Instrumente und Methoden;     Astronomie:     Infrarot

Die Bedeutung des infraroten Bereichs des Spektrums liegt darin, dass die kalten Objekte im Universum bei grossen Wellenlängen strahlen. Der grösste Beitrag kommt dabei vom interstellaren Staub, kleine mineralische Teilchen, zum Teil mit Eismantel bedeckt, die im Allgemeinen eine Temperatur von nur 3 bis 20 Grad Kelvin haben. Auch das Gas zwischen den Sternen strahlt im infraroten Teil des Spektrums, und zwar in Emissionslinien. Schliesslich strahlen auch Sterne im Infraroten, insbesondere Sterne mit Staubhüllen.

Das wesentliche Problem im IR-Bereich ist, dass die zu messenden Objekte viel kühler sind als normale Messgeräte. Deswegen wird der Detektor kräftig gekühlt. Geräte die im nahen-IR arbeiten, kommen mit Kühlung auf -196 C (flüssiger Stickstoff) aus, bei grösseren Wellenlängen kühlt man bis -269 C (oder 4 Kelvin; flüssiges Helium). Die Detektoren werden in doppelwändigen Kühlgefässe, sogenannten Dewars, eingebaut. Durch Wärmezufuhr von aussen verdunstet die kalte Flüssigkeit relativ schnell.
Die Schwäche der Signale spielt ebenfalls eine grosse Rolle. Auch dafür ist das Kühlen der Detektoren gut, sie produzieren dann sehr wenig Eigensignal. Und bei schwachen Signalen muss man immer lange belichten!

Viele Messungen werden von Ballonplatformen (Fernsteuerung!) aus gemacht. Die Flugdauer ist etwa eine Nacht, für die die kalte Flüssigkeit gerade ausreicht. Auch werden Flugzeuge eingesetzt. Ein grosse Leistung sind die zwei Satelliten-Missionen (IRAS und ISO), die mit einem riesigen Gefäss voller flüssigen Heliums gestartet wurden. Die Menge an Helium war so gross, dass im kalten Weltraum bei langsamer Verdunstung des Heliums (weniger Wärmezufuhr aus der Umgebung) die Satellit-Missionen mehr als ein Jahr andauern konnten.

Gemessen wird sowohl die Helligkeit in breiten Wellenlängenbereichen (Photometrie), als auch die Feinstruktur der Spektren und Spektrallinien (Spektroskopie).

Im Fern-Infraroten strahlt die Ebene der Milchstrasse hell (der hoizontale Band im Bild). Der Staub der Ebene der Ekliptik (mit darin unser Planetensytem) leuchtet als schwaches, S-förmiges Band quer durch das Bild. Die Streifigkeit ist ein Artefakt der Datenverarbeitung, die dunkle Gebiete sind Streifen ohne Messdaten.      (Bild erarbeitet im IRAS Projekt; Link zu IRAS)

Die Photometrie liefert Information über die Hellligkeit im Infrarot (siehe z.B. Bild, Himmel aus IRAS Daten), über die spektrale Verteilung der Intensitäten und über die Temperatur der Objekte (Verwendung der Planck-Funktion). Die Spektroskopie liefert Information über die Spektrallinien und (unter Verwendung der Boltzmann-Statistik) über die Bedingungen wie Temperatur und Dichte in den Gasen des Interstellaren Mediums (ISM). Von grosser Bedeutung ist auch die Vermessung von Quellen in grosser Ferne, deren Licht durch die Expansion des Universums stark rotverschoben ist.

Die Strahlung im IR kommt vorwiegend aus flächenhaften Quellen (abgesehen von den im nahen-IR sichtbaren kühlen Sternen). Es werden daher mit den einfachen Bolometern Himmelsraster abgefahren oder es werden flächenhafte Detektoren eingesetzt. Die Strahlung im mittel- und fern-IR Bereich ist Wärmestrahlung der Staubteilchen (mit T von 10 - 100 K) oder Linienstrahlung von stossangeregten Atome und Ionen.

Der infrarote Bereich des Spektrums wird in vier Teile gegliedert. Die Gliederung ist begründet durch die Wirkung der Erdatmosphäre, die optisch-technischen Möglichkeiten und Aspekte der Astrophysik. Nach anfänglichen Versuchen mit Ballon-Experimenten werden die weiteren Messungen vorwiegend aus Flugzeugen und mit Satelliten durchgeführt. Im sub-mm-Bereich wird auch vom Erdboden aus gemessen.

Missionen waren für Photometrie (P) oder Spektroskopie (S)