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Fotografische Platte

Fotografische Platte

Als Fotoplatte bezeichnet man eine mit einer Fotoemulsion beschichtete Platte aus Glas.

Geschichte und Entwicklung

Glas war das erste verfügbare Trägermaterial für Fotoemulsionen. Erst mit der Erfindung des Zelluloids wurde die Herstellung von fotografischen Filmen möglich. Fotofilme sind leichter, und lassen sich, z.B. als Rollfilm, wesentlich besser handhaben als Fotoplatten. So wurde die Fotoplatte fast von allen Gebieten der Fotografie verdrängt. Nur dort, wo die Vorteile der Fotoplatte
- Formstabilität
- Widerstandsfähigkeit gegen Umwelteinflüsse
- Ebenheit von besonderer Bedeutung sind, wurde sie auch weiterhin genutzt.

Astrofotografie

In der Astrofotografie ermöglichen es Fotoplatten, Aufnahmen größerer Felder des Sternhimmels exakt auszumessen. Über eines der weltweit größten Fotoplatten-Archive verfügt die von Cuno Hoffmeister gegründete Sternwarte in Sonneberg. Im Rahmen des Sonneberger Felderplans wurden bisher mehr als 11.000 veränderliche Sterne auf Fotoplatten entdeckt. Durch die Verfügbarkeit immer größerer CCDs verlieren Fotoplatten in der Astronomie allerdings an Bedeutung. Auch als Detektoren in Massenspektrometern wurden sie benutzt. Dort detektierten sie allerdings keine Photonen, sondern Ionen. Bei dieser Anwendung wurden sie bereits von anderen Detektoren wie Sekundärelektronen-Vervielfacher und Faraday-Auffänger verdrängt.

Literatur

- Peter Kroll, Constanze La Dous, Hans-Jürgen Bräuer: Treasure Hunting in Astronomical Plate Archives. (Proceedings of the international Workshop held at Sonneberg Observatory, March 4 to 6, 1999.) Verlag Herri Deutsch, Frankfurt am Main (1999), ISBN 3817115997

Weblinks

- [http://www.bela1996.de/astronomy/sonneberg.html Experimente mit Plattenscans aus Sonneberg] (von Béla Hassforther) Kategorie:Fototechnik Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie

Fotoemulsion

Als Fotoemulsion wird eine dünne lichtempfindliche Schicht bezeichnet, mit der verschiedene Trägermaterialien, wie Glas und Folien aus Zellulose oder Polyestern, beschichtet werden. Die lichtempfindliche Fotoemulsion bildet die Grundlage für alle fotografischen Filme und Platten.

Aufbau und Zusammensetzung

Bei der "Fotoemulsion" handelt es sich eigentlich um keine Emulsion. Die lichtempfindliche Schicht ist vielmehr eine Suspension, denn es handelt sich um eine Aufschlämmung fein verteilter Kristalle in Gelatine, also einem Gel. Trotzdem hat sich der Begriff Fotoemulsion eingebürgert. Fotoemulsionen bestehen aus Gelatine mit den eingebetteten Halogeniden Silberchlorid, Silberbromid oder Silberiodid. Die Halogenide entstehen aus Umsetzungen mit Kochsalz (Natriumchlorid (NaCl), Kaliumbromid (KBr) und Kaliumiodid (KI). Silberhalogenide bilden Kristallgitter, in denen die Elemente geladen vorliegen (Ag+, Cl-) = Ionengitter. Theoretisch ist dabei jedes Silberatom von sechs Chloratomen (analog zu Brom- und Iod-) umgeben und jedes Chloratom von sechs Silberatomen. In der Praxis ist es jedoch so, dass zumindest einige der Silberionen, so genannte Zwischengitter-Silberionen, ihren Platz verlassen und sich im Kristall bewegen. Diese Ionen spielen eine wichtige Rolle bei der weiteren Entstehungsgeschichte eines Bildes. Silberhalogenide sind lichtempfindlich, wobei die Empfindlichkeit vom Iodid über das Bromid zum Chlorid abnimmt. Sie sind jedoch nur für blaues und UV-Licht empfindlich. Auf andere Wellenlängen reagieren sie nicht. Daher müssen sie spektral sensibilisiert werden. Dabei werden sie mit Farbstoffmolekülen ummantelt, welche die Lichtquanten einfangen und Elektronen in Richtung Kristall liefern. Beim Auftreffen eines solchen Elektrons (Fotoelektron) auf ein Zwischengitter-Silberion vereinigen sich beide zum Silberatom, trennen sich aber sofort wieder. Bei der chemischen Reifung der Emulsion entstehen jedoch Ag2-Reifungskeime. Trifft das Elektron in der Nähe eines solchen Reifungskeimes auf ein Zwischengitter-Silberion, findet die Trennung nicht statt. Das entstandene Silberatom lagert sich an den Ag2-Keim an, wodurch ein Ag3-Cluster entsteht. Wiederholt sich dieser Vorgang ein weiteres Mal, entsteht ein langzeitstabiler und entwickelbarer Ag4-Cluster. Somit ist ein Latentbild entstanden. Alle ausreichend belichteten Kristalle werden somit zu metallischem Silber. Die nicht belichteten Kristalle werden später beim Fixieren aus der Schicht herausgewaschen, welche dann stabilisiert wird. Dadurch entsteht das Negativ. Bei Farb- und Umkehrfilmen sorgt eine kompliziertere Schichtenfolge bzw. Entwicklung für die gewünschten Effekte.

Orthochromatische Emulsion

Eine orthochromatische Emulsion ist empfindlich für Licht jeder Wellenlänge des sichtbaren elektromagnetischen Spektrums (zzgl. Ultraviolett) außer für die Farbe Rot. In der Frühzeit der Fotografie war damit beschichtetes Aufnahmematerial die Regel, weshalb insbesondere die menschlichen Hauttöne bei alten Fotografien oft recht seltsam anmuten. Um diesen Effekt zu mildern, mussten die zu portraitierenden Personen bisweilen eine umfangreiche Schminkprozedur über sich ergehen lassen. Orthochromatische bzw. nichtsensiblisierte Filme und Papiere werden meist dort eingesetzt, wo ohnehin durchgängig schwarzweiß gearbeitet wird (z. B. Schwarzweiß-Vergrößerung vom Schwarzweiß-Negativ) bzw. die Wandlung der Farbtöne in visuell stimmige Graustufen unkritisch ist, etwa in vielen Bereichen der Reprofotografie.

Panchromatische Emulsion

Eine panchromatische Emulsion ist lichtempfindlich für Licht jeder Farbe bzw. jeder Wellenlänge des sichtbaren elektromagnetischen Spektrums. Die spektrale Empfindlichkeit reicht über den gesamten sichtbaren Bereich von 400 bis 700 nm. Dies wird bei der Herstellung der Emulsion durch Beimischung spezieller lichtabsorbierender Substanzen erreicht (Sensibilisierung). Panchromatische Filme zeichnen sich durch eine tonwertrichtige Wiedergabe der Farben aus: Die Wahrnehmung der Graustufen entspricht dem Helligkeitseindruck des Auges. Schwarzweiß-Filme für den Einsatz in der bildhaften Fotografie sind daher heutzutage fast ausnahmslos panchromatisch sensibilisiert. Zur Herstellung farbwertrichtiger Schwarzweiß-Abzüge von Farbnegativen stehen einige wenige Fotopapiere mit panchromatischer Emulsion zur Verfügung (z. B. Kodak Panalure). Diese können natürlich – ebenso wie ein normaler Pan-Negativfilm – nicht mit der üblichen roten Dunkelkammer-Beleuchtung eingesetzt werden. Allerdings gibt es für die Dunkelkammer Material mit verminderter Empfindlichkeit im Bereich der Natriumlinien (etwa 589 nm), so dass bei begrenzter Expositionsdauer eine schwache Natriumdampflampe zur Beleuchtung eingesetzt werden kann.

Siehe auch

- Aufnahmeformat
- Konfektionierung
- Panchromatische Emulsion Kategorie:Fototechnik

Fotografischer Film

In der Fotografie versteht man unter einem Film (abgeleitet von der ursprünglichen Bedeutung des Begriffs Film als einer dünnen Schicht auf einem anderen Material) das lichtempfindliche Aufnahmemedium eines Fotoapparates oder einer Filmkamera. Ursprünglich meinte man mit Film nur die dünne Schicht einer Fotoemulsion, mit der die Oberfläche einer Fotoplatte überzogen wurde. Mit der Erfindung des Zelluloids fand ein Bedeutungswandel statt. Heute versteht man unter Film auch eine, mit einer Fotoemulsion beschichtete, transparente Folie aus Tri-Acetat oder Polyester. Meistens wird ein an beiden Seiten perforierter Filmstreifen, der in einer Filmpatrone aufgewickelt ist, verwendet.

Entwicklung

Nach der Belichtung des Films in der Kamera muss der Film noch entwickelt werden. Dies geschieht heutzutage in einem standardisierten Prozess. Beim Entwickeln werden belichtete Stellen sichtbar gemacht. Sie bilden Entwicklungskeime, die durch den Entwicklungsprozess verstärkt werden. Belichtete Stellen erscheinen umso dunkler, je stärker die Belichtung war. Es entsteht also dabei ein Negativ. Beim Umkehrfilm, der zum Beispiel für Diapositive genommen wird, wird zunächst ebenfalls eine Negativentwicklung durchgeführt. Anschließend werden die belichteten Stellen ausgewaschen (zum Beispiel bei Schwarz-Weiß-Film das entwickelte Silber entfernt). Dann erfolgt eine Nachbelichtung. Da jetzt nur noch Farbstoff vorhanden ist, der vorher nicht belichtet war, entsteht ein Positivbild. Nach dem Entwickeln muss der Film fixiert werden. Das geschieht in einem Fixierbad. Das Fixieren entfernt die restlichen lichtempfindlichen Substanzen und verhindert eine Nachdunklung des Bildes. Durch anschließendes Wässern werden die Reste der chemischen Substanzen des Fixierbades entfernt.

Positiv und Negativ

Man unterscheidet Nach der Art der Farben
- Farbfilm
- Schwarz-Weiß-Film
- Spezialfilme: z.B. für Infrarot-Aufnahmen oder Kunstlichtfilm Nach der Art der Verarbeitung des Lichtes
- Negativfilm :Bei einem Negativfilm sind alle Farben umgekehrt, beispielsweise ist bei Schwarz-Weiß-Negativfilmen Weiß Schwarz und Schwarz Weiß, die entsprechenden Grauwerte werden entsprechend umgesetzt. :Bei Farbfilmen werden Komplementärfarben dargestellt, dabei gibt es aber einen zusätzlichen Grundfarbton des Filmes. :Die Umkehrung wird erst durch Kopieren des Films auf das lichtempfindliche Fotopapier, einen anderen Film oder ein elektronisches Medium rückgängig gemacht.
- Umkehrfilm (Diapositivfilm) :Beim Dia-Positiv-Film werden auf dem Film die Farben nach dem Entwicklungsprozess so wie in der Natur dargestellt. :Schwarz-Weiß-Filme können durch ein spezielles Entwicklungsverfahren zu einem Dia "umkehrentwickelt" werden. Der einzige Film, für den dies kommerziell angeboten wird, ist der Agfa Scala. :Schwarz-Weiß-Filme können für unterschiedliche Farben unterschiedlich sensibilisiert (empfindlich) sein. Davon - sowie von Filtern - hängt die Umsetzung der Farben in Graustufen ab. Orthochromatische Filme sind relativ unemfindlich für rotes Licht, panchromatische Filme sind auch für rotes Licht empfindlich und geben die Helligkeitsstufen richtig wieder.

Konfektionierungen

Konfektionierung Filme gibt es in unterschiedlichen Größen des Aufnahmeformats und gegebenenfalls in unterschiedlichen Längen; dabei werden eine Reihe von Konfektionierungen von fotografischen Filmen unterschieden. Gängige Formate sind der 35-mm-Film (Kleinbildfilm) mit einem Negativ/Diaformat von 24x36 mm für meist 12, 24 oder 36 Aufnahmen und Mittelformat mit Negativ/Diaformaten von typischerweise 4,5x6 cm, 6x6 cm oder 6x9 cm und der APS-Film. Über dem Mittelformat liegen Großformatkameras, die aber nicht mit gerolltem Film, sondern mit einzelnen Filmplatten beschickt werden. Verbreitete Filmformate sind:
- 70-mm-Film (Kinofilm; in der Fotografie: Mittelformat-Rollfilm),
- 35-mm-Film (Kinofilm; in der Fotografie: Kleinbild- und Halbformat-Rollfilm),
- 16-mm-Film (Kinofilm: Schmalfilm; in der Fotografie: Halbformat- und Kleinstbildfilm),
- 9,5-mm-Film (Kinofilm: Schmalfilm) und
- 8-mm-Film (Kinofilm: Schmalfilm)

Empfindlichkeit

Die Filme sind in verschiedenen Lichtempfindlichkeiten (sog. Filmempfindlichkeit) erhältlich. Mit steigender Empfindlichkeit geht dabei die Auflösung des Films zurück, da die lichtempfindlichen Kristalle immer größer werden und am Ende als so genanntes Korn auch auf dem Foto sichtbar werden können. Höher empfindliche Filme haben eine schlechtere Farbtreue und Einbußen beim Kontrastumfang. Außerdem steigt mit der Empfindlichkeit auch der Preis. Die Empfindlichkeit wird im allgemeinen in DIN und ASA angegeben. Bei den DIN Angaben wird eine logarithmische Skala zu Grunde gelegt. Eine um 3 höhere Zahl bedeutet eine Verdopplung der Empfindlichkeit. Bei ASA wird eine lineare Skala zu Grunde gelegt. Standard ist heute (2004) bei Farbfilmen eine Empfindlichkeit von 24 DIN / 200 ASA. Diafilme liegen üblicherweise bei 21 DIN / 100 ASA. Die meisten 200 ASA Diafilme sind überschichtete 400 ASA Filme, so dass sich ihr Kauf optisch und finanziell nicht lohnt. Seit einigen Jahren ist die Angabe der Filmempfindlichkeit international in der Norm ISO 5800 standardisiert.

Auflösungsvermögen

Das Auflösungsvermögen fotografischer Filme wird nicht - wie bei Digitalkameras - in Pixelzahlen angegeben, sondern in noch auflösbaren "Linien pro mm". Qualitativ spricht man auch von grobkörnigen und feinkörnigen Filmen. Es hängt von vielen Eigenschaften des Films ab, insbesondere von der Empfindlichkeit des Filmmaterials; dabei gilt im allgemeinen, dass ein hochempfindlicher Film grobkörniger ist. Handelsübliche Kleinbildfilme haben ein Auflösungsvermögen von 40 bis maximal 150 Linien pro mm. Beispielsweise gibt die Firma Agfa für den Farbfilm "Agfa Vista 800" mit 800 ASA ein Auflösungsvermögen von 40 Linien pro mm an, bei einem Kontrast von 1,6:1 und 115 Linien pro mm bei einem hohen Kontrast von 1000:1. Dagegen werden bei dem für professionelle Fotografie entwickelten Farbfilm-Film "Agfacolor Optima 100" mit 100 ASA 50 bzw. 140 Linien pro mm angegeben.

Vergleich mit Digitalkameras

Da sich digitale und analoge Aufnahmeverfahren grundsätzlich unterscheiden, fällt ein Vergleich nicht leicht. Setzt man "Linien pro mm" mit "Pixel pro mm" gleich, dann erhält man bei dem Kleinbildformat von 24x36 mm eine Gesamtauflösung von 1,3 Megapixel bis ca. 20 Megapixel. Allerdings kann man auch argumentieren, dass zum Auflösen einer Linie zwei Pixel notwendig sind. Somit erreicht ein Kleinbildfilm immerhin das vierfache Pixeläquivalent von 5,2 bis 80 Megapixel. Andererseits wird man in der Praxis kaum einen Kontrast von 1000:1 erreichen, so dass die Auflösung eher bei 5,2 Megapixel als bei 80 Megapixel liegt. Darüber hinaus gibt es Filme auch in deutlich größeren Formaten: So erreicht eine Großformatkamera mit 18 x 24 cm (die 50-fache Fläche eines Kleinbildfilms!) auch die 50-fache Pixelzahl. Dies liegt jenseits der 100 Megapixel und jeder kommerziell erhältlichen Digitalkamera.

Kinofilm

Wenn der Film in der (Film)Kamera ausreichend schnell bewegt wird, kann er zur Aufnahme bewegter Bilder verwendet werden. Daraus entstand der Kinofilm.

Siehe auch

- Themenliste Film
- Farbe
- Digitalfotografie
- Video
- Mikrofilm
- Fotoplatte Kategorie:Fototechnik ja:フィルム ko:필름 th:ฟิล์ม

Astrofotografie

Die Astrofotografie ist ein Spezialgebiet der Fotografie, die Himmelskörper des sichtbaren Universums abbildet und dauerhaft auf verschiedenen Medien (fotografisch oder elektronisch) speichert.

Allgemeines

Mit ihrer Hilfe kann man insbesondere Objekte darstellen, die zu lichtschwach für visuelle Beobachtung sind. Die Gegenstände der Astrofotografie reichen von den Körpern des Sonnensystems über Objekte in unserer Milchstraße bis zu Galaxien und Galaxienhaufen. Astrografen ermöglichen es, auf Fotoplatten große Felder des Sternhimmels zu erfassen und insbesondere die Helligkeiten vieler Sterne exakt auszumessen (für anspruchsvolle Positionsbestimmungen ist Astrofotografie nicht geeignet). Über eines der weltweit größten Fotoplatten-Archive verfügt die von Cuno Hoffmeister gegründete Sternwarte in Sonneberg. Es umfasst über 277.000 Himmelsaufnahmen, die das astronomische Geschehen im Bereich der nördlichen Milchstraße über nahezu 70 Jahre dokumentieren und auf denen bisher mehr als 11.000 veränderliche Sterne entdeckt wurden. 1948 wurde auf dem Mount Palomar die 48-Zoll-Schmidt-Kamera (heute Oschin Telescope genannt) in Betrieb genommen. Mit diesem Gerät wurde der POSS durchgeführt, die wohl wichtigste Himmelsdurchmusterung der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts. Das Archiv des Harvard-College-Observatoriums umfasst über 500.000 astrofotografische Platten aus der Zeit von 1885 bis 1989. 1965 begann dort mit dem Harvard Sky Patrol Program ein Vorhaben, für das Sonneberg das Vorbild darstellte: eine möglichst lückenlose Dokumentation der Veränderungen am Sternhimmel. Für diesen Zweck wurden sechs eigens hierfür konstruierte Astrografen (nach dem Sponsor „Damon-Cameras“ genannt) eingesetzt, die auf 20x25-cm-Platten 30x40° Gesichtsfeld in drei definierten Farben erfassten. Das Ziel war, über Jahrzehnte hinweg einheitliche und damit vergleichbare Aufnahmen zu gewinnen und zu archivieren. Dieses Programm wurde im Jahr 1989 abgebrochen. Die Astrofotografie stellt hohe Anforderungen an die Optik sowie (angesichts der im Allgemeinen langen Belichtungszeiten) an den Teleskopantrieb. Werden diese erfüllt - heute meist mit elektronischer Steuerung - so lassen sich lang belichtete Aufnahmen extrem lichtschwacher Objekte, wie ferne Galaxien oder feine Gasnebel, gewinnen. fast alle dieser Objekte wären ohne die Astrofotografie unsichtbar.

Geschichte

Bereits Monate vor der Veröffentlichung seines fotografischen Verfahrens (1838) soll Louis Daguerre eine Aufnahme vom Mond gemacht haben - dies wäre die erste Astrofotografie der Welt. 1840 fotografierte John William Draper den Mond, 1843 nahm er das erste Spektrogramm der Sonne auf. Im April 1845 gelang Leon Foucault und Armand Fizeau das erste Sonnenfoto; auf ihrer Daguerreotypie mit 12 cm Durchmesser waren Sonnenflecken klar erkennbar. 1850 wurde am Harvard College Observatory von J. A. Whipple erstmals ein Fixstern - die Vega - aufgenommen; die Mechanik des verwendeten Teleskops war jedoch für die Belichtungszeit von 100 Sekunden nicht präzise genug. Nach Verbesserungen gelang 1857 eine gute Aufnahme des Doppelsternsystems Alkor und Mizar - nunmehr mittels Kollodiumplatte – die sich zu einer präzisen Bestimmung der relativen Positionen nutzen ließ. Anlässlich der Sonnenfinsternis im Juli 1860 konnte mittels fotografischer Aufnahmen die Frage geklärt werden, ob Protuberanzen tatsächlich Sonnenausbrüche darstellen. 1872 konnte Henry Draper das erste Spektrum eines Fixsterns - wiederum war es die Vega - aufzeichnen. Pierre Janssen machte 1874 Fotos vom Venus-Durchgang; auf seinen Aufnahmen war erstmals die Granulation der Sonnenoberfläche zu erkennen. Am 22. Dezember 1891 fand Max Wolf als erster Astronom einen Kleinplaneten mit fotografischen Methoden. 1880 gelang Henry Draper erstmals eine Aufnahme (Bromsilber) von einem Gasnebel in der Milchstraße: es war der Orionnebel. 1884 folgte mit dem Andromedanebel (A. A. Common) die erste Galaxie; 15 Jahre später nahm Julius Scheiner in Potsdam das erste Spektrum dieses Objektes auf. Mit der ständigen Verbesserung des Aufnahmematerials gewann der Gedanke an Boden, Himmelsatlanten mittels Astrofotografie zu erstellen. Damit würde man die Grenzhelligkeit, die etwa bei der Bonner Durchmusterung noch 9-9,5 betragen hatte) erheblich steigern können. Das umfangreichste dieser Vorhaben war die Carte du Ciel unter der Führung des Observatoriums von Paris, das um 1880 begonnen, aber nicht zu Ende geführt wurde. 1905 nahm Barnard auf dem Mount Wilson in Kalifornien (noch vor der Fertigstellung des 60-Zoll-Spiegels) 480 Fotos von Milchstraßenregionen auf, die unser Verständnis vom Aufbau der Milchstraße revolutionierten. Die Aufnahmen, die knapp 20 Jahre später mit dem 100-Zoll-Teleskop von den Außenbezirken des Andromedanebels gemacht wurden, revolutionierten dann unsere Vorstellung von der Struktur des Kosmos. Durch die Verfügbarkeit immer größerer CCDs haben Fotoplatten (auch weil ihre Produktion ausläuft) in der Astronomie seit dem letzten Jahrzehnt des 20. Jahrhunderts keine praktische Bedeutung mehr.

Amateurastrofotografie

In der Amateurastronomie werden neben analogen Kameras digitale Kameras (meist auf CMOS-Basis), CCD-Kameras, spezielle Videokameras und häufig auch Webcams eingesetzt. Astrofotografie ist bereits mit einer einfachen, ruhenden Kamera möglich. Damit bei derartigen Aufnahmen keine Strichspuraufnahmen entstehen, gilt - bei mittlerer Deklination - als Faustformel für die maximale Belichtungszeit (t) in Sekunden:

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Weblinks

- [http://stw-serv.stw.tu-ilmenau.de/science/plate/index_E.html Sonneberger Fotoplatten Archiv (Sternwarte Sonneberg)]
- [http://www.bela1996.de/astronomy/sonneberg.html Experimente mit Plattenscans aus Sonneberg] (von Béla Hassforther)
- [http://www.astrofoto.net/afoto/kurs/afotov02.htm Grundlagen für den Einstieg in die Astrofotografie]
- [http://www.library.gatech.edu/barnard/ Exzellente Astrofotos von E. E. Barnard von 1905] Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie Kategorie:Fotopraxis Kategorie:Fototechnik

Cuno Hoffmeister

Cuno Hoffmeister (
- 2. Februar 1892 in Sonneberg, † 2. Januar 1968 in Sonneberg) war ein deutscher Astronom und Geophysiker. Sein hauptsächliches Forschungsgebiet waren die veränderlichen Sterne. Er hat mehr als ein Viertel der heute bekannten veränderlichen Sterne entdeckt. Dazu gründete er Mitte der 1920er Jahre die Sternwarte Sonneberg und entwickelte die Langzeit-Forschungsprogramme "Sonneberger Felderplan" (Field patrol) und "Sonneberger Himmelsüberwachung" (Sky patrol) zur Beobachtung und fotografischen Überwachung und Erforschung der veränderlichen Sterne, Meteore und extragalaktischer Objekte. Unter seiner Leitung wurde die Sternwarte in Sonneberg bis Ende der 1960er Jahre zum weltweit führenden Institut auf diesem Spezialgebiet der Astronomie.

Leben

Cuno Hoffmeister wurde in Sonneberg im Herzogtum Sachsen-Meiningen als Sohn eines Spielwarenfabrikanten geboren. Schon als Kind faszinierten ihn die Sterne und als er im 13. Lebensjahr ein Teleskop geschenkt bekommen hatte, begann er die Vorgänge am Nachthimmel genauer zu beobachten. Das Abitur und ein naturwissenschaftliches Studium blieben ihm jedoch zunächst verwehrt, da er mit kaufmännischer Berufsausbildung die Fabrik seines Vaters übernehmen sollte. Trotzdem setzte er die visuellen Himmelsbeobachtungen als Autodidakt fort und fand 1914 Beachtung mit eigenen Entdeckungen auf dem Gebiet der veränderlichen Sterne. Als während des 1. Weltkriegs die Puppenfabrikation zum Erliegen kam, erhielt er von 1915 bis 1918 die Möglichkeit, als Hilfsassistent an der Sternwarte in Bamberg zu arbeiten. 1920 holte er das Abitur nach. Bis Mitte der 20er Jahre studierte er Astronomie, Mathematik und Physik an der Universität in Jena und begann mit eigenen fotografischen Himmelsaufnahmen das Projekt: "Sonneberger Felderplan zum Studium der veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße". Gleichzeitig errichtete er mit Unterstützung seiner Heimatstadt die Sternwarte Sonneberg auf dem Erbisbühl im Stadtteil Neufang, zu deren Leiter er 1926 berufen wurde. Cuno Hoffmeister folgte mit dem Konzept der "Sonneberger Himmelsüberwachung" einer Anregung Paul Guthnicks, der Anfang der 1920er Jahre an der Universitätssternwarte Berlin-Babelsberg die Einrichtung einer systematischen fotografischen Himmelsüberwachung zur Diskussion brachte. 1930 und 1933 unternahm Cuno Hoffmeister zwei längere Forschungsreisen in das Karibische Meer. Als die Stadt Sonneberg infolge der Weltwirtschaftskrise zahlungsunfähig geworden war, wurde die Sternwarte Sonneberg aus finanziellen Gründen Anfang 1931 dem preußischen Staat verpachtet und der Universitätssternwarte Berlin-Babelsberg als Außenstelle angegliedert. Zwischen 1937 und 1960 hielt sich Cuno Hoffmeister zur Erforschung des südlichen Himmels mehrmals längere Zeit in Südafrika und Namibia auf, wo heute das "Cuno Hoffmeister Memorial Observatory" in Windhoek an ihn erinnert. 1936 wurde er Mitglied der "Deutschen Akademie der Naturforscher" (Leopoldina). Die Friedrich-Schiller-Universität Jena verlieh ihm 1943 den Professorentitel. Auf Grund seiner erfolgreichen Arbeit wurde die Sternwarte Sonneberg 1946 als selbständiges Institut durch die "Deutsche Akademie der Wissenschaften zu Berlin" (heute Berlin-Brandenburgische Akademie der Wissenschaften) übernommen und Cuno Hoffmeister zum Leiter, später zum Direktor dieser Forschungseinrichtung ernannt. 1951 erhielt er den Nationalpreis der DDR und wurde 1960 als Mitglied in die "Sächsische Akademie der Wissenschaften" berufen. Durch die fotografische Himmelsüberwachung im Rahmen des Sonneberger Felderplans ist Sonneberg zu einem Begriff in der Astronomie geworden. Seine Heimatstadt Sonneberg verlieh ihm deshalb 1964 die Ehrenbürgerschaft und benannte eine Straße nach ihm. Dieser Ehrung durch die Stadt standen allerdings zunehmende Behinderungen und Schwierigkeiten auf staatspolitischer Ebene gegenüber, die die Existenz der Sternwarte und damit auch einen Teil seines Lebenswerkes bedrohten. Seit dem 13. August 1961 lag die Stadt Sonneberg im DDR-Grenzsperrgebiet. Die Sternwarte war daher für auswärtige Besucher nahezu unerreichbar geworden und vom SED-Regime im internationalen Forschungsbetrieb nicht mehr vorzeigbar. Mit seiner Autorität als international anerkannter Wissenschaftler konnte sich Cuno Hoffmeister den Ansinnen zur Verlagerung seines Forschungsinstituts aus Sonneberg an andere Orte mehrere Jahre erfolgreich widersetzen. Der Konflikt eskalierte anlässlich einer Akademiereform im Sommer 1967, als ihm die wissenschaftliche Leitung der Sternwarte entzogen wurde. In Sorge um die Zukunft der Sternwarte Sonneberg verstarb Cuno Hoffmeister einen Monat vor seinem 76. Geburtstag in Sonneberg. Zu seinem Gedenken gab 1970 die Internationale Astronomische Union (IAU) dem Mondkrater mit den Koordinaten "15° 12' N / 136° 54' O" den Namen Hoffmeister.

Bibliografie

- Meteore, ihre kosmischen und irdischen Beziehungen. Akademische Verlagsgesellschaft m.b.H., Leipzig (1937)
- Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße. T.4. (bearbeitet von C. Hoffmeister u. P. Ahnert) Veröffentlichungen der Sternwarte zu Sonneberg (1947)
- Zur Photometrie der Milchstraße. Akademie-Verlag, Berlin (1947)
- Meteorströme. J. A. Barth Verlag, Leipzig (1948)
- Die Sterne. Zeitschrift für alle Gebiete der Himmelskunde. (Herausgeber C. Hoffmeister 1951-1967) J. A. Barth Verlag, Leipzig - Heidelberg - Berlin
- Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße. T.6. (bearbeitet von C. Hoffmeister u. a.) Akademie-Verlag, Berlin (1951)
- Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße. T.7. (bearbeitet von C. Hoffmeister u. a.) Akademie-Verlag, Berlin (1954)
- Sterne über der Steppe. VEB F. A. Brockhaus Verlag, Leipzig (1954)
- Zählungen der Meteore in Südwestafrika 1937-1938. Akademie-Verlag, Berlin (1955)
- Messungen zur atmosphärischen Optik in Südwest-Afrika. Akademie-Verlag, Berlin (1956) u. (1966)
- Photographische Aufnahmen von Kometen. Akademie-Verlag, Berlin (1956)
- Bearbeitung des Lichtwechsels von 75 kurzperiodischen veränderlichen Sternen zwischen 25° und 90° südlicher Deklination. Akademie-Verlag, Berlin (1956)
- Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße. T.9. (bearbeitet von C. Hoffmeister, W. Götz, H. Huth) Akademie-Verlag, Berlin (1957)
- Über das Verhalten von drei typischen und sechs atypischen RW Aurigae-Sternen. Akademie-Verlag, Berlin (1958)
- Beobachtungen hochatmosphärischer Erhellungen des Nachthimmels in Südwestafrika 1952-1953. Akademie-Verlag, Berlin (1958)
- Beobachtungen des verstärkten Nachthimmelleuchtens in den Jahren 1946-1957. Akademie-Verlag, Berlin (1959)
- Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße. T.11. (bearbeitet von C. Hoffmeister) Akademie-Verlag, Berlin (1960)
- Veränderliche Sterne am Südhimmel. Akademie-Verlag, Berlin (1963)
- Astronomische Abhandlungen. (zusammen mit P. Ahnert) J. A. Barth Verlag, Leipzig (1965)
- Analyse der Lichtkurven von vier RW Aurigae-Sternen. Akademie-Verlag, Berlin (1965)
- Der Aufbau der Galaxis. Akademie-Verlag, Berlin (1966)
- Veränderliche Sterne. (zusammen mit G. Richter u. W. Wenzel) J. A. Barth Verlag, Leipzig (1990), ISBN 3335002245

Literaturverweise

- W. Wenzel, I. Häusele: Sonneberger photographischer Himmelsatlas. J. A. Barth Verlag, Leipzig (1991), ISBN 3335002970
- S. Marx: Cuno Hoffmeister. Festschrift zum 100. Geburtstag J. A. Barth Verlag, Leipzig (1992), ISBN 3335002822

Weblinks

-
- [http://stw-serv.stw.tu-ilmenau.de/museum/history/ Geschichte der Sternwarte Sonneberg]
- [http://www.bbaw.de/bibliothek/digital/struktur/autoren/hoffmeis/literatur.pdf Bibliothek der Berlin-Brandenburgischen Akademie der Wissenschaften] Hoffmeister, Cuno Hoffmeister, Cuno Hoffmeister, Cuno Hoffmeister, Cuno Hoffmeister, Cuno Hoffmeister, Cuno

Sternwarte Sonneberg

Die Sternwarte Sonneberg befindet sich auf dem Bergrücken des Erbisbühl bei Neufang, dem mit 638 m über NN höchsten Punkt des bebauten Stadtgebietes von Sonneberg. Sie wurde Mitte der 1920er Jahre auf Initiative Cuno Hoffmeisters als städtische Sternwarte mit Unterstützung des Landes Thüringen und der Carl-Zeiss-Stiftung errichtet. Am 28. Dezember 1925 wurde die Beobachtungsstation mit dem ersten Kuppelturm feierlich eingeweiht und bis 1928 als damals "höchste Sternwarte Deutschlands" durch Anbauten wesentlich erweitert. Neben der wissenschaftlichen Himmelsbeobachtung steht die Sternwarte auch interessierten Besuchern, insbesondere Amateurastronomen und Schülern offen, um sie in populärwissenschaftlichen Veranstaltungen mit der Geschichte und neueren Erkenntnissen auf den Gebieten der Astronomie und Astrophysik bekannt zu machen.

Geschichte

Ab 1930 wurde das Observatorium dem preußischen Staat verpachtet und damit de facto zur Außenstelle der Universitätssternwarte Berlin-Babelsberg. Im Zweiten Weltkrieg wurde die Sternwarte ab 1940 auch als Luft- und Wetterbeobachtungsstation genutzt und der Deutschen Luftwaffe unterstellt. Nach dem Krieg gelang es Cuno Hoffmeister die Forschungsprogramme der Sternwarte auch unter sowjetischer Besatzung fortzuführen. Allerdings musste im Zuge der von der Besatzungsmacht 1945 verfügten Demontagen das damals leistungsstärkste Teleskop - ein 40 cm Schmidt-Teleskop - an eine sowjetische Sternwarte abgegeben werden. Ab April 1946 wurde die Sternwarte Sonneberg ein Forschungsinstitut der Deutschen Akademie der Wissenschaften in Berlin. In den 1950er Jahren wurde die Sternwarte beträchtlich vergrößert. Sie besteht seither aus mehreren, durch Grünanlagen getrennten, ein- bis zweigeschossigen Gebäuden mit großzügigen Labor- und Arbeitsflächen und angesetzten Kuppelbauten für die Beobachtungsgeräte. Bis Anfang der 1960er Jahre wurden auch viele neue Instrumente angeschafft und die Anzahl der wissenschaftlichen Mitarbeiter beträchtlich erhöht. 1960 und 1961 wurden zwei Refraktoren mit je 40 cm Durchmesser in Betrieb genommen. Nach dem Mauerbau in Berlin am 13. August 1961 lag die Sternwarte Sonneberg im Grenzsperrgebiet. Damit war sie für auswärtige Besucher nahezu unerreichbar und vom SED-Regime im internationalen Forschungsbetrieb nicht mehr vorzeigbar. Schon 1960 war auf politischen Druck des SED-Politbüros die für Sonneberg geplante Großinvestition des 2 m Schmidt-Teleskops nach Tautenburg bei Jena umgelenkt worden, um dort eine neue Sternwarte, die heutige Thüringer Landessternwarte, außerhalb des Zonengrenzgebiets einzurichten. Nach der so genannten Akademiereform 1967 wurde die wissenschaftliche Leitung abgesetzt und die Sternwarte dem Institut für Astrophysik unterstellt. Pläne sahen den Abbau der Instrumente, eine Umsiedlung des wissenschaftlichen Personals und die vollständige Schließung im Jahre 1969 vor. Der neue wissenschaftliche Leiter, Dr. Wolfgang Wenzel, konnte dies jedoch durch Intervention verhindern. Ein zunächst verhängtes Beobachtungsverbot mit den großen Instrumenten wurde in einem Akt des zivilen Ungehorsams ignoriert und 1969 schließlich rückgängig gemacht. Die wissenschaftliche Arbeit und die Langzeit-Forschungsprogramme liefen danach bis zum Zusammenbruch der DDR 1989 weiter und litten lediglich unter den in der DDR üblichen Mangelerscheinungen, die die Mitarbeiter der Sternwarte mit Improvisationskunst und technischen Eigenentwicklungen überbrücken konnten. Nach der Wiedervereinung 1990 zählte die Sternwarte 36 Mitarbeiter und ging in das Eigentum des Landes Thüringen über. Nach Evaluierung der Forschungseinrichtungen in Thüringen erhielt die Sternwarte Tautenburg auf Grund des oben erwähnten 2-m "Alfred-Jensch-Teleskops" den nur ein Mal zu vergebenden Status einer mit öffentlichen Forschungsmitteln geförderten Landessternwarte. Die Sternwarte Sonneberg dagegen sollte 1991 geschlossen werden. Dem außerordentlichen Engagement des damaligen Leiters der Sternwarte, Waldemar Götz, ist es zu verdanken, dass das Institut zunächst als Außenstelle der Thüringer Landessternwarte Tautenburg weiterbetrieben und ein neuer Schließungstermin auf 1995 verschoben wurde. Es folgte ein massiver Personalabbau, so dass 1992 nur noch 10 Mitarbeiter beschäftigt waren. Auch der aus Tautenburg abgeordnete neue Leiter der Sternwarte, Hans-Jürgen Bräuer, versuchte die Schließung der Sternwarte zu verhindern und unterstützte die Gründung des gemeinnützigen Vereins "Freunde der Sternwarte Sonneberg e. V.". Trotz aller Bemühungen wurde die Sternwarte Sonneberg am 31. Dezember 1994 als staatliches Forschungsinstitut geschlossen. Mit finanzieller Unterstützung der Stadt und des Landkreises Sonneberg sowie der Länder Bayern und Thüringen gelang es jedoch ab Oktober 1995 unter der Leitung von Constanze la Dous mit vier Mitarbeitern ein fünfjähriges Projekt ins Leben zu rufen, um das international anerkannte Sonneberger "Sky-patrol and -survey Programm" fortzuführen. Darüber hinaus wurde im Jahre 1998 ein Astronomie-Museum gegründet. Das Museum zählte im Jahre 2003 etwa 5000 Besucher. Ermöglicht wurde die Durchführung des Projekts und die Einrichtung des Museums auch durch den Einsatz von ABM-Kräften. Als das Projekt im Dezember 2000 endete, gelang es nochmals eine Förderung durch den Landkreis und die Stadt zu erhalten, um bis zum Jahre 2002 weiterarbeiten zu können. Das Projekt wurde letztmalig bis Ende 2003 verlängert. Seit dem 1. Januar 2004 wird die Sternwarte vom Zweckverband Sternwarte Sonneberg und der Firma 4pi Systeme - Gesellschaft für Astronomie und Informationstechnologie mbH weitergeführt. Die Firma, die im Jahre 2000 von ehemaligen Mitarbeitern der Sternwarte Sonneberg gegründet wurde, entwickelt mit 12 Mitarbeitern (1/2004) Software zum Betrieb astronomischer Fernrohre. Zusätzlich hat "4pi Systeme" mit Unterstützung durch den Verein der "Freunde der Sternwarte Sonneberg e.V" die Betreiberfunktion für die wissenschaftlichen Einrichtungen der Sternwarte und das angeschlossene Astronomiemuseum übernommen. Auf Grund dieser privaten Initiative können das Astronomiemuseum, der Hörsaal und die Beobachtungsinstrumente der Sternwarte für Ausstellungen, Führungen und Vorträge auch gegenwärtig noch genutzt werden.

Wissenschaftliche Arbeit

Die Hauptaufgabengebiete der Sternwarte waren:
- Die fotometrische, lichtelektrische Untersuchung und Erforschung veränderlicher Sterne, Kometen, Meteore, Meteorströme und sonstiger extraterrestrischer Objekte.
- Die Langzeitforschungsprogramme "Sonneberger Felderplan" (Field patrol) und "Sonneberger Himmelsüberwachung" (Sky patrol).
- Die Entwicklung und Herstellung wissenschaftlicher Geräte und Instrumente zur Himmelsbeobachtung und Auswertung der Beobachtungsergebnisse. Die Sternwarte Sonneberg verfügt heute (noch) über das zweitgrößte Astroplatten-Archiv der Erde, das eine wertvolle Informationsquelle für die Veränderlichen-Forschung ist. Es umfasst über 270.000 Fotoplatten, die die Veränderungen am nördlichen Sternenhimmel über mehr als 70 Jahre abbilden. Außerdem sind im Archiv ca. 5000 Fotoplatten des südlichen Himmels, die Cuno Hoffmeister auf mehreren Expeditionen in Bolivien und Südafrika zwischen 1926 und 1959 aufgenommen hat. Mehr als ein Viertel aller bekannten variablen Sterne der Milchstraße wurden bisher mit Hilfe der Sonneberger Astroplatten entdeckt. Die meisten Aufnahmen sind im Rahmen des "Sonneberger Felderplans" (Field patrol) und der "Sonneberger Himmelsüberwachung" (Sky patrol) entstanden. Das Langzeitprogramm des "Sonneberger Felderplans" wurde 1924 von Cuno Hoffmeister begonnen und lief bis 1995. Die "Sonneberger Himmelsüberwachung" beruht auf der Idee Paul Guthnicks den gesamten nördlichen Sternenhimmel mittels der Astrofotografie zu überwachen. Dieses Programm läuft seit 1926 bis heute. Da ab 1997 keine unbelichteten Fotoplatten mehr erhältlich waren, musste die Himmelsüberwachung auf Filmmaterial umgestellt werden. Die historischen Fotoplatten stehen für wissenschaftliche Auswertungen zur Verfügung und werden seit 1992 auch digitalisiert. Diese Arbeiten dauern bis heute an. Zur Zeit läuft ein Projekt, um das Signal-Rausch-Verhältnis bei einem Teil der bereits digitalisierten Fotoplatten durch die Pixonenmethode deutlich zu verbessern. Dieses Projekt mit der Technischen Universität Ilmenau läuft noch bis zum Jahre 2005.

Instrumente

Hauptinstrument der Sternwarte war 1926 zunächst ein 135 mm Linsenteleskop mit verschiedenen Himmelkameras. 1938 kam ein Astrograph von 400 mm Objektivöffnung und 1600 mm Objektivbrennweite als neues Hauptinstrument zum Einsatz, das 1945 aber demontiert wurde. In der Sternwarte stehen heute zwei Cassegrain-Spiegelteleskope mit 60 cm Durchmesser, ein Schmidt-Teleskop mit 75 cm Durchmesser und zwei Refraktoren mit je 40 cm Durchmesser. In Ergänzung und als langfristige Alternative zu der seit 1926 mit Astrografen betriebenen Himmelsüberwachung wird seit 2002 eine CCD-Kamera in Verbindung mit einem Weitwinkelobjektiv eingesetzt. Als Kamera dient eine MultiMega-CCD-Kamera (Hersteller: OES - Optische und elektronische Systeme) mit einem 7kx4k Chip (Chipfläche: 84x48 mm, Fabr. PHILIPS) und wassergekühltem Peltier-Element.

Literatur

- Cuno Hoffmeister, Gerold Richter, Wolfgang Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig (1990), ISBN 3335002245
- Wolfgang Wenzel, Inge Häusele: Sonneberger photographischer Himmelsatlas. J. A. Barth Verlag, Leipzig (1991), ISBN 3335002970
- Peter Kroll, Constanze La Dous, Hans-Jürgen Bräuer: Treasure Hunting in Astronomical Plate Archives. (Proceedings of the international Workshop held at Sonneberg Observatory, March 4 to 6, 1999.) Verlag Herri Deutsch, Frankfurt am Main (1999), ISBN 3817115997
- Rainer Luthardt: Sonneberger Kalender für Sternenfreunde. Herri Deutsch Verlag Frankfurt a. M. (1994 u. 1995)
- Rainer Luthardt: Sonneberger Jahrbuch für Sternenfreunde. Herri Deutsch Verlag Frankfurt a. M. (5 Jahrgänge: 1995-2000; letzte Ausgabe Sonneberger Jahrbuch für Sternenfreunde. 2000., ISBN 3817120001)

Weblinks

- [http://stw-serv.stw.tu-ilmenau.de/museum/history/ Geschichte der Sternwarte Sonneberg]
- [http://stw-serv.stw.tu-ilmenau.de/science/pub/MVS/content.html Sonneberger "Mitteilungen über Veränderliche Sterne"]
- [http://www.bela1996.de/astronomy/sonneberg.html Experimente mit Plattenscans aus Sonneberg] (von Béla Hassforther)
- [http://www.astronomie.de/news/0000419.htm Schließung der Sternwarte in letzter Minute abgewendet.] (Pressemitteilung vom Januar 2004) Sonneberg, Sternwarte Kategorie:Sonneberg

Veränderlicher Stern

Zahlreiche Sterne haben keine gleichbleibende Leuchtkraft wie z.B. die Sonne, sondern zeigen unregelmäßige oder periodische Helligkeitsschwankungen und werden daher veränderliche Sterne, variable Sterne oder kurz Veränderliche genannt. Diese Helligkeitsschwankungen sind nicht zu verwechseln mit der Szintillation, dem Funkeln der Sterne, das durch Luftunruhe hervorgerufen wird. Am 3. August 1596 erschien der erste wissenschaftliche Bericht über einen veränderlichen Stern durch David Fabricius. Er hatte Schwankungen der Helligkeit des Sterns Mira entdeckt. Veränderliche Sterne lassen sich nach ihren Eigenschaften in verschiedene Gruppen einteilen:

Bedeckungsveränderliche

Bedeckungsveränderliche Sterne kann man beobachten, wenn die Komponenten eines Doppelsternsystems hintereinander vorbeilaufen und sich dabei gegenseitig bedecken. Bedeckt der kleinere Stern einen Teil des größeren, ergibt sich ein schmales Minimum in der Lichtkurve des Systems. Wenn der kleinere hinter dem größeren Stern durchläuft, beobachtet man ein weiteres, weniger tiefes Minimum in der Leuchtkraft. Ein bedeckungsveränderlicher Stern hat eine periodische Leuchtkurve. Die beiden Sterne selbst variieren ihre Leuchtkraft dabei nicht, daher werden Sterne dieses Typs auch als optische Veränderliche bezeichnet. Beispiele für Bedeckungsveränderliche sind:
- Algolsterne, benannt nach dem Stern Algol (β Persei). Sie haben eine Periodenlänge von 1 bis 5 Tagen.
- Beta-Lyrae-Sterne, nach β Lyrae (Scheliak). Die Komponenten sind sich ähnlich, es kommt zu fortlaufenden Abweichungen in der Lichtkurve.

Rotationsveränderlicher

Rotationsveränderliche Sterne sind Sterne, die im Lauf ihrer Rotation ihre Helligkeit verändern, entweder weil sie als Komponenten enger Doppelsterne deformiert sind oder weil sie auf einer Seite große Sternflecken besitzen. Für letztere Klasse ist Chara als Prototyp der Alpha Canum Venaticorum-Sterne ein gutes Beispiel.

Pulsationsveränderliche

Die Ursache für die Leuchtkraftänderung von Pulsationsveränderlichen liegt darin, dass diese Sterne selbst ihre Zustandsgrößen verändern, insbesondere den Radius und die Oberflächentemperatur. Dadurch ändert sich auch die Leuchtkraft (für Details siehe Kappa-Mechanismus). Beispiele für Pulsationsveränderliche sind:
- Cepheiden, benannt nach dem Stern δ Cephei, diese Sterne ändern ihre Leuchtkraft streng periodisch. Sie sind zur Entfernungsbestimmung von Galaxien geeignet, da ihre Leuchtkraft und die Periodendauer der Pulsation voneinander abhängig sind.
- Mira-Sterne, benannt nach dem Stern Mira (ο Ceti). Ihre Pulsation hat eine lange Periodendauer und ist nicht so regelmäßig wie die der Cepheiden.
- RR Lyrae-Sterne, benannt nach RR Lyrae, zeigen eine hohe Regelmäßigkeit mit kurzen Perioden. Die Sterne dieses Typs scheinen alle nahezu gleich hell zu sein mit etwa der 90-fachen Sonnenleuchtkraft.

Eruptiv Veränderliche

Diese Sterne verändern ihre Leuchtkraft binnen sehr kurzer Zeit mehr oder weniger stark. Auch wenn sich die Ausbrüche wiederholen, verlaufen sie nicht streng periodisch. Man unterscheidet:
- Flare-Sterne, das sind rote Zwergsterne mit Strahlungsausbrüchen (Flares) in der Art, wie sie auch die Sonne zu Zeiten hoher Aktivität zeigt. Bedingt durch die geringe Leuchtkraft des Zwergsterns kann ein Flare dessen Helligkeit jedoch um Größenordnungen ansteigen lassen.
- Novae, kataklysmische Veränderliche, bei denen in der Materie, die sie von einem alten roten Riesen abziehen, die Kernfusion zündet und einen schnellen Helligkeitsanstieg bewirkt,
- Supernovae, der Tod eines Sterns mit einer Masse von über etwa 1,6 Sonnenmassen. Eine Supernova ist sehr viel heller als eine Nova. Darüberhinaus gibt es auch einige wenige Sterne, die am Ende ihres Lebenszyklus unregelmäßige Ausbrüche zeigen und in keine Klasse einzuordnen sind. Dazu gehört in der Milchstraße der instabile blaue Riesenstern η Carinae. Siehe auch:
- Astronomische Objekte
- Astronomie
- Benennung veränderlicher Sterne

Literatur

- Hoffmeister, C., Richter, G. u. Wenzel, W.: Veränderliche Sterne, J. A. Barth Verlag, Leipzig (1990), ISBN 3335002245

Weblinks

- [http://www.astro.uni-wuerzburg.de/moderne-physik-iv/teil8.pdf Veränderliche Sterne]
- [http://www.bav-astro.de Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für veränderliche Sterne e.V. (BAV)]

Multimedialinks

- Real Video Stream:
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=050608.rm Was sind Veränderliche?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Kategorie:Sternklasse Kategorie:1596 ja:変光星 th:ดาวแปรแสง

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

Massenspektrometer

Die Massenspektrometrie ist ein Analysenverfahren zur Bestimmung von chemischen Elementen, Molekülmassen und Massenfragmenten. Für einen Analyten (die zu testende Substanz) wird die Häufigkeit, mit der geladene Moleküle (Ionen) und deren Massenfragmente auftreten, bestimmt. Die Massenspektrometrie ist eine wichtige Methode der analytischen Chemie bei der Aufklärung der Struktur und Zusammensetzung von Verbindungen und Gemischen. Der qualitative (Erkennung von unbekannten Substanzen) und quantitative (Wieviel Substanz einer Verbindung ist vorhanden) Nachweis sehr kleiner Substanzmengen (ca. > 1E-15 g = fg) ist möglich. In der Physik werden Massenspektrometer verwendet, um die Isotopenzusammensetzungen der chemischen Elemente zu messen.

Aufbau eines Massenspektrometers

chemischen Elemente Ein Massenspektrometer (MS) besteht aus einer Ionenquelle, einem Analysator und einem Detektor. Diese Bauteile werden im Folgenden beschrieben. In Ionenfallen-Massenspektrometern können die Ionenquelle und der Analysator zusammenfallen. Sie werden gesondert beschrieben. - Achtung: Das Elektrische Feld ist in dieser Zeichnung falsch, es lenkt in die andere Richtung ab!

Ionenquelle

In der Ionenquelle wird der Analyt ionisiert. Historisch gibt es sehr viele verschiedene Methoden. In der Praxis dominieren jedoch die EI, CI (beide in Kopplung mit der Gaschromatographie) sowie die ESI und die APCI in Kopplung mit der HPLC. Wichtig ist für die Untersuchung von Peptiden (Proteomics) auch die Maldi. Nicht ganz im klassischen Sinne sind die Ergebnisse der ICP-MS die nur quantitativen Einsatz findet.
- Gase oder verdampfbare Flüssigkeiten und Feststoffe können durch Elektronen-Stoß-Ionisation (EI, auch electron impact= Elektronenstoß) ionisiert werden. Es können in den gängigen Geräten Elektronen mit einer Energie von ca. 5 bis 200 eV verwendet werden (aus Stabilitätsgründen verwendet man oft 70 eV). Durch den Zusammenstoss der Elektronen mit den Molekülen wird Energie auf die Moleküle übertragen und es werden primäre positive Ionen erzeugt. Diese primären Ionen sind meistens sehr instabil und zerfallen ganz oder teilweise zu kleineren geladenen Massenfragmenten. Bei der Ionisation einer Substanz fragmentiert diese in ein vorhersehbares Ionen-Muster.
- Bei der Chemischen Ionisation (CI) wird ein Gas zugeführt, das durch EI angeregt / ionisiert wird. Die aus dem Gas gebildeten Ionen reagieren dann mit dem Analyten und ionisieren ihn. Der Fragmentierungsgrad ist geringer als bei der Elektronen-Ionisation.
- Bei der Feldionisation (FI) wird ein Gas in einem hohen elektrischen Feld an zahlreichen spitzen Graphitdendriten sehr schonend ionisiert.
- Bei der Felddesorption (FD) wird ein fester oder flüssiger Analyt, der den zahlreichen Graphitdendriten in Lösung zugeführt wird, in einem hohen elektrischen Feld wie bei FI sehr schonend ionisiert.
- Flüssigkeiten und Feststoffe können mit schnellen Atomen oder Ionen beschossen werden, worauf sich Ionen lösen. Kommen Atome zu Einsatz, heißt die Methode FAB (Fast Atom Bombardement=Schneller Atombeschuss), bei Ionen SIMS (Secondary Ion Mass Spectrometry=Sekundärionen-Massenspektrometrie). Neben den Sekundärionen werden auch ungeladene Teilchen (Sekundärneutralteilchen) erzeugt. Wenn diese zum Beispiel mit Laserlicht nachionisiert und dann analysiert werden, spricht man von Sekundär-Neutralteilchen-Massenspektrometrie (SNMS).
- Chemische Lösungen geladener oder polarer Substanzen werden bei der Elektrospray-Ionisation (ESI) versprüht, ionisiert und die Tröpfchen dann getrocknet, so dass Ionen des Analyten zurückbleiben. Besonders geeignet für größere Moleküle, wie z.B. Proteine. Sehr beliebt ist diese Technik auch um mittels HPLC-MS sehr selektiv und schnell quantifizieren zu können.
- Die Chemische Ionisation unter Atmosphärendruck (APCI=Atmospheric Pressure Chemical Ionization) funktioniert ähnlich wie ESI, nur dass die Lösung des Analyten vor der Ionisation verdampft wird. Die Lösemittelmoleküle werden an einer spitzen Elektrode bei Atmosphärendruck ionisiert. Die Methode ist auch für weniger polare Analyten geeignet.
- Auch mit gepulstem Laserlicht kann von einem Feststoff der Analyt abgedampft und ionisert werden. Diese Methode heißt MALDI (Matrix-Assisted Laser Desorption/Ionization=Matrix-unterstützte Laser-Desorptions-Ionisation). Bei dieser Methode wird der Analyt mit einen großen Überschuss an Matrix gemischt und kokristallisiert (Einbindung des Analyten in die kristalline Matrix). Die Matrix hat die Eigenschaft bei der verwendeten Laserwellenlänge Energie zu absorbieren (zum Beispiel Stickstofflaser 337nm). Vereinfacht gesagt kommt es mit dem Beschuss durch den Laser zum Herauslösen von Teilchen und deren Ionisation.
- Thermische Ionisation (TIMS, Thermische Ionisations Massenspektrometrie) wird in der Festkörpermassenspektrometrie eingesetzt. Dabei wird die Probe (Probenmenge je nach Stoff ng bis µg) zum Beispiel auf ein Wolframfilament aufgebracht. Durch das Filament wird ein Strom geschickt wobei es sich erhitzt und die aufgebrachte Probe verdampft, ein Teil der abgedampften Atome wird dabei ionisiert. MALDI
- Bei der Ionisation durch ein induktiv gekoppeltes Plasma (Inductively Coupled Plasma, ICP) werden die meisten Verbindungen in ihre Elemente aufgebrochen und es entstehen vorwiegend einfach positiv geladene Ionen. Das Verfahren wird daher vor allem zur Elementaranalyse von anorganischen Feststoffen/-wässrigen Lösungen angewandt.
- GDI: Ionisation in einem Glow Discharge Plasma Die Ionen werden meistens mit einem elektrischen Feld aus der Ionenquelle extrahiert und in den Analysator uebergeben.

Analysator

Im Analysator werden die Ionen nach ihrer Masse (genauer: Masse/Ladung m/z) getrennt. Dafür gibt es mehrere Methoden:
- In Sektorfeld-Massenspektrometern werden die Ionen in elektrischen und magnetischen Feldern abgelenkt. Der Radius der Kreisbahnen, die sie in den Feldern durchlaufen, hängt von der Energie (im elektrischen Feld) und vom Impuls (im magnetischen Feld) der Ionen ab. In Kenntnis der Ladung, der Energie und des Impulses kann dann die Masse bestimmt werden. Sektorfeld-Massenspektrometer können so gebaut werden, dass Ionen mit leicht unterschiedlicher Geschwindigkeit auf einem Punkt im Detektor abgebildet werden (Geschwindigkeitsfokussierung). Auch Ionen, deren Flugbahn leicht geneigt ist, können auf einen Punkt abgebildet werden (Richtungsfokussierung). Massenspektrometer, die beides gleichzeitig können, nennt man doppelfokussierend. Die Fokussierung ist nötig, um bei hoher Auflösung noch eine akzeptable Intensität des Messsignals zu erhalten. Sektorfeld-Massenspektrometer sind die genauesten, aber auch die teuersten Geräte. Sie erreichen eine Auflösung (definiert als Verhältnis der Ionen-Masse zur Linienbreite) von bis zu 100.000.
- Im Quadrupol-Massenspektrometer durchfliegen die Ionen eine Anordnung von vier zylinderförmigen Elektroden, die parallel verlaufen und deren Schnittpunkte mit einer Ebene senkrecht zur Zylinderachse ein Quadrat bilden. Die gegenüberliegenden Elektroden befinden sich auf gleichem Potential und zwischen benachbarten Elektroden wird eine Gleich- und eine Wechselspannung angelegt. Das Verhältnis von Gleich- und Wechselspannung bestimmt (bei konstanter Frequenz), welche Ionen die Anordnung passieren können. Haben die Ionen nicht die richtige Masse, werden sie nach außen beschleunigt und kollidieren mit den Elektroden. Sie erreichen eine Auflösung von etwa 1000 bis 4000.
- Im Flugzeit-Massenspektrometer (TOF: time-of-flight mass spectrometer) wird ausgenutzt, dass die Ionen beim Eintritt in den Analysator alle die gleiche Energie haben und leichte Ionen deshalb schneller sind als schwere. Die Auflösung beträgt bis zu 10.000.
- Im Ionenfallen-Massenspektrometer kann der Analyt ungeladen in die Ionenfalle eingelassen und dort ionisiert werden. Gängige Geräte verwenden heute aber auch die externe Ionisierung in der Ionenquelle. Zwei Arten von Ionenfallen werden eingesetzt:
- Quadrupole trap: (auch Paul-Falle oder 3D-Quadrupol trap genannt) In dieser Ionenfalle herrscht ein elektrisches Quadrupolfeld. Das Feld wird durch drei rotationssymmetrische Elektroden erzeugt: zwei Endkappenelektroden und eine mittlere Ringelektrode. Zwischen der Ringelektrode und den Endkappenelektroden liegt eine Überlagerung einer Gleich- und einer Wechselspannung an. Während einer Analyse wird die Amplitude des Wechselspannungsanteils erhöht. Je nach Ionen-Masse werden die Ionen bei Erreichen unterschiedlicher Amplituden aus der Ionenfalle geschleudert und gelangen zum Detektor. Die erreichbare Auflösung ist etwa so groß wie die von Quadrupol-Massenpektrometern. Ionenfallen-Massenspektrometer können im Gegensatz zu den vorher genannten Spektrometertypen nicht kontinuierlich betrieben werden, das heißt Ionisation und Analyse laufen nacheinander und nicht parallel ab.
- Linear quadrupole trap: statt in einem 3D Quadrupolfeld werden die Ionen in einem 2-D Quadrupolfeld gehalten. Ein zusaetzliches Randfeld wird angelegt um das Auslaufen der Ionen zu verhindern.
- FT-ICR-MS (Fouriertransformation-Ionencyclotronresonanz-Massenspektrometrie): In der Ionenfalle herrscht ein homogenes Magnetfeld, das die Ionen auf Kreisbahnen mit einer massenabhängigen Umlauffreqeuenz zwingt. Die Ionen werden zunächst mit einem Anregungsimpuls in Phase gebracht. Durch Anlegen eines elektrischen Wechselfeldes senkrecht zum Magnetfeld kann eine Cyclotron-Resonanz erzeugt werden. Stimmen nämlich Frequenz des eingestrahlten Wechselfeldes und Cyclotron-Kreisfrequenz der Ionenmasse überein, so tritt der Resonanzfall ein und der Cyclotronradius des betreffenden Ions vergrößert sich durch Aufnahme von Energie aus dem Wechselfeld. Diese Änderungen des Cyclotronradius führen zu messbaren Signalen an den Detektorplatten des Massenspektrometers. Um Ionen mit unterschiedlicher Masse zu erfassen, wird das eingestrahlte Wechselfeld variiert und das gemessene Signal fouriertransformiert. FT-ICR-MS-Geräte erreichen Massenauflösungen, die auch hochauflösende Sektorfeld-Massenspektrometer vor allem bei höheren Massen bis um das hundertfache übertreffen. Die Auflösung des FT-ICR MS steigt mit der Kraft und auch der Homogenität des Magnetfeldes. Die eingesetzten Feldstärken liegen bei komerziellen Geräten bei bis zu 11 Tesla. Dies ist nur durch den Einsatz supraleitender Magnete zu erreichen.

MS/MS

Um Fragmentierungen zu studieren oder auch um die Selektivität und Sensitivität (Nachweisgrenze!!!) einer Quantifizierungsmethode entscheidend zu verbessern, koppelt man entweder mehrere Analysatoren hintereinander oder arbeitet in Iontraps. Zwischen zwei Analysatoren wird eine sogenannte Kollisionszelle eingebaut um den Ionen durch Stösse mit einem Inertgas (N2 oder Ar) Energie zuzuführen. Daraufhin zerfallen die Ionen sehr spezifisch zu anderen (leichteren ) Ionen. Viele Kombinationen der Analysatoren sind denkbar. Die gängigsten sind Tripelquads, QqTOF (Quadropol-Quadrupol-TOF), TOF-TOF, und inzwischen auch TRAP-FTICR Am weitesten verbreitet sind sogenannte Tripelquads (QqQ). Dabei wird meist durch ESI ein Pseudomolekülion produziert, im ersten Analysatorquadrupol isoliert und dann im zweiten Quadrupol -der sogenannten Kollisionszellen- angeregt. Im dritten Quadrupol hat man dann die Möglichkeit zu "scannen", also alle Produktionen des im ersten Quadrupol isolierten Ions (Parent) zu ermitteln, oder selekiv nur ein bekanntes Fragmention zu beobachten. Scannt man ermittelt man die "Spektralinformation" und kann Rückschlüsse auf die Strukturziehen. Beobachtet man hingegen nur ein oder zwei Fragmentionen, so kann man sehr empfindlich und selektiv Quantifizieren Man spricht dann von MRM (multiReactionMonitoring). Der Vollständigkeithalber sei erwähnt, dass auch andere Techniken für MS/MS (und sog. MSⁿ) gibt. In Iontraps kann man ein Ion isolieren, und im dann entweder durch Kollision (hier aber meist mit He) oder auch durch Strahlung Energiezuführen. Gerade in FT-ICR Geräten verwendet man dazu Infrarotlaser (IRMP) oder "Elektronenkanonen" (ECD)

Detektor

Als Detektor wird meistens ein Photomultiplier, ein Sekundärelektronenvervielfacher (SEV) oder ein Faraday-Auffänger verwendet. Der SEV wird teilweise in Kombination mit einer Konversionsdynode verwendet, bei der die Ionen aufgrund einer angelegten hohen Beschleunigungsspannung (bis zu 25 kV) auf eine Metalloberfläche prallen und der SEV dann die freiwerdenden Elektronen detektiert. Daneben werden als Detektor auch Daly-Detektoren, Mikrokanalplatten und Channeltrons verwendet. In der Anfangszeit der Massenspektrometrie wurden auch Fotoplatten benützt.

Kopplung mit Chromatographen und MS/MS-Kopplung

Bei sehr komplexen Proben ist es nützlich, diese mit einem vorgelegten Trennverfahren aufzutrennen bevor man sie dem Massenspektrometer zuführt. Man spricht dann von hyphenated separation. In diesem Sinn wird Massenspektrometrie oft zusammen mit Gas- oder Flüssigkeits-Chromatographen betrieben. Diese Koppelungen sind bekannt unter den Kürzeln GC/MS (Gas Chromatography / Mass Spectrometry); LC/MS (Liquid Chromatography / Mass Spectrometry). Weniger weit verbreitet sind CE/MS (Kopplung mit Capilary Electrophoresis) und IMS/MS (Kopplung mit Ionenmobilitäts-Spektrometrie). Manchmal werden sogar drei Trenntechniken gekoppelt, so z.B. bei GCxGC-MS. Bei chemischen Untersuchungen ist oft von Interesse, die mit einem Massenspektrometer getrennten Ionen zu fragmentieren und die Fragmente erneut mittels Massenspektrometrie zu untersuchen. Das erreicht man durch Reihenschaltung zweier Analysatoren (MS/MS), zwischen denen die Ionen angeregt werden, zum Beispiel durch Kollision mit Gasatomen. In Ionenfallen-Massenspektrometer ist eine mehrfache Wiederholung von Anregung und Massenselektion möglich, ohne dass ein weiteres Bauteil benötigt wird.

Auswertung der Massenspektren

Voraussetzung für die Bestimmung der Masse m ist die Kenntnis der Ladung q des Ions, denn die Analysatoren können die Ionen nur nach dem Verhältnis m/q trennen. q ist jedoch immer ein ganzzahliges Vielfaches der Elementarladung e: q = z
- e, und meistens ist z = +1 (einfach positiv geladen). Als Einheit von m/q wurde das Thomson Th vorgeschlagen: [m/q] = Th. Zunächst muss die Masse des Analyten bestimmt werden. Normalerweise ist das die Masse des schwersten detektierten Ions (Molpeak). Allerdings ist bei der Elektronen-Ionisation oft ein Großteil der Moleküle gespalten. Testweise kann die Elektronenenergie verringert werden, so dass weniger Moleküle gespalten werden und der Molekülpeak deutlicher sichtbar wird. Die weitere Auswertung basiert darauf, dass die Atome der verschiedenen chemischen Elemente einen unterschiedlichen Massendefekt haben. Daher kann aus einer sehr exakt bestimmten Masse eine Liste möglicher Summenformeln angegeben werden. Bei leichten Molekülen gibt es nur eine oder wenige passende Elementarzusammensetztungen. Mit steigender Masse oder zunehmender Anzahl an Heteroatomen steigt auch die Anzahl möglicher Kombination stark an. Bei schwereren Molekülen stehen jedoch oft sehr viele mögliche Summenformeln zur Auswahl. Weitere Hinweise liefern die Isotopenzusammensetzungen der verschiedenen Elemente. So besteht der Kohlenstoff zum Beispiel zu 98,9% aus ¹²C und zu 1,1% aus ¹³C. Je nachdem, wie viele C-Atome im Molekül vorhanden sind, sind neben dem Hauptsignal im Spektrum Nebensignale zu finden, die vom Hauptpeak um 1 amu, 2 amu etc. entfernt sind und ein charakteristisches Intensitätsverhältnis zum Hauptsignal haben. Halogene wie Chlor und Brom haben ebenfalls charakeristische Isotopenverhältnisse, die zur Identifizierung benutzt werden können. Die genannten Methoden sind auch auf die Bruchstücke anwendbar. Moleküle brechen oft an charakteristischen Stellen. Aus der Masse der Bruchstücke und evtl. weiteren Informationen kann schließlich die Strukturformel bestimmt werden. Brom
Grafik: Beispiel eines Massenspektrums: Tetrachlordibenzofuran EI-positiv ionisisiert Dabei helfen bei vor allem bei mit postiver EI-Ionisierung erstellten Massenspektren auch Massenspektrenbibliotheken. Die bekanntesten sind unter den Kürzeln ihrer Vertreiber die Wiley- und die NIST-Massenspektrenbibliotheken. Die Quantifizierung von Verbindungen wird bei der Massenspektrometie dadurch erleichert, dass bei der Analytik isotopenmarkierte (¹³C-gelabelte oder deuterierte) interne Standards verwendet werden können. Siehe auch: GC/MS, GCxGC-TOF-MS, NanoSIMS

Weblinks

- http://www.physiksimulation.de/massenspektrograph.php (Simulationen versch. Massenspektrographen)
- http://www.ivv.fhg.de/ms/ms-einfuehrung.html
- http://www.jeolusa.com/ms/essays.html (englisch)
- http://sjsupport.thermofinnigan.com/customer_download/ltq/ltq_auto_0601.html (MS/MS, englisch)
- http://www.ionspec.com/index.htm (dort ein kurzes verständliches Tutorial zu FTMS, englisch)
- http://vs-c.de/beispiele/Chemie/Analytische_00032Chemie/Massenspektrometrie/
- [http://www.vias.org/tmanalytik_germ/hl_ms_intro.html Massenspektrometrie] - eine umfassende Darstellung der Theorie und der Technik Kategorie:Chemie Kategorie:Spektroskopie Kategorie:Messtechnik kategorie:Chemisches Analyseverfahren Kategorie:Physikalisches Analyseverfahren ja:質量分析法

Photon

In der Physik bezeichnet man mit Photon (von Griechisch φως = Licht) die elementare Anregung (Quant) des quantisierten elektromagnetischen Felds. Es ist eines der Studienobjekte der Quantenelektrodynamik, des ältesten Teils des Standardmodells der Teilchenphysik. Anschaulich gesprochen sind Photonen die "Bausteine" elektromagnetischer Strahlung, so etwas wie "Lichtteilchen". Allerdings darf dabei nicht vergessen werden, dass alle (Elementar-) Teilchen einschließlich der Photonen auch Welleneigenschaften besitzen (siehe auch: Welle-Teilchen-Dualismus).

Geschichte

Seit der Antike gab es verschiedene, oft einander widersprechende Vorstellungen über das Wesen des Lichts. Im 19. Jahrhundert konkurrierten Wellen- und Teilchentheorien. Während viele Phänomene wie Interferenz- und Polarisationserscheinungen für eine Wellennatur des Lichts sprachen, gab es auch Indizien für einen Teilchencharakter. Ein historisch sehr wichtiges Experiment, welches auf eine Teilchennatur des Lichts hinwies, war im Jahre 1887 die Beobachtung des Photoelektrischen Effekts durch Heinrich Hertz und Wilhelm Hallwachs. Die Quantisierung der elektromagnetischen Strahlung geht letztendlich auf die Erklärung der Schwarzkörperstrahlung durch Max Planck im Jahr 1900 zurück (Plancksches Strahlungsgesetz). Planck selbst stellte sich allerdings nicht die elektromagnetische Strahlung an sich quantisiert vor, sondern erklärte die Quantisierung damit, dass die Oszillatoren in den Wänden der Schwarzkörperresonatoren nur diskrete Energiemengen mit dem elektromagnetischen Feld austauschen können. Albert Einstein beschrieb 1905 in seiner Publikation zum photoelektrischen Effekt das Licht als aus Lichtquanten mit Partikeleigenschaften bestehend (für diese Arbeit übrigens – nicht etwa für seine Relativitätstheorie – wurde er 1921 mit dem Nobelpreis ausgezeichnet). Die formale Quantentheorie des Lichtes wurde erst seit 1925 beginnend mit Arbeiten von Max Born, Pascual Jordan und Werner Heisenberg entwickelt. Die bis heute gültige Theorie der elektromagnetischen Strahlung, welche auch die Lichtquanten beschreibt, die Quantenelektrodynamik (QED), geht in ihren Anfängen auf eine Arbeit von Paul Dirac im Jahr 1927 zurück, in der er die Wechselwirkung von quantisierter elektromagnetischer Strahlung mit einem Atom beschreibt. Die QED wurde in den 1940er Jahren entwickelt und 1965 mit der Verleihung des Nobelpreises für Physik an Richard P. Feynman, Julian Schwinger und Shinichiro Tomonaga gewürdigt. Der Begriff "Photon" wurde 1926 durch den Chemiker Gilbert Newton Lewis geprägt, der darunter aber nicht das Lichtquant verstand. Er verwandte den Begriff im Rahmen eines von ihm vorgeschlagenen (und allgemein nicht anerkannten) Modells der Wechselwirkung von Atomen mit Licht.

Symbol

Für das Photon wird im allgemeinen das Symbol

\gamma

(gamma) verwandt. In der Hochenergiephysik ist dieses Symbol allerdings reserviert für die hochenergetischen Photonen der Gammastrahlung (Gamma-Quanten), und die in diesem Zweig der Physik ebenfalls relevanten Röntgenphotonen erhalten das Symbol X (von Englisch: X-ray).

Eigenschaften

Jegliche elektromagnetische Strahlung, von Radiowellen bis zur Gammastrahlung, ist in Photonen quantisiert. Das bedeutet, die kleinste "Menge" an elektromagnetischer Strahlung beliebiger Frequenz ist ein Photon. Photonen haben eine unendliche natürliche Lebensdauer, können aber bei einer Vielzahl physikalischer Prozesse erzeugt oder vernichtet werden. Photonen besitzen keine Ruhemasse, aber sie besitzen Energie. Ein freies Photon befindet sich nie in Ruhe, sondern bewegt sich mit der Vakuumlichtgeschwindigkeit. In optischen Medien ist die effektive Lichtgeschwindigkeit aufgrund der Wechselwirkung der Photonen mit der Materie verringert. Da Photonen Energie besitzen, wechselwirken sie gemäß der Allgemeinen Relativitätstheorie mit der Gravitation.

Erzeugung und Detektion

Photonen können auf vierlei Arten erzeugt werden, insbesondere durch Übergänge ("Quantensprünge") von Elektronen zwischen verschiedenen Zuständen (z. B. verschiedenen Atom- oder Molekülorbitalen oder Energiebändern in einem Festkörper). Photonen können auch bei nuklearen Übergängen, Teilchen-Antiteilchen-Vernichtungsreaktionen, oder durch beliebige Fluktuationen in einem elektromagnetischen Feld erzeugt werden. Zum Nachweis von Photonenströmen können z. B. Photomultiplier, Photoleiter oder Photodioden verwendet werden. CCDs, Vidicons, PSDs, Quadrantendioden oder Fotoplatten und -filme werden zur ortsauflösenden Detektion von Photonen benutzt. Im IR-Bereich werden auch Bolometer eingesetzt. Photonen im Gammastrahlen-Bereich können durch Geigerzähler einzeln nachgewiesen werden. Photomultiplier und Avalanche-Photodioden können auch zur Einzelphotonendetektion im optischen Bereich verwendet werden, wobei Photomultiplier im Allgemeinen die niedrigere Dunkelzählrate besitzen, Avalanche-Photodioden aber noch bei niedrigeren Photonenenergien bis in den IR-Bereich einsetzbar sind.

Spin

Photonen sind Spin-1 Teilchen und somit Bosonen. Es können also beliebig viele Photonen denselben quantenmechanischen Zustand besetzen, was zum Beispiel in einem Laser realisiert wird. Photonen vermitteln die elektromagnetische Wechselwirkung: Sie sind die Teilchen, die es anderen Teilchen erlauben, miteinander elektromagnetisch wechselzuwirken. Da die elektromagnetische Wechselwirkung eine sogenannte Eichtheorie ist, zählen die Photonen zu den Eichbosonen.

Photonen im Vakuum

Im Vakuum bewegen sich Photonen mit der Vakuumlichtgeschwindigkeit

c\,

= 299792458 ms^-1. Die Dispersionsrelation, d.h. die Abhängigkeit der Energie

E\,

von der Frequenz

\nu\,

(ny), ist linear, und die Proportionalitätskonstante ist das Planck'sche Wirkungsquantum

h\,

, :

E=pc=h\nu\,.

Der Impuls

p\,

eines Photons beträgt damit :

p=\frac=\frac\,.

Photonen in Medien

In einem Material wechselwirken Photonen mit dem sie umgebenden Medium, woraus sich veränderte Eigenschaften ergeben. Das Photon kann absorbiert werden, wobei seine Energie natürlich nicht verschwindet, sondern in elementare Anregungen (Quasiteilchen) des Mediums wie Phononen oder Exzitonen übergeht. Möglich ist auch, dass es sich durch ein Medium ausbreitet; zum Beispiel als gekoppeltes Phonon-Photon-Paar (Polariton). Diese elementaren Anregungen in Materie haben üblicherweise keine lineare Dispersionsrelation, und ihre Ausbreitungsgeschwindigkeit ist niedriger als die Vakuumlichtgeschwindigkeit bis hin zu nur einigen Metern pro Sekunde für spezielle Materialien.

Wechselwirkung von Photonen mit Materie

Photonen die auf Materie treffen lösen bei bestimmten Energien unterschiedliche Prozesse aus. Im Bereich von:
- 1 eV - 100 keV Photoeffekt,
- 100 keV - 1 MeV Compton-Effekt,
- 1,022 MeV - 6 MeV Paarbildung
- 2,18 MeV - 16 MeV Kernphotoeffekt. Diese Effekte tragen maßgeblich dazu bei, dass man diese Strahlung detektieren kann und sich bestimmte Stoffe mit bestimmten Effekten anhand der Gammaspektroskopie nachweisen lassen.

Literatur

- [http://www.osa-opn.org/abstract.cfm?URI=OPN-14-10-49 C. Roychoudhuri and R. Roy (editors) The Nature of Light, What is a Photon?, Supplement to Optics & Photonics News, Vol. 3 No. 1, October 2003, ISSN 10476938]
- Harry Paul Photonen, Januar 1999, ISBN 3519132222
- Klaus Hentschel: Einstein und die Lichtquantenhypothese. Naturwissenschaftliche Rundschau 58(6), S. 311 - 319 (2005),

Weblinks

- [http://www.activeart.de/dim-shops/demo/lichtMaterie Interaktive Darstellung] von Absorption, Emission und der stimulierten Emission Kategorie:Elementarteilchen Kategorie:Quantenphysik Kategorie:Optik ja:光子 ko:광자 simple:Photon

Sekundärelektronen-Vervielfacher

Sekundärelektronen

Licht, schnelle Elektronen und Ionen (die leider auch Atome rausschlagen) erzeugen in Halbleitern Elektronen-Loch Paare. Die Elektronen wandern an die Oberfläche und treten dank der niedrigen Austrittsarbeit aus. Damit diese Paare nahe an der Oberfläche entstehen, empfiehlt sich ein flacher Einfallswinkel. Eine Monolage Adsorbat (z.B. Wasser) ändert die Austrittsarbeit und der Vervielfachungsfaktor.

Aufbau

- Diskret: Photomultiplier
- Konitunierlich: Kanalelektronenvervielfacher
- Kontinunierlich und massiv Parallel: Mikrokanalplatte
- Diskret und parallel: Siehe Hamamatsu
- Kleiner ist schneller, wegen der Flugzeiten der Elektronen

Elektrotechnik

Mikrokanalplatte
- Gitter oder Photokathode deren Feld Sekundärelektronen in die richige Richtung lenkt (sonst wird die zeitliche und räumliche Auflösung verschlechtert).
- Spannungsteiler und der eigentliche Vervielfacher der dem Gitter der )
- Anode und der mit Absaugfeld (Siehe auch: Tetrode, Elektronenröhre, Wanderfeldröhre, Faraday-Auffänger oder Drahtkammer aber bitte nicht: Leuchtschirm, Bolometer, Widerstandsstreifen oder Szintillator ). Die Flugzeit limitiert den Frequnzgang. Deshalb benötigt man 200 V und 1 mm Abstand zum Vervielfacher.
- Frequenzweiche. Diese trennt das Rauschen der kV Gleichspannung (Spannungsteiler: Schrotrauschen, Stabilistator: Relative Ripple von 1/1000 bedeuten immer noch 2 V Ripple absolut) von den Vervielfacher und den empfindlichen (µV sind machbar) und schnellen (2 GHz sogar mit Si möglich) Transistor.
- schnelle Halbleiterverstärker ( Transistor ). Viele Transistoren haben 4 Elektronen rauschen, es gibt sogar Einelektronentransistoren. Es sollte also auf jeden Fall möglich sein, mit einer einzelnen MCP Einzelelktronen nachzuweisen. Die Weiche ein meist vorhandes Kabel und der Abschlusswiderstand hinterm Transistor müssen bezüglich der Impedanz angepasst sein. Kleiner ist schneller, höher ist empfindlicher. Besondere Nachweismöglichkeit ergeben sich bei der MCP aber durch die Einzelteilchenpulse. Die Elektronenwolken erzeugen 2D EM Wellen zwischen MCP und Anode. Wenn die Anode an drei Ecken in ein Wellenleiter endet, kann man über Interferenz die Position der Wolke rekonstruieren. Gleichzeitig steigt die Zeitauflösung für große MCPs, weil man Laufzeiteffekte rausrechnen kann. Eine hohe Zeitauflösung resultiert dann in einer hohen Ortsauflösung oder bei Flugzeitspektrometern in einer hohen spektralen auflösung und bei allen Detektoren in einem sichereren Nachweis, weil kurze Pulse bei gleicher Energie weiter über dem thermischen Rauschuntergrund stehen. Beim Nachweis geladener Teilchen muss man das Potential der vorderen MCP anpassen können. Da es keine schnellen und hochspannungsfesten elektrischen Durchführungen ins UHV gibt (man kann aber zwei Durchführungen ineinander stecken) und die Nachweiselektronik auf Erdpotential liegen sollte, muss man den gleichspannungs, hochspannungs Anteil mit einen Kondensator blocken. Dieser Kondensator muss also UHV tauglich sein, GHz Frequenzen übertragen können und trotzdem soviel Kapazität haben, das Nachschwinger vermieden werden. Die Größe dieses Kondensators und von MCPs in der Größe stehender Wellen liegt, muss das Gerät mit optischen Mitteln, also z.B. Prismen konstruiert werden.

Anwendung

- Photonen: Photomultiplier, Bildverstärker
- Elektronen: Elektronenspektrometer, LEED, Elektronenmikroskop
- Ionen: Massenspektrometer

Kategorie:Fototechnik

Fotografische Verfahren und Fototechnik. Siehe auch: :Kategorie:Sehen, :Kategorie:Farbe, :Kategorie:Optik, :Kategorie:Licht, :Kategorie:Lichttechnik, :Kategorie:Auge Technik Kategorie:Technik

Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie

Beobachtungsmethode der Astronomie

Little Boy

Little Boy var namnet på den atombomb med uran som släpptes över Hiroshima den 6 augusti 1945 kl. 08:16. En andra bomb, Fat Man, med plutonium var avsedd att släppas över staden Kokuro den 9 augusti. Men på grund av dåliga väderförhållanden över det målet fortsatte piloten till sitt alternativmål Nagasaki där bomben släpptes kl. 11:02. ko:리틀 보이 ja:リトルボーイ

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Морски дъждосвирец
Морският дъждосвирец (Charadrius alexandrinus) е птица от семейство Дъждосвирцови. Среща се и в България.