dem Schwerefeld des Planeten entweichen können. Sie wird bei Vorhandensein eines Magnetfeldes durch die Magnetopause begrenzt. Diese Gliederung gibt nur eine grobe Einteilung wieder, und nicht jede Schicht ist bei allen Atmosphären nachweisbar. So besitzt die Venus zum Beispiel keine Stratosphäre, kleinere Planeten und Monde besitzen nur eine Exosphäre, z. B. der Merkur. Für Entstehung und Ausprägung der Dämmerungsfarben ist der vertikale Aufbau der Atmosphäre maßgeblich. Es ist auch möglich die Atmosphäre nicht nach dem Temperaturverlauf, sondern nach anderen Gesichtspunkten zu gliedern, wie:
- dem radio-physikalischen Zustand der Atmosphäre (Ionosphäre, Magnetosphäre)
- nach physiko-chemischen Prozessen (Ozonosphäre bzw. Ozonschicht, Chemosphäre)
- der Lebenszone (Biosphäre)
- der Durchmischung (Homosphäre, Homopause, Heterosphäre)
- dem aerodynamischen Zustand (Prandtl-Schicht, Ekman-Schicht, beide als Peplosphäre, Freie Atmosphäre)

Vorkommen von Atmosphären

Vergleicht man die Himmelskörper unseres Sonnensystems miteinander, so zeigt sich der Einfluss der bei der Ausbildung einer Atmosphäre relevanten Faktoren. Unter den Planeten ist die Erde in der Lage, schwere Elemente wie Argon (Ar) in der Atmosphäre zu halten, leichte Elemente/Moleküle wie Wasserstoff (H₂) oder Helium (He) verlor sie jedoch im Laufe ihrer Entwicklung. Diese leichten Bestandteile zeigen sich dafür umso deutlicher bei den äußeren Planeten, den so genannten Gasriesen wie Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Auch Planeten anderer Sternsysteme – die Exoplaneten – konnten mit spektrografischen Methoden Atmosphären nachgewiesen werden. Neben den Planeten haben auch einige größere Monde wie Titan, Ganymed, Io und Europa eine Atmosphäre. Der Mond der Erde hingegen zeigt keine Atmosphäre. Er ist hierfür mit knapp 1,2 % der Erdmasse zu klein und zeigt zudem auf seiner sonnengewandten Seite Temperaturen von über 100 °C.

Sonstiges

Eine häufige Fehlschreibung für Atmosphäre ist „Athmosphäre“.

Siehe auch

- Planetologie
- Erdatmosphäre
- Schichtungsstabilität
- Meteorologie
- Luft

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/spheres.html Planetarische Gashüllen] Kategorie:Planetologie Kategorie:Meteorologie

Absorption (Physik)

Der Begriff Absorption (lat.: absorptio bzw. absorbere = ab-, (auf-)saugen) bezeichnet im Allgemeinen das Aufsaugen, das In-sich-Aufnehmen von etwas. Im folgenden sollen die physikalischen Bedeutungen des Begriffs Absorption erläutert werden. In der Physik ist die Energie-Absorption mit Dissipation in einem Körper verbunden und ist damit von einem Energiedurchgang zu unterscheiden.

Allgemein

Ganz allgemein kann Absorption durch eine Absorptionsrate oder Absorptionsgrad beschrieben werden. Egal ob es sich um Schallwellen, Photonen oder Teilchen handelt, lassen sich diese von der Struktur gleich behandeln.

Absorption von Strömen

Bei Absorption von Strömen in einem dicken absorbierenden Material wird pro Schicht ein bestimmter Bruchteil des Stromes absorbiert. Der Strom I, der hinter dieser Schichtdicke d noch verfügbar ist, ermittelt sich mit: :

I(d) = I_0 k

wobei k ein Bruchteil des transmittierten Stromes ist. Damit ergibt sich das allgemeine Lambert-Beersche Gesetz: :

I(d) = I_0 \exp (-\alpha d)

wobei

\alpha

der Abschwächungskoeffizient ist (aus dem reziproken Abschwächungskoeffizient lässt sich die Halbswertsdicke ermitteln, die angibt, nach welcher Tiefe nur noch die Hälfte des Stromes vorhanden ist). Der Abschwächungskoeffizient hängt von den Eigenschaften des absorbierenden Materials ab und in der Regel von der Energie des Stromes.

Absorption von Teilchen

Wenn es sich um ein Teilchenstrom handelt, lässt sich die Absorption zunächst ähnlich beschreiben, wie die Absorption von Strömen. Handelt es sich aber um ein geschlossenes System mit einer Flüssigkeit und einem Gas, so 'strömen' zunächst die Teilchen in die Flüssigkeit, bis die Löslichkeit des Gases in der Flüssigkeit erreicht ist. Dabei handelt es sich dann um ein dynamisches Gleichgewicht, d.h. der Teilchenstrom in die Flüssigkeit ist genauso groß wie der Teilchenstrom in die Gasphase. Die Absorptionsrate

\dot N

hängt hier hauptsächlich von der Menge eingelagerten Gases

N_

in der Flüssigkeit ab: :

\dot N \approx \frac

wobei L die Löslichkeit ist (hier als absolute Menge).

Akustik

Einfallende Schallwellen, die auf Oberflächen treffen, die aus absorptiven Material sind, werden nur geringe oder keine reflektierte Schallenergie zur Folge haben. Die absorbierte Schallenergie führt zu einer Erhöhung der Gitterenergie des absorbierenden Materials. Lautheit und Halligkeit werden reduziert, aber eine starke Behandlung nur mit Absoptionsmaterial macht den Raumklang dröhnend und unklar. Übermäßige Anwendung von Absorption erzeugt einen Mangel an reflektierenden Oberflächen, der zu einem Verlust der Obertöne führt und damit die natürliche Helligkeit des Klangs beseitigt. Nur die Ausgeglichenheit zwischen Absorption (Schalldämpfung) und Diffusität (Schallzerstreuung) kann der Schlüssel zu einer optimierten Raumakustik sein. Die Messung der Absorption an Planwaren, bzw. Bauteilen erfolgt in der Praxis in einer sogenannten Alphakabine. Das Wort Diffusion ist die falsche wörtliche Übersetzung des englischen Wortes Diffusion, was richtig Diffusität heißen muss. Diffusion gibt es bei uns nicht.

Siehe auch

- Reflexion | Diffusität | Absorptionsgrad |

Optik

In der Optik wird von Absorption gesprochen, wenn ein Teil des Lichtspektrums gefiltert wird. Wird beispielsweise eine gelbe Oberfläche mit (weißem) Tageslicht bestrahlt, so wird nur ein Teil des Lichtes reflektiert (bzw. bei transparenten Materialen transmittiert) und ein Teil absorbiert - man spricht auch von Remission. Dabei handelt es sich im Beispiel um den Spektralbereich der Lichtfarben (additive Farbmischung), der nicht im gelben Farbanteil enthalten ist. Dieser Effekt wird u. a. für Farbfilter ausgenutzt. Photonen bestimmter Energie regen dabei Atome oder Moleküle an, die ein Niveauunterschied mit genau dieser Energie in der Elektonenhülle besitzen. Die Menge der absorbierten Photonen hängt dabei nach dem Lambert-Beerschen Gesetz von der Schichtdicke des Materials ab. Die Absorption kann auch direkt aus der Dielektrizitätskonstante bzw. dem Brechungsindex über die Kramers-Krönig-Relation abgeleitet werden. Damit wird die elektromagnetische Wechselwirkung direkt mit einer Materialeigenschaft in Beziehung gesetzt. Siehe auch:
- Absorptionsbande
- Absorptionswerte chemischer Substanzen

Radioaktivität

Die Absorption von Gammastrahlung in Materie erfolgt durch verschiedene Mechanismen (siehe Radioaktivität) und kann durch das allgemeine Lambert-Beersches-Gesetz beschrieben werden. Der Abschwächungskoeffizient wird durch die Halbwertsdicke gekennzeichnet, die neben der Art der Strahlung wesentlich von der Energie und dem Absorber abhängt.

Fernerkundung

In der Fernerkundung bezieht sich der Ausdruck auf das Aufnehmen von elektromagnetischer Energie durch Material der Atmosphäre oder der Oberfläche. So kann vorübergehend Energie gebündelt werden. Variation der Absorptionszusammenhänge/-muster hilft, zwischen verschiedenen Materialien zu unterscheiden. Absorption ist also im Normalfall selektiv. Der Quotient aus absorbierter und gesamter, ausfallender Strahlungsenergie wird als Absorptionskoeffizient bezeichnet. Vom Verhältnis der absorbierten zu den reflektierten Wellenlängen wird das bestimmt, was unser Auge als Farbe eines Körpers empfindet. Ein Gegenstand, der alle auftreffende Strahlung absorbiert, wird als Schwarzer Körper bezeichnet. Die Absorption wirkt sich beim Passieren der Strahlen eines Körpers dadurch aus, dass im Energiespektrum der auftreffenden Strahlung, einige Spektralbereiche sehr stark geschwächt sind oder ganz ausfallen Absorptionsbanden. In der Atmosphäre werden solche Banden verursacht vom Ozon, Kohlendioxyd und vom Wasserdampf.

Absorption von Gasen

Als Absorption von Gasen bezeichnet man das Eindringen von Gasen oder Gasgemischen in eine Flüssigkeit oder einen festen Stoff. Dieser wird Absorptionsmittel (oder Absorbens), das aufgenommene Gas wird Absorbat genannt. Das Gas wird bei gegebener Temperatur im Absorptionsmittel gelöst, wobei Wärme (Absorptionswärme oder Lösungswärme) entsteht. Wenn bei der Lösung der Gase auch chemische Reaktionen stattfinden, so wird der Gleichgewichtszustand durch das Massenwirkungsgesetz bestimmt. Finden bei der Lösung der Gase keine chemischen Reaktionen statt, so gilt für Flüssigkeiten bei niedrigem Druck näherungsweise das Henrysche Gesetz: Bei gegebener Temperatur ist die Konzentration c eines Gases proportional seinem Druck p über der Flüssigkeit ist: c = k
- p; hierbei ist k der Absorptionskoeffizient, der von der Temperatur und den beteiligten Stoffen abhängt. Sind mehrere Gase an der Absorption beteiligt, so werden sie unabhängig voneinander gemäß ihrem jeweiligen Partialdruck p_x in der Gasphase gelöst: c_x = k_x
- p_x (Henry-Daltonscher Verteilungssatz). Sind bei einem Gas mehrere nicht mischbare Flüssigkeiten als Absorptionsmittel beteiligt, so ist das Verhältnis der Konzentrationen unabhängig von der Menge des gelösten Stoffes und der Flüssigkeiten und hängt nur von der Temperatur und den Stoffen ab (Nernstscher Verteilungssatz). Die Absorption von Gasen in Flüssigkeiten wird in der Kältetechnik für Absorptionskühlgeräte verwendet.

Absorption von Schwebstoffen

Bei der Absorption von Schwebstoffen oder Gasen durch einen Filter werden aus einem Luftstrom die jeweiligen Schwebstoffe von einem feinmaschigen Netz. Werden diese durch eine reaktive Oberfläche (Aktivkohle) fest gebunden, so spricht man hingegen von Adsorption. Das Maß der Absorption hängt hier von der Rückhaltefähigkeit und Aufnahmefähigkeit ab. Bei mechanischen Filter steigt die Rückhaltefähigkeit mit der Belegung, da die Schwebstoffe langsam die feinden Poren des Filters zusetzen. Dabei nimmt aber der Luftwiderstand des Filters zu. Für chemische Filter gilt es umgekehrt: Je stärker der Filter belegt ist, desto geringer ist die Rückhaltefähigkeit. Dabei ist es prinzipiell egal, ob das Trägermedium Luft oder eine Flüssigkeit ist. Siehe auch:
- Absorber | Resorption | Resonanzabsorption | Sorption | Absorptionsgrad |

Weblinks

- [http://www.activeart.de/dim-shops/demo/lichtMaterie Interaktive Darstellung von Absorption, Emission und der stimulierten Emission] Kategorie:Physik Kategorie:Optik Kategorie:Trennverfahren Kategorie:Verfahrenstechnik

Mauna-Kea-Observatorium

Der Gipfel des 4200 Meter hohen Vulkans Mauna Kea auf Hawai'i, der Hauptinsel des Archipels, beherbergt eines der bedeutendsten astronomischen Observatorien der Gegenwart. Obwohl die Teleskope am Mauna Kea von verschiedenen Universitäten und Institutionen aus insgesamt 11 Nationen betrieben werden, werden sie kollektiv als Mauna Kea Observatorium bezeichnet. Der Standort ist für den Betrieb eines Observatoriums ideal geeignet, da in dieser Höhe die Luft bereits sehr dünn und extrem trocken ist (eine Voraussetzung für die Infrarotastronomie), der Gipfel üblicherweise über der Wolkendecke liegt (die Zahl der klaren Nächte daher sehr hoch ist) und die Luft frei von Verwirbelungen ist, welche die Qualität astronomischer Aufnahmen beeinträchtigen würden. Zwischen 1968 und 1999 wurden insgesamt neun Spiegelteleskope für den optischen und infraroten Spektralbereich in Betrieb genommen, darunter das Gemini North- und Subaru-Teleskop mit einem Hauptspiegel von jeweils acht Metern Durchmesser, sowie die beiden Teleskope des W. M. Keck Observatory, die einen (aus zahlreichen kleineren, sechseckigen Segmenten zusammengesetzten) Hauptspiegel von 10 Meter Durchmesser haben, und somit derzeit die größten optischen Teleskope der Welt darstellen. Diese beiden Teleskope können auch gemeinsam als optisches Interferometer betrieben werden. Neben den optischen Teleskopen finden sich auch drei Instrumente für den Submillimeter-Bereich (Mikrowellen). Das Submillimeter Array, bestehend aus acht Antennen mit einem Durchmesser von jeweils sechs Metern, wurde erst 2002 fertiggestellt. Schließlich berherbergt das Mauna-Kea-Observatorium auch noch ein Radioteleskop von 25 Meter Durchmesser, das zusammen mit anderen Radioteleskopen weltweit als radioastronomischen Interferometer zum Einsatz kommt (siehe VLBI).

Weblinks

- [http://www.ifa.hawaii.edu/mko/maunakea.htm Homepage des Mauna Kea Observatoriums] Kategorie:Bodengebundenes Observatorium Kategorie:Hawaii Kategorie:Radioteleskop Kategorie:optisches Teleskop

Antarktis

Die Antarktis (wörtlich: Gegen-Arktis) umfasst die um den Südpol gelegenen Land- und Meeresgebiete. Als mathematisch-astronomische Zone wird sie durch den südlichen Polarkreis begrenzt und reicht somit bis 66° 33' südlicher Breite. Als geografische Grenze gilt die antarktische Konvergenz bei etwa 50° südlicher Breite, wo das kalte antarktische unter das wärmere subtropische Oberflächenwasser absinkt. Im Zentrum der Region liegt der Kontinent Antarktika, auch Südkontinent genannt, für den jedoch unkorrekterweise meist selbst die Bezeichnung Antarktis verwendet wird. Die Antarktis wurde ab 1820 von verschiedenen Forschern und Seefahrern erschlossen. 1958 wird im Antarktisvertrag der politische Status der Antarktis geregelt. politische Status der Antarktis

Geografie

Übersicht

Die Antarktis als astronomische Zone umfasst 21,2 Millionen km²; die physisch-geografische Region ist 52 Millionen km² groß. Antarktika ist mit fast 13,2 Millionen km² etwa 2,7 Millionen km² größer als Europa. Die genaue Größe ist nicht bekannt, da sich unter dem Schelfeis Wasser befindet. Man unterteilt den Kontinent in einen West- und einen wesentlich größeren Ostteil. Das höchste Gebirge ist das 5.140 m hohe Vinson-Massiv mit dem Mount Vinson im Westen (mitunter werden auch 4.897 m angegeben), der tiefste Punkt ist mit 2.538 m unter dem Meeresspiegel der subglaziale (unter dem Eis liegende) Bentleygraben im Ostteil der Antarktis. Abgesehen von vielen kleinen Inseln ist der nächstgelegene Punkt eines anderen Kontinents Feuerland an der Südspitze Südamerikas, danach das Kap der guten Hoffnung, Tasmanien und Neuseeland. Neuseeland

Aufteilung

(alphabetisch sortiert) Die Antarktis ist in mehrere große Gebiete, Meere und Schelfs unterteilt: Landschaften, Gebirge und Hochländer:
- Adelieland
- Amerikanisches Hochland
- Antarktische Halbinsel
- Antarktische Hochsee
- Grahamland
- Palmerland
- Byrd-Land (siehe Marie-Byrd-Land)
- Coatsland
- Dronning-Maud-Land
- Edith-Ronne-Land
- Ellsworthland
- Enderbyland
- Kaiser-Wilhelm-II.-Land mit Gaussberg
- Königin-Maud-Land
- Marie-Byrd-Land
- McMurdo-Sund
- Neuschwabenland
- Polarplateau
- Princess-Elisabeth-Land
- Prinz-Charles-Mountains
- Transantarktisches Gebirge
- Victorialand
- Wilkesland Inselwelt: Einige Inseln vor der Küste der Antarktis bzw. im Südpolarmeer:
- Alexander-I.-Insel
- Balleny-Inseln
- Berkner-Insel
- Elephant Island
- Ross-Insel
- Südgeorgien
- Südliche Orkneyinseln
- Südliche Shetlandinseln Gletscher: In den Randgebieten der Antarktis bewegen sich ihre Eismassen im Rahmen von zahlreichen Gletschern in Richtung der Küsten des Arktischen Ozeans; dazu zählen:
- Lambert-Gletscher - längster und größter Gletscher der Erde
- Beardmore Gletscher Schelfe: Im Bereich der Küsten der Antarktis - also unter anderen in den Buchten des Südpolarmeers - befinden sich die Eismassen der Schelfe, die unter anderen von den Gletschern gespeist werden; dazu zählen:
- Amery-Schelfeis
- Filchner-Ronne-Schelfeis
- Larsen-Schelfeis
- Riiser-Larsen-Schelfeis
- Ross-Schelfeis Meere: Die Antarktis ist umgeben vom Südlichen Ozean.
- Amundsensee
- Bellingshausensee
- Davissee
- Rossmeer
- Weddell-Meer

Ein Kontinent unter dem Eis

Das auffälligste Merkmal des antarktischen Kontinents ist die fast völlige Vereisung. Rund 90 % des irdischen Eises und 75 % der weltweiten Süßwasser-Reserven sind in der bis zu 4.500 m dicken Eisdecke enthalten. Im antarktischen Winter erstrecken sich die Schelfeisgebiete weit ins Meer, die Eisdecke erstreckt sich dabei auf ein Gebiet von bis zu 30 Millionen km². Nur etwa 280.000 km² des Kontinents sind eisfrei, was etwa 2,4 % der Gesamtfläche entspricht. Die mächtigsten Eisschichten liegen im Adelieland im Ostteil. Nur etwa 400 km von der Küste entfernt befindet sich ein tiefer subglazialer Graben, über dessen Grund sich das Eis 4.776 m erhebt. Die dünnsten Eisschichten findet man über den bis zu 3.500 m hohen subglazialen Gebirgen im Inneren des Kontinents.

Eisberge

Adelieland Typisch für die Antarktis sind gigantische Tafeleisberge, die regelmäßig vom Schelfeis abbrechen („kalben“) und auf dem Meer treibend Tausende Kilometer zurücklegen können. Es kann mehrere Jahre dauern, bis ein großer Eisberg vollständig geschmolzen ist; allerdings kann ein großer Eisberg leicht in mehrere kleine auseinander brechen, zum Beispiel durch differenzielle Meeresströmungen. Diese Langlebigkeit großer Eisberge lieferte auch die Grundlage futuristischer Vorhaben, Eisberge als Süßwasserspeicher mit Schleppern etwa nach Afrika zu transportieren. Am 30. April 1894 wurde mitten im Atlantischen Ozean bei 26° 30' S, 25° 40' W (südöstlich von Trindade) ein Eisberg gesichtet, die nördlichste Position eines antarktischen Eisberges, die je aufgezeichnet wurde.
- Siehe hierzu auch: A-38 und B-15

Erdgeschichtliche Entwicklung

Die Landflächen der Antarktis waren vor mehr als 170 Millionen Jahren Teil der Landmasse des Großkontinentes Gondwana und befanden sich in der Nähe des Äquators. Nach dem Auseinanderbrechen von Gondwana infolge der Kontinentaldrift wurde die Antarktis langsam nach Süden bewegt. Während der Kontinent zu Beginn des Tertiärs vor ca. 65 Millionen Jahren noch tropisch bis subtropisch war (und zu dem Zeitpunkt noch mit dem Australischen Kontinent eine gemeinsame Landmasse bildete), kam es infolge der Drift Richtung Süden zu einer fortschreitenden Abkühlung. Vor etwa 30 Millionen Jahren hatte sich der Kontinent dem Pol bereits so weit genähert, dass es erste nennenswerte Eisfelder gab. Vor ca. 25 Millionen Jahren an der Wende der erdgeschichtlichen Epochen von Oligozän und Miozän begann infolge der Öffnung der Drake-Passage zwischen der Antarktis und Südamerika und der dadurch ausgelösten Bildung des Zirkumpolarstroms eine verstärkte Vereisung, welche die bis dahin den Kontinent bedeckenden Wälder verdrängte, aber erst seit etwa fünf Millionen Jahren ist der Kontinent von einem dicken Eispanzer nahezu vollständig bedeckt.

Klima

Wälder Der antarktische Kontinent ist in aller Hinsicht ein klimatischer Extremfall. Von allen Erdteilen ist er
- der kälteste: Die inländische Jahresdurchschnittstemperatur liegt bei –55 Grad Celsius. Die Monatsmitteltemperaturen variieren aufgrund der Tageslänge – in der Polarnacht im antarktischen Winter scheint die Sonne gar nicht, im antarktischen Sommer hingegen 24 Stunden am Tag – auf dem Polarplateau zwischen –40 und –68 Grad Celsius, an der Küste zwischen ca. –18 Grad Celsius im Juni und einigen Grad über Null im wärmsten Monat Januar. Die tiefste jemals auf der Erde in der freien Natur gemessene Temperatur betrug –89,2 Grad Celsius und wurde am 21. Juli 1983 von der sowjetischen Wostok-Station auf dem Polarplateau, das häufig auch als Zentralplateau bezeichnet wird, aufgezeichnet.
- der niederschlagärmste: In der Regel handelt es sich bei den antarktischen Niederschlägen um Schnee. Im Jahresdurchschnitt sind das etwas über 40 l/m² im Inneren des Erdteils. Nach rein niederschlagsorientierten Definitionen sind also diese Gebiete eine Wüste (und zwar die größte der Welt). Zur Küste hin nimmt der Schneefall jedoch deutlich zu.
- der windigste: Die Pol-Lage und die vom Polarplateau zur Küste hin wehenden konstanten Fallwinde wirken bestimmend nicht nur auf den Kontinent selbst, sondern auch auf das angrenzende Polarmeer. Im Juli 1972 wurde bei der Dumont-d’Urville-Station eine Windgeschwindigkeit von 327 km/h (91 m/s) gemessen. Trotz der großen Kälte finden sich in der Antarktis eisfreie Zonen wie die Bunger-Oase. (vgl. Abschnitt Literatur)

Flora und Fauna

Abschnitt Literatur Die Antarktis ist umgeben von einer riesigen Packeiszone, in der sich eines der üppigsten Ökosysteme der Welt entwickelt hat. In den Meeren wimmelt es von riesigen Schwärmen antarktischen Krills (Euphausia superba und andere). Dieser Krill bildet den Beginn der Nahrungskette für die zahlreichen Meeres- und Landtiere, wie Fische, Wale, Kalmare, Seelöwen, Seehunde, Pinguine und zahlreiche Meeresvögel. Auf dem antarktischen Packeis brüten zwei Pinguinarten: Der Kaiserpinguin und der Adeliepinguin. Zu den auf dem antarktischen Kontinent brütenden Vögeln zählen jedoch auch 19 flugfähige Vogelarten wie beispielsweise der Königsalbatros sowie der Schneesturmvogel und der Silbersturmvogel, die beide zum Teil hundert Kilometer landeinwärts auf den auf dem antarktischen Kontinent liegenden Bergen brüten, die eisfrei hervorragen. Unter den Robben, die in der Antarktis an Land gehen, sind vor allem die Weddellrobbe, der Krabbenfresser und der Seeleopard erwähnenswert. Im Sommer kommen noch mehr als 100 Millionen Zugvögel hinzu, die auf dem Packeis und den vorgelagerten Inseln brüten. Es wurde abgeschätzt, dass allein die Wale des Südlichen Ozeans etwa 55 Millionen Tonnen Tintenfische fressen, das entspricht etwa drei Viertel der Menge des Fischfangs der weltweiten Fischereiflotten. Im Gegensatz zum vielfältigen Leben in den Ozeanen und an den Schelfeisrändern erscheinen die wenigen eisfreien Regionen, die auch als antarktische Oasen bezeichnet werden und die sich im Innern der Antarktis befinden, öde und leer, da hier kaum höher entwickelte Lebensformen vorgefunden werden. Stattdessen werden diese Gebiete vorwiegend von Mikroorganismen, Moosen und Flechten sowie einigen wirbellosen Tieren bevölkert. In der gesamten Antarktis gibt es nur zwei Blütenpflanzen: die Antarktische Schmiele (Deschampsia antarctica) und das Nelkengewächs Colobanthus quitensis. Durch den Menschen eingeschleppt wurden jedoch auch der Kriechende Hahnenfuß, die Wassersegge, die Rispengräser Poa annua und Poa pratensis sowie die Vogelmiere. Das größte dauerhaft landlebende Tier der Antarktis ist eine 12 Millimeter große, flügellose Zuckmückenart namens Belgica antarctica. Neben diversen Algen wurden mittlerweile mehr als 200 Flechtenarten, mehr als 100 Arten von Moosen und Lebermoosen sowie etwa 30 Macrofungi gefunden. Die Antarktis bildet ein eigenes Florenreich, das antarktische Florenreich. Es umfasst die Südinsel Neuseelands, den süd-westlichen Teil Patagoniens und den antarktischen Kontinent und beherbergt dreizehn unterschiedliche Pflanzengattungen, wie zum Beispiel die Südbuche (Nothafagus), Gunnera oder Fuchsia, von denen die meisten allerdings nicht in der Antarktis selbst beheimatet sind.

Artenvielfalt am Meeresboden

Auch der Meeresboden der Antarktis ist von einer Vielzahl von Tieren und Pflanzen bevölkert, vergleichbar mit der Vielfalt tropischer Riffe. Einige der Tiere sind schon hunderte von Jahren alt, was zuerst darauf schließen lässt, dass der antarktische Meerboden in diesen Zeiträumen nie größeren Veränderungen unterzogen war. Aber die Eisberge des antarktischen Eisschilds, die jährlich abbrechen und sich mit gewaltiger Kraft ins Meer schieben, pflügen den Meeresboden um. Mindestens fünf Prozent des Kontinentalsockels sind durch diesen Vorgang „vernarbt“. Dies bedeutet eine durchaus große Veränderung für die lokalen Lebensformen. Rutscht ein Eisberg ins Meer, gleitet er oft bis zu einen Kilometer über glatte Flächen, ohne im Grund steckenzubleiben. Auf seinem Weg zieht er lange Gräben im Boden, bis er an einer Erhebung zum Stehen kommt, die deshalb auch „Eisbergfriedhof“ genannt wird. Bei diesem Prozess und dem anschließenden Schmelzen wird dieser Bereich des Meeresbodens für Jahre geschädigt. Die Wiederbesiedlung des durchzogenen Bereichs beginnen Fische, gefolgt von Seesternen und Seeigeln. Mit der Rückkehr von Glasschwämmen als letzte „Pioniere“ stellt sich nach Jahrzehnten wieder ein Gleichgewicht ein. Dieser Vorgang wiederholt sich zum Beispiel am Eisbergfriedhof des südöstlichen Weddellmeers ungefähr alle 35 Jahre, im Bereich des Kontinentalsockels alle 230 Jahre. Obwohl die Eisberge auf kurze Sicht eine Katastrophe für die Flora und Fauna des Meeres sind, sorgen sie auf lange Sicht für eine größere Artenvielfalt, da nach jedem Durchpflügen auch andere Spezies die Gegend neu besiedeln und sich weiterentwickeln.

Bevölkerung

Die Antarktis hat keine eigene Bevölkerung im eigentlichen Sinne, in den über 80 Forschungsstationen leben jedoch im Sommer ca. 4.000 und im Winter ca. 1.000 Menschen, wobei die genaue Anzahl stark variiert. Allein auf der größten Station, McMurdo, lebten im Juli 2005 (also mitten im antarktischen Winter) 79 Frauen und 162 Männer. In der Antarktis wurden mindestens drei Kinder geboren: 1978 ein argentinischer Junge und 1986/1987 in der chilenischen Station ein Junge und ein Mädchen.

Forschungsstationen

Hauptartikel: Forschungsstationen in der Antarktis Im südlichen Bereich innerhalb des 60. Breitengrades existieren nach Angaben von COMNAP 82 Forschungsstationen, davon sind 37 Stationen ganzjährig und 36 Stationen nur in den Sommermonaten im Einsatz. Hervorzuheben sind hierbei die US-amerikanischen Stationen Palmer und McMurdo, deren Häfen die logistische Grundlage der meisten Aktivitäten in der Antarktis bilden, sowie die Amundsen-Scott-Südpolstation und aus deutscher Sicht die Neumayer-Station.

Forschung

Neumayer-Station]] Die gegenwärtigen Aktivitäten in der Antarktis liegen zum großen Teil in der Forschung. Der Grund hierfür liegt in den einzigartigen Möglichkeiten, die die Antarktis in vielen Forschungsbereichen bietet. Aufgrund der hohen Kosten durch die Abgeschiedenheit des Kontinents und des hierdurch entstehenden logistischen Aufwandes konzentriert man die Forschungen allerdings meist auf Forschungsbereiche, in denen der Standort Antarktis entweder zwingend erforderlich ist, wie zum Beispiel biologische und geologische Forschungen, oder für die bessere Bedingungen herrschen als an anderen Orten auf der Erde wie zum Beispiel astrophysikalische oder aeronomische Forschungen. Da bisher noch nicht absehbar ist, wie die Nutzung des antarktischen Kontinents in der Zukunft aussehen wird, bekräftigen viele Nationen durch ihre Präsenz mit wissenschaftlichen Stationen ihre gegenwärtigen oder zukünftigen Ansprüche auf die Ressourcen des Kontinents (siehe unter Politik).

Astrophysik

: (Hauptartikel: Geschichte der Astrophysik in der Antarktis) Im Laufe des 20. Jahrhunderts erkannte man die Möglichkeiten, die die Antarktis für astrophysikalische Untersuchungen bietet. 1912 entdeckte Frank Bickerton, ein Mitglied der Mawson-Expedition, zufällig den ersten Meteoriten in der Antarktis. Seit 1969 wird systematisch nach Meteoriten gesucht, da die Antarktismeteoriten sehr gut konserviert sind und nur geringe Verwitterungsspuren zeigen. Seit den 1950ern werden Detektoren für kosmische Strahlung betrieben, seit den 1980ern untersucht und nutzt man den Standort auch vermehrt für die Infrarot-, Submillimeter-, Radio- und Neutrinoastronomie.

Biologie

Die Antarktis beherbergt Ökosysteme, die einzigartig auf der Erde sind. Zum einen liegen sehr extreme Umweltbedingungen vor, zum anderen ist die Region – durch Ersteres bedingt – noch weitgehend frei von menschlichen Einflüssen. Ein ungewöhnliches und zugleich sehr einfaches Ökosystem liegt in den Trockentälern nahe der McMurdo-Station vor, das vorwiegend von Mikroorganismen, Moosen und Flechten und einigen wirbellosen Tieren bevölkert wird. Durch die wenigen vorkommenden Organismen können die Zusammenhänge und gegenseitigen Beziehungen sowie ihre Anpassung an die extremen Lebensbedingungen sehr umfassend untersucht werden. Überraschenderweise stellte man fest, dass sich das Leben nicht nur auf die wenigen eisfreien Regionen beschränkt, sondern auch an unerwarteten Stellen nachgewiesen werden kann. In den Trockentälern wurden zum Beispiel Algen und Flechten gefunden, die innerhalb von Sandsteinfelsen leben. Selbst in den Weiten des antarktischen Eispanzers wurden in kleineren Eisspalten und Schmelzwasserseen auf den Gletschern verschiedene Algen und andere Organismen gefunden. Im Gegensatz zum Land ist der Ozean reich an Leben. Hier interessiert die Forscher vor allem die Anpassung der Organismen an die niedrigen Temperaturen.

Geologie

Sandstein Über die gesamte antarktische Halbinsel zieht sich ein Gürtel von immer noch aktiven Vulkanen, darunter der fast 3.800 m hohe Mount Erebus. Antarktika setzt sich aus zwei Kontinentalplatten zusammen, der flächenmäßig weitaus größeren antarktischen Platte, die heute größtenteils von der Inlandeisplatte bedeckt ist, und einer kleineren, die hauptsächlich den westlichen Teil des Kontinents und die Antarktische Halbinsel einnimmt. Die intensive Untersuchung der Seymourinsel am Ausläufer der Halbinsel ergab reichhaltige Fossilienfunde, die auf gemäßigtere Zonen hinweisen. Diese Funde belegen, dass sich die Erdteile im Laufe der Zeit verschoben haben, und stützen damit Alfred Wegeners Modell der Kontinentaldrift (s.a. Abschnitt Erdgeschichtliche Entwicklung).

Glaziologie

Der antarktische Eisschild bedeckt nahezu den gesamten Kontinent und enthält etwa 75 % der Süßwasserreserven der Erde. Die Glaziologie untersucht die Struktur, die Geschichte und die interne Dynamik des Eispanzers. Das Ziel der Untersuchungen liegt im Verständnis der zukünftigen Entwicklung der Antarktis und des Einflusses möglicher Veränderungen auf das Weltklima. Die wichtigsten Erkenntnisse werden hierbei aus der Untersuchung von Eisbohrkernen gewonnen.

Klimatologie

Die von den Glaziologen gewonnenen Eisbohrkerne bilden auch für die Klimatologen eine wichtige Informationsquelle, da aus ihren Zusammensetzungen und ihren Schichtenaufbauten Rückschlüsse über die Klimageschichte der Erde gezogen werden können. Diese Eisarchive reichen weiter in die Erdgeschichte zurück als an jedem anderen Ort der Erde. Zugleich liefern sie komplementäre Informationen zu den Eisbohrkernen der Nordhalbkugel, wie z.B. aus Grönland, da durch die große räumliche Distanz der Probenentnahme regionale Unterschiede identifiziert werden können. Weiterführende Informationen zu einem Klimaforschungsprojekt findet man im Artikel des Cape-Roberts-Bohrprojekts.

Medizin

Das Personal der Antarktisstationen wird nach strengen medizinischen und psychologischen Kriterien ausgewählt, da die Stationen meist über längere Zeit von der Außenwelt isoliert sind. Die medizinische und psychologische Beobachtung der Wissenschaftler bietet einzigartige Möglichkeiten, u.a. zur Untersuchung des Einflusses des Tag-/Nachtrhythmus, der Ernährung und des psychischen Wohlbefindens von kleinen Gruppen unter hohem Stress.

Meteorologie

Die Antarktis spielt für das Wetter der Südhalbkugel eine wichtige Rolle, deshalb werden auf dem Kontinent umfangreiche meteorologische Untersuchungen durchgeführt. Diese Untersuchungen werden seit den 1950ern an die Anrainerstaaten weitergegeben, da sie eine große Bedeutung in der Wettervorhersage einnehmen. Auch aeronomische Untersuchungen, das heißt Untersuchungen der höheren Schichten der Erdatmosphäre, vor allem der Stratosphäre, haben im ausgehenden 20. Jahrhundert an Bedeutung gewonnen. Den Schwerpunkt bilden hier Forschungen über das Ozonloch, das 1985 erstmals nachgewiesen werden konnte.

Ozeanografie

Der Südliche Ozean untergliedert sich in seiner Tiefenstruktur in drei Bereiche, das antarktische Oberflächenwasser, das zirkumpolare Tiefenwasser und eine darunter liegende stationäre Schicht. Im Bereich des Kontinentalschelfs sind hingegen nur zwei Bereiche unterscheidbar, über einer leicht modifizierten Schicht des zirkumpolaren Tiefenwassers liegt eine Schicht Schelfwasser. Das zirkumpolare Tiefenwasser ist in das weltumspannende Zirkulationssystem der Ozeane eingebunden, so dass der Region eine große Rolle im globalen Wärmehaushalt zukommt. Eine wesentliche Rolle spielen dabei die vertikalen Zirkulationsströme, die einen Austausch zwischen dem Tiefen- und Oberflächenwasser bewirken. Dies führt dazu, dass zum einen das Tiefenwasser durch Wärmeabgabe an die viel kältere Atmosphäre abkühlt, zum anderen aber auch mit Kohlendioxid und Sauerstoff aus der Luft angereichert wird. Etwa 1.500 Kilometer vor den Küsten findet man mit der antarktischen Konvergenz eine stabile Strömung, den antarktischen Zirkumpolarstrom, die den Kontinent ostwärts umspült. Diese Strömung trennt das kalte antarktische Wasser von den wärmeren nördlicheren Ozeanen und sorgt dadurch für eine effektive Wärmeisolation der Antarktis, die wesentlich zu den extrem niedrigen Temperaturen des Kontinents beiträgt.

Infrastruktur

Die Entlegenheit der Antarktis und die extremen Klimaverhältnisse bedingen, dass Antarktika im Verhältnis zu ihrer Größe die bei weitem schwächste Versorgung mit Infrastruktur aller Kontinente aufweist. Unter Berücksichtigung der überaus niedrigen Bevölkerungszahl (max. rund 4.000) und der extrem niedrigen Bevölkerungsdichte (0,0001-0,0003 Einwohner/km²) ist die Kommunikations- und Verkehrsinfrastruktur aber dennoch relativ leistungsfähig, wenn auch mit enormem technischem Aufwand. Stark eingeschränkt ist aber etwa die Gesundheitsversorgung für die Bewohner: So gibt es den ganzen Winter über in der Antarktis keinen Zahnarzt.

Kommunikation

Von militärischen Kommunikationswegen und Amateurfunk abgesehen ist das Iridium-System nutzbar. Bis 2009 soll ein 1.700 km langes Glasfaserkabel zur Internetanbindung auf dem Polarplateau zwischen der Südpolstation und der ganzjährig besetzten Dome C-Station fertig gestellt sein, bei der bereits eine Anbindung an die geostationären Kommunikationssatelliten besteht.

Transport

Die US-amerikanische Marine unterhält zwei Seehäfen, McMurdo und Palmer, deren Nutzung jedoch durch die US-amerikanische Regierung stark reglementiert ist. Die Versorgung der Festlandstationen wird überwiegend von Lockheed C-130 Hercules-Flugzeugen der New York Air National Guard übernommen. 27 Stationen besitzen Flughäfen und/oder Hubschrauberlandeplätze, eine Landebahn ist länger als drei Kilometer und sechs weitere sind zwischen zwei und drei Kilometer lang. Die Nutzung dieser Einrichtungen muss ebenfalls im Vorfeld von den betreffenden Regierungen genehmigt werden. Weblinks: [http://www.worldaerodata.com/countries/Antarctica.php Liste der Flughäfen] (englisch)

Politik

:(Hauptartikel: Politischer Status der Antarktis) Weit entfernt von den Welthandelsrouten, unwirtlich und lebensfeindlich, ist die Antarktis von der Kolonialisierung des 19. und frühen 20. Jahrhunderts verschont geblieben. Auch die Staaten, die klassische Territorialansprüche geltend machen, mussten sich eingestehen, dass die tatsächliche Durchsetzung derartiger Ansprüche schlichtweg unrealistisch ist. Auf Initiative des Geophysikalischen Jahres 1957/58 hin wurde daher eine Form der internationalen Zusammenarbeit gefunden, die ebenso einmalig ist wie die Antarktis selbst. Auf der Grundlage des Antarktisvertrags von 1959 hat sich das Antarktische Vertragssystem entwickelt, das unabhängig von der UNO ist und die Antarktis von wirtschaftlicher Ausbeutung und militärischer Nutzung freistellt. Auf dem Höhepunkt des Kalten Krieges wurde ein internationales Vertragswerk geschaffen, das heute eine Schlüsselstellung in der internationalen Umweltpolitik inne hat.

Wirtschaft

Ein vollständig ausgebildetes Wirtschaftssystem existiert in der Antarktis nicht. Wichtigster Wirtschaftszweig ist die Forschung, die auch die Grundlage für die meisten anderen Arbeitsplätze in der Antarktis bildet. Größter Arbeitgeber in der Antarktis ist die für die US-Stationen zuständige [http://www.polar.org/ Raytheon Polar Services Company].

Währung

Eine Besonderheit der Antarktis ist der antarktische Dollar. Er ist jedoch keine offizielle Währung, sondern lediglich eine 1996 herausgegebene Sammlerserie von selbst kreierten Banknoten des Antarctica Overseas Exchange Office. Mit einem Großteil des Erlöses wurden Forschungsprojekte in der Antarktis unterstützt.

Bodenschätze

Es wurden Lagerstätten von Eisenerz, Chrom, Kupfer, Gold, Nickel, Platin und anderer Mineralien sowie Kohle, Erdöl und Erdgas gefunden, der Antarktisvertrag verbietet jedoch bisher die wirtschaftliche Nutzung der Antarktis. Der Vertrag der 44 Nationen wird 2041 auslaufen.

Fischerei

In den reichen antarktischen Fischgründen wurden in der Saison 1998/99 offiziell knapp 120.000 Tonnen, durch illegalen Fischfang jedoch schätzungsweise das Fünffache, gefangen. 1998 wurden von der