Observationel astronomi

Det polske 1,3 meter teleskop ved det chilenske observatorium Las Campanas

Den observationelle astronomi er den del af området for astronomi , de himmellegemer ved deres komme til jorden stråling studerede og partikler. I lighed med såkaldt fjernmåling er målemetodikkens fokus den elektromagnetiske stråling fra fjerne objekter i hele spektret , fra radiobølger til infrarødt , synligt lys og ultraviolet stråling til røntgenstråler og gammastråler . Indfaldsretningen og strålingens fysiske egenskaber gør det muligt at drage konklusioner om egenskaberne for de emitterende eller lysabsorberende himmellegemer.

Præcise målinger af retningen giver oplysninger om position og afstand, bevægelse og struktur af de pågældende himmellegemer, mens undersøgelser af spektret angiver den kemiske sammensætning, stjernetemperatur , magnetfelter og ændringer i afstand til observatøren. Med et fotometer kan stjernernes lysstyrke bestemmes ud fra deres tidsmæssige ændring deres ligevægtsstatus. Udover elektromagnetisk stråling giver de kosmiske partikler, der kan detekteres på jorden, yderligere oplysninger. For fremtiden lover påvisning af gravitationsbølger nye typer observationer på himmellegemer som neutronstjerner eller sorte huller .

En central bekymring for observationsastronomi er udviklingen af ​​egnede instrumenter og detektorer. Den elektromagnetiske stråling fanges ved hjælp af teleskoper og optages fotografisk eller elektronisk. Fotometri og digital astrofotografi muliggør måling af lysstyrke, spektroskoper evaluering af spektre af objekter under observation. Teleskopkonstruktioner specielt tilpasset egenskaberne ved røntgen- eller radiostråling tillader undersøgelse af disse sektioner af det elektromagnetiske spektrum. Påvisning og nærmere undersøgelse af partikler og gravitationsbølger kræver særlige detektorer.

Grundlæggende

Astronomi er dårligere sammenlignet med andre naturvidenskaber ved, at den ikke kan undersøge sine undersøgelsesobjekter under kontrollerede forhold i laboratoriet. En direkte undersøgelse er kun mulig for de himmellegemer, der er tættest på os, især månen og de planeter og planetmåner, der allerede har været besøgt af jordiske rumprober, eller hvis fragmenter lejlighedsvis falder til jorden (f.eks. Mars -meteoritter ). Astronomi er derfor i høj grad afhængig af observation, især af evalueringen af ​​den elektromagnetiske stråling, der når os fra fjerne himmellegemer.

I betragtning af deres særlige situation har astronomer udviklet teknikker, hvormed systematiske konklusioner kan drages om egenskaberne og udviklingen af ​​astronomiske objekter alene fra observation. Et stort antal synlige eksempler er typisk tilgængelige for hver type observationsobjekt. For eksempel kan astronomer i stedet for at følge udviklingen af ​​en enkelt stjerne i milliarder af år observere forskellige stjerner på forskellige udviklingstrin for at undersøge stjernernes evolutionære vej. Ved hjælp af det kosmologiske princip kan der drages konklusioner om adfærden for fjerne objekter fra undersøgelser af nærmere prøveobjekter.

Der er forskellige måder at definere astronomiens underområder på. Udtrykket "at observere astronomi" fungerer som en samlebetegnelse for de forskellige teknikker til astronomisk observation. Der er ikke noget fælles navn for dets modstykke, formulering og forskning af fysiske modeller, hvorigennem egenskaber ved himmellegemer kan spores tilbage til de kendte fysiske love. Teoretisk astrofysik spiller højst sandsynligt denne rolle , hvor denne type modellering indtager et stort område, selvom den også delvist omhandler det teoretiske grundlag for astrofysiske observationsteknikker og dermed overlapper observationsastronomi.

Hvis underområder inden for astronomi defineres ved hjælp af de objekter, der skal observeres, er der altid et overlap med at observere astronomi - solforskning omfatter for eksempel naturligvis de tilsvarende specialiserede observationsmetoder; Det samme gælder planetologi , stjerneastronomi , astropartikelfysik og de andre tematiske underområder. Navnene på de underområder i observationsastronomi, der er opkaldt efter områderne i det elektromagnetiske spektrum, hvor observationerne finder sted: radioastronomi , infrarød astronomi , optisk astronomi , ultraviolet astronomi , røntgenastronomi og gammastronomi har en bredere udbredelse end det generiske udtryk .

historie

Før opfindelsen af ​​teleskopet

Persisk astrolabe (1700 -tallet)

Begyndelsen til observationsastronomi kan ikke klart fastslås. De gamle egyptere begyndte at bruge En kalender baseret på observationer af stjernen Sirius . Astronomiske optegnelser kendes fra mange avancerede civilisationer, for eksempel mayaerne og assyrerne .

Enkle instrumenter til bestemmelse af himmellegemers position kan allerede findes hos Hipparchus og Ptolemaios i det første årtusinde før vor tidsregning; de blev brugt i en mere raffineret form i arabisk astronomi i det første årtusinde e.Kr. De observationsanordninger, som Tycho Brahe brugte i 1500 -tallet, var baseret på de samme principper . Mekaniske computere som astrolabiet , der også fandt vej fra grækerne via arabisk astronomi til middelalderlig astronomi, gjorde det muligt at bestemme tiden og forudsige astronomiske begivenheder som solopgang.

17. til 19. århundrede

Herschels 40-fods teleskop (1789)

Begyndende med den første dokumenterede astronomiske brug af et teleskop af Galileo i 1609, følger observationsastronomiens historie stort set udviklingen af ​​stadig mere kraftfulde teleskoper. Milepæle var f.eks. Udviklingen af reflektorteleskopet af Gregory , Cassegrain og Newton og konstruktionen af ​​stadig større reflektorteleskoper af Herschel i 1700-tallet eller Parsons i 1800-tallet op til Hales 100-tommer teleskop (1917) den Mount Wilson Observatory .

Parallelt med den tekniske udvikling af optik og samling af teleskoper var der andre vigtige fremskridt: Fra begyndelsen af ​​1800 -tallet fandt spektroskopi vej til observationsastronomi. Allerede i 1800 brugte Herschel et prisme og et termometer til at bevise den termiske effekt af solens stråler - begyndelsen på infrarød astronomi . Et par år senere opdagede Wollaston og Fraunhofer de spektrale linjer i solspektret. I 1852 offentliggjorde Stokes de første observationer af ultraviolet sollys. I midten af ​​1800 -tallet udledte Bunsen og Kirchhoff solens kemiske sammensætning fra disse linjer. Fra dette tidspunkt begyndte udviklingen af ​​mere og mere præcise astronomiske spektrografer. Fra slutningen af ​​1800 -tallet gav brugen af ​​fotografiske metoder feltet en ny retning og muliggjorde observationer af tidligere umulig nøjagtighed og følsomhed.

20. til 21. århundrede

Karakteristisk for det 20. århundrede var introduktionen af ​​elektroniske måle- og detektionsinstrumenter og udvidelse af systematiske observationer til at omfatte andre bølgelængdeområder i det elektromagnetiske spektrum. Med observationer af Jansky og Reber begyndte radioastronomi i 1930'erne, som oplevede et boom efter afslutningen af ​​Anden Verdenskrig takket være nedlagt militærradio og radarsystemer. I 1940'erne blev fotomultiplikatorer brugt for første gang til at bestemme lysstyrke efterfulgt af første forsøg på elektronisk billedoptagelse og til sidst af CCD -detektorer , der stadig bruges i dag .

For observationer i bølgelængdeområder, der filtreres fra jordens atmosfære, begyndte fremrykningen i rummet: for første gang i 1946 for ultraviolette observationer, med en V2 -raket fanget af amerikanerne fra nazityskerne , og i 1949 på samme måde med de første røntgenobservationer uden for atmosfæren. Fra 1970 kredsede Uhuru, den første røntgensatellit om jorden, efterfulgt i 1983 af IRAS , det første infrarøde observatorium. Med sovjetiske Lunik 1 udforskede en rumsonde et andet himmellegeme, månen, for første gang i 1959; Landinger og de første billeder af månens bagside fulgte i samme år. I 1962 var Mariner 2 den første sonde, der nåede en anden planet, Venus ; I de følgende årtier nåede andre sonder til alle de store planeter i solsystemet.

Den astropartikelfysik begyndte i 1912 med den ballooning af Victor Franz Hess , hvor det første tegn på ioniserende stråling findes i kosmos. Det var imidlertid først i løbet af de følgende årtier, at det blev klart, at der var tale om hurtige elementarpartikler. Med udviklingen af ​​bedre og bedre partikeldetektorer blev flere og mere præcise målinger af kosmiske stråler mulige. Fra 1983 begyndte konstruktionen af ​​store neutrinodetektorer, hvormed solneutrinoer og med neutrinoerne i Supernova 1987A også for første gang blev neutrinoer, der stammer fra uden for vores solsystem, blev opdaget.

Moderne udvikling inden for observationsastronomi sigter mod øget præcision, endnu bedre udnyttelse og sammenkædning af de forskellige områder af det elektromagnetiske spektrum samt indsamling af stadig større mængder grunddata om stjerner i Mælkevejen og galakser i universet. Disse omfatter nye satellitobservatorier som Hubble -rumteleskopet , udviklingen af ​​teknologier som aktiv og adaptiv optik og for eksempel konstruktion af meget følsomme gravitationsbølgedetektorer , der har til formål at åbne op for en helt ny observationsform. Store projekter som LOFAR stiller store krav til computerinfrastrukturen, både hvad angår transport og behandling og lagring af de indsamlede data.

Observationer

I klassisk astronomi (op til omkring 1850) var observationer af himlen begrænset til visuelle metoder, for udover teleskoper af høj kvalitet og tilstrækkelig erfaring fra observatøren er flere eksterne faktorer og særlige egenskaber i øjet afgørende - se astronomisk observation med øjet . Mod slutningen af ​​1800-tallet flyttede observationen i stigende grad til astrofotografi og spektroskopi , hvortil radioastronomi kom omkring 1950 og fra omkring 1980 infrarødt og UV- lys, røntgenastronomi og meget lysfølsomme CCD-sensorer .

Bevis for objekter og deres struktur

Stjernekort over nærheden af ​​stjernebilledet Orion

Grundlaget for enhver observation er først at opdage et himmellegeme . I mange tilfælde er det imidlertid allerede muligt at opfatte strukturer på objektet, når det opdages. Det næste trin er generelt at bestemme dets himmelske koordinater ved at tage retningsmålinger efterfulgt af måling af lysstyrke , farve og spektrum.

Mange stjerner er allerede synlige på nattehimlen med det blotte øje . De mønstre, de danner på himmelsfæren, kaldet konstellationer eller konstellationer, tildeler de involverede stjerner en omtrentlig position og gør det lettere at orientere sig på himlen. De ældste af nutidens stjernebilleder , etableret af International Astronomical Union, går tilbage til stjernetegnens tolv babylonske tegn . Ifølge dagens forståelse er disse mønstre tilfældige ( bortset fra individuelle rækker af stjerner ) og tillader ikke at drage nogen konklusioner om egenskaberne af de involverede stjerner.

Fra dagens perspektiv er de historiske observationer med det blotte øje, der vedrører flygtige himmelfænomener, særligt interessante. Gamle optegnelser om pludselig nye stjerner giver tegn på såkaldte novaer (en af ​​partnernes opblussen i et binært stjernesystem) eller supernovaer (eksplosioner i slutningen af ​​en massiv stjernes liv ). Rapporter om forbipasserende stjerner, der ofte tolkes som tegn eller deres skildring på mønter , indikerer for eksempel kometer .

Den Katteøjetågen som fanget af Hubble-rumteleskopet

På grund af deres store afstand er himmellegemer ofte meget svage, når de observeres fra jorden; For at observere dem skal så meget som muligt af deres lys indsamles. Desuden er detaljerne i deres struktur meget tæt på hinanden fra et jordisk perspektiv; for alligevel at kunne bevise strukturen, kræves en høj opløsning . Begge krav opfyldes af teleskoper , hvis store mål, der består af optiske linser og muligvis spejle, langt overstiger det menneskelige øjes evner. Med teleskoper er det muligt at bestemme overfladestrukturen på planeterne og andre legemer i vores solsystem , at adskille komponenterne i binære stjerner med tæt afstand , at kortlægge omfattende strukturer som stjernetåger og endda at detektere detaljerne i galakser millioner af lysår væk - nogle af dem endda enkelte stjerner .

Fra omkring 1700 -tallet begyndte de observerede objekter at blive registreret systematisk i kataloger . De mest kendte kataloger er Messier-kataloget og det nye generelle katalog (samt indekskataloget, der supplerer NGC ).

Kun for de nærmeste astronomiske objekter - jordens måne og udvalgte planeter og deres måner - er et direkte besøg i betragtning, hvor en rumsonde kan observere og måle objektet fra tæt på eller endda lande på det. Kendte eksempler er Pioneer- proberne samt Voyager 1 og Voyager 2 .

Position på nattehimlen

Tilsyneladende stjernebevægelser over en periode på 45 minutter, synliggjort ved lang eksponering

Objektets position på nattehimlen er en grundlæggende observationsvariabel. Det kan specificeres i forbindelse med forskellige astronomiske koordinatsystemer . Grundprincippet for bestemmelse af position på nattehimlen er at måle passende vinkler . Et eksempel er den såkaldte elevationsvinkel , vinklen mellem den lige linje, der forbinder observatøren og det himmelske objekt og horisonten . Bestemmelsen af ​​position på himlen, astrometrien , har et væld af videnskabelige anvendelser og danner grundlag for næsten alle yderligere målinger på himmellegemer.

Himmelsobjekters positioner, målt af en observatør på jorden, ændres på grund af jordens rotation, men også for eksempel på grund af jordens bevægelse rundt om solen. Periodiske ændringer af denne art er grundlaget for kalenderberegningen og har længe været grundlaget for alle former for tidsmåling: Indtil 1956 blev længden på et sekund defineret som den gennemsnitlige længde på en soldag, derefter indtil 1967 på grundlag af af jordens bane omkring solen (såkaldt Ephemeris sekund ). Først siden 1967 er det andet i SI -systemet med enheder blevet defineret af egenskaberne ved bestemt stråling udsendt af atomer af en bestemt type.

Omvendt kan observatørens placering udledes af himmellegemernes position . Dette er grundlaget for astronomisk navigation, hvor den geografiske breddegrad og længdegrad af observationsstedet bestemmes ved at måle sol- eller stjernesteder med sekstanten .

Udviklingen af ​​stadig mere præcise instrumenter til bestemmelse af position muliggjorde en stabil fremgang i observationer. Selv simple lejer gør det muligt at registrere solens position på solstikkens tidspunkter . Selv uden teleskoper var den danske astronom Tycho Brahe i stand til at foretage systematiske observationer af planeternes positioner på det tidspunkt, på grundlag af hvilket Johannes Kepler senere fastlagde lovene om planetbevægelse opkaldt efter ham .

Med fremkomsten af ​​stadig kraftigere teleskoper var det muligt at måle vigtige astrometriske størrelser fra omkring 1800 . Dette omfatter for eksempel aberration , der udtrykker indflydelsen fra jordens bevægelse på den tilsyneladende stjerneplacering og parallaksen, som er så vigtig for afstandsmåling af fjerne objekter : afhængigt af observationsstedet (f.eks. jorden om vinteren sammenlignet med den om sommeren), tættere flytter stjerner i perspektiv mod baggrunden for de fjerne stjerner. Det var også muligt at bestemme den rigtige bevægelse af stjerner, som på grund af de enorme afstande kun viser sig i meget små ændringer i stjernekoordinaterne . Nøjagtige undersøgelser af de kendte planetbaner førte til påvisning af orbitalforstyrrelser , hvilket indikerede eksistensen af ​​andre himmellegemer. Dette førte til opdagelsen af ​​planeten Neptun og (indirekte) dværgplaneten Pluto . En ellers utilfredsstillende forklarbar anomali i Merkur -kredsløb viste sig at være en effekt af den generelle relativitetsteori udviklet af Albert Einstein .

Med fremkomsten af fotografiske metoder blev det muligt teknikker, hvor de relative afstande for forskellige objekter bestemmes direkte på den fotografiske plade eller ud fra elektroniske billeddata. Den seneste state of the art er astrometri -satellitter såsom Hipparcos -missionen, der bestemte over en million stjerneplaceringer, og efterfølgermissionen Gaia . Med moderne målinger er nøjagtigheden så høj, at effekterne af den relativistiske lysbøjning skal tages i betragtning i evalueringen . Et af målene er at opdage de små tumlende bevægelser af stjerner, der kredser om deres egne planeter med lignende masser og baner som Jupiter eller Saturn , og dermed at opdage titusinder af nye planeter fra fjerne stjerner ( eksoplaneter ).

lysstyrke

Ved hjælp af fotometriske metoder kan lysstyrken på astronomiske objekter registreres kvantitativt. Hvor lyst et objekt fremstår, når det ses fra jorden ( tilsyneladende lysstyrke ) afhænger på den ene side af dets iboende lysstyrke, der i astronomi omtales som absolut lysstyrke eller lysstyrke , og på den anden side af dets afstand til jorden. Hvis den absolutte lysstyrke er kendt, kan afstanden udledes af den tilsyneladende lysstyrke. Objekter, hvormed dette er muligt, kaldes standardlys ; de vigtigste eksempler er såkaldte Cepheid- stjerner og type Ia-supernovaer .

Animation af en formørkende dobbeltstjerne med resulterende lyskurve.

Omvendt, hvor den absolutte lysstyrke kan bestemmes ud fra afstand og tilsyneladende lysstyrke, kan der drages konklusioner om objektegenskaber. Stjernernes såkaldte lysstyrkeklasser er en af ​​de afgørende variabler i den systematiske registrering af denne type objekter. Dit system er en moderne teori om kolonnen til stjernestruktur og - genese . De såkaldte kvasars store lysstyrke kombineret med disse objekters lille størrelse viste, at kvasarlysstyrken skal genereres af en ekstremt effektiv strålingsmekanisme. Den eneste mekanisme for passende effektivitet er forekomsten af ​​stof på et ekstremt kompakt centralt objekt. Tilsvarende overvejelser førte til det moderne billede af sorte huller som energikilde for kvasarer og andre aktive galaksekerner .

Ændringer i lysstyrke gør det også muligt at drage konklusioner om observationsobjektets beskaffenhed. Såkaldte fotometriske dobbeltstjerner kan for eksempel ikke observeres separat i teleskopet; den lyskurven - den tidsmæssige variation af lysstyrken - viser imidlertid, at der her en stjerne regelmæssigt bevæger sig foran den anden. Oplysninger om binære stjerners bane kan til gengæld bruges til at beregne massen af ​​hver af partnerne eller i det mindste den samlede masse. Andre periodiske lysstyrkesvingninger af variable stjerner svarer til stjernepulsationer , hvor stjernen med jævne mellemrum bliver større og mindre igen.

Spectra

Den astronomiske spektroskopi er en af ​​søjlerne i observationel astronomi. Spektrallinjer - emissionslinjer og absorptionslinjer - med deres bølgelængder, der er karakteristiske for de forskellige typer atomer, giver mulighed for indsigt i den kemiske sammensætning af de fleste himmellegemer. Spektrallinjernes styrke og form giver også information om de fysiske forhold (f.eks. Temperatur eller tryk ) i de observerede objekter.

Sammen med opdelingen i lysstyrkeklasser gør stjernernes opdeling i spektralklasser det muligt at klassificere dem i et såkaldt Hertzsprung-Russell-diagram . Denne systematik førte til de moderne modeller for stjernedannelse og evolution . Generelt giver en sammenligning af lysstyrken af ​​et objekt ved forskellige bølgelængder oplysninger om dets temperatur og i henhold til strålingslovene også om, hvor meget stråling objektet udsender pr. Arealenhed. Den metalindhold af en stjerne afspejler sammensætningen af det interstellare medium hvorfra stjerne blev dannet. Siden stjerner gradvist producere tungere grundstoffer gennem kernefusion (såkaldt stjernernes nukleosyntese ), og slip dem tilbage til det interstellare medium mod slutningen af deres levetid, dets metalindhold stiger i løbet af historien om galaksen. Systematiske målinger af stjernernes metallicitet førte til begrebet stjernebestand og giver spor om Mælkevejens struktur og udvikling.

Spektrallinjerne kan også bruges til at bestemme, om spektret for et fjernt objekt forskydes samlet set. Et eksempel er Doppler -effekten , frekvensforskydningen på grund af bevægelse af et objekt, der tillader mindst en del af hastigheden af ​​et fjernt objekt at måles direkte: komponenten i observationsretningen. I tilfælde af såkaldte spektroskopiske binære stjerner kan det udelukkende demonstreres på grundlag af det periodiske skift af spektrale linjer, at et objekt kredser et sekund der.

Spektrale forskydninger er særlig vigtige for kosmologi . I standardmodellen for et ekspanderende univers forskydes lyset fra en fjern galakse stærkere i retning af længere bølgelængder inden for rammerne af det såkaldte kosmologiske rødforskydning , jo længere væk er den pågældende galakse fra os. Målinger af de røde forskydninger i kombination med afstandsmålinger er derfor uundværlige for at kunne spore universets udvikling. For eksempel kan de bruges til at demonstrere accelerationen af ​​kosmisk ekspansion, en indikation på en ny energiform, kendt som mørk energi . På den anden side er rødforskydningen et direkte mål for afstanden til fjerne galakser og aktive galaksekerner , hvis afstand ikke kan bestemmes på anden måde. Tilsvarende "Redshift Surveys", systematiske undersøgelser af galakser med evaluering af de røde forskydninger, giver vigtige oplysninger om udviklingen af ​​galakser.

Undersøgelser ved forskellige bølgelængder

Falsk farvebillede af den radio galakse Cygnus A

I det meste af sin historie var astronomi begrænset til at observere himmellegemerne inden for synligt lys . Moderne astronomi bruger derimod observationer fra store dele af det elektromagnetiske spektrum, der supplerer hinanden. Astronomiske observationsmetoder, der bruger flere bølgelængdeområder i det elektromagnetiske spektrum er kendt som multi-bølgelængde-astronomi .

Radiobølger

Den radio astronomi observeret i bølgelængdeområdet mellem millimeter og hundredvis af kilometer. Størstedelen af ​​astronomiske objekter stråler kun svagt i dette område; Selv de fjerneste stærke radiokilder er endnu mere tydeligt synlige, især da radiobølger næppe absorberes af interstellare skyer af støv og tåge . På denne måde kan fjerne radiogalakser , men også dværggalakser bag den galaktiske disk, let observeres. De fleste pulsarer - roterende neutronstjerner, hvorfra ekstremt regelmæssige, pulslignende signaler kan optages på Jorden - kan også observeres i radioområdet. De vigtigste observationer af kosmisk baggrundsstråling , der opstod for omkring 14 milliarder år siden, falder også ind i mikrobølgeområdet . Det giver oplysninger om forholdene i det tidlige, varme univers, blot 400.000 år efter Big Bang .

Infrarødt billede af Helix -stjernetågen med Spitzer -rumteleskopet

Mikrobølgeområdet bruges også af radarastronomi , hvis teknikker kun kan anvendes på vores kosmiske kvarter i solsystemet: Ved hjælp af et radioteleskop sendes mikrobølger med høj intensitet i retning af et astronomisk objekt og reflekteret signal opfanges. F.eks. Kan planets overflader , men også af asteroider og nogle kometer måles.

Infrarød stråling

Den infrarøde astronomi , med bølgelængder mellem 700 nm og 300 mikron , er velegnet til en forholdsvis overvågning af kolde genstande som brune dværge og sådanne stjerner, den dybe indre af molekylære skyer er indlejret. Desuden er det interstellare støv langt mere gennemsigtigt ved sådanne bølgelængder end for synligt lys; områder, der ellers er skjult bag støv, bliver synlige, såsom kernerne i infrarøde galakser , protostarer , der lige er begyndt at danne, og midten af ​​vores egen galakse , herunder umiddelbar nærhed af det supermassive sorte hul, den indeholder .

Ultraviolet stråling

Den infrarøde stråling efterfølges af synligt lys, observationsområdet for den visuelle astronomi, der allerede er nævnt ovenfor . Ud over dette er rækkevidden af ultraviolet astronomi med bølgelængder mellem 10 og 380 nm. Det er her meget varme stjerner kan observeres særligt godt. Derudover er der et særligt stort antal spektrale linjer i dette bølgelængdeområde. UV -observationer giver vigtig information om alle fænomener, hvor spektrale linjer - eller deres forskydning - spiller en rolle, for eksempel om binære stjerner eller stofstrømme i nærheden af ​​stjerner. På den anden side er dette bølgelængdeinterval gunstigt til bestemmelse af egenskaberne for det interstellare medium, der er placeret i rummet mellem observatøren og det observerede fjerne objekt på basis af absorptionslinjer .

Røntgen- og gammastråler

Vores sol i røntgenstråler, observeret med Yohkoh- satellitteleskopet

Den røntgen astronomi i bølgelængdeområdet mellem 12 nm og ca. 2,5 pm er dedikeret til, følgende forhold mellem temperaturen af en genstand, og fra det hovedsagelig udsendte stråling, primært meget varme genstande. Disse omfatter optagelsesdiske af sorte huller og røntgen binære stjerner . Andre typiske astronomiske røntgenkilder er varm gas, der samler sig i galaksehobenes centre , stødfronter i atmosfæren af ​​unge stjerner eller corona af ældre stjerner som vores sol.

Den gammastråleastronomi omfatter endelig stråling med bølgelængder i picometer området og nedenfor ved. Objekterne for observation er stødfronter og nærheden af ​​sorte huller, dvs. aktive galaksekerner og mikrokvasarer . Desuden undersøges såkaldte gammastråleudbrud : korte begivenheder med ekstremt høj energi, hvis kilder antages at være visse former for supernovaeksplosioner eller sammensmeltning af neutronstjerner afhængigt af deres varighed .

Astropartikelfysik

Eksempel på en kosmisk partikelbruser

Ud over elektromagnetisk stråling kan visse former for partikelstråling, der stammer fra rummet, detekteres på jorden. De er genstand for undersøgelse i observations astropartikelfysik .

Den såkaldte primære kosmiske stråling består hovedsageligt af protoner , elektroner og isolerede tungere (og fuldstændigt ioniserede ) atomkerner . En del af dette er den såkaldte solvind . Sekundære kosmiske stråler opstår, når disse partikler støder sammen med atomerne i jordens atmosfære. Kandidater til kilder til galaktiske og ekstragalaktiske kosmiske stråler er chokfronterne for supernovaeksplosioner og fokuserede stråler, der opstår i umiddelbar nærhed af sorte huller og andre kompakte objekter.

En anden type kosmisk partikelstrøm , der kan detekteres på jorden, er kosmiske neutrinoer , som for eksempel genereres under supernovaeksplosioner . Hidtil er neutrinoer fra solen og fra supernovaen 1987A blevet påvist. Det endnu ikke nåede mål med større detektorer er også at kunne detektere neutrinoer fra nærliggende aktive galaktiske kerner . Et andet mål med astropartikelfysik er forskning i såkaldt mørkt stof , som hidtil kun kan påvises indirekte gennem dens tyngdekraftseffekt. Det menes, at dette stof består af en tidligere ukendt art af elementære partikler; Partikeldetektorer som CRESST eller EDELWEISS formodes at detektere disse partikler. Selv den højeste energi elektromagnetiske gammastråling, som ikke kan detekteres med teleskoper, men kun med partikeldetektorer , er inkluderet i astropartikelfysik.

Gravitationsbølge -astronomi

Gravitationsbølge -astronomi er stadig urealiseret . Her er informationsbærerne ikke elektromagnetiske bølger eller elementarpartikler, men snarere forvrængninger af selve rumtiden , som formerer sig med lysets hastighed . Eksistensen af ​​disse bølger forudsiges af generel relativitet ; De blev indirekte opdaget ved konventionelle astronomiske observationer på binære stjernesystemer såsom PSR 1913 + 16 . Gravitationsbølgedetektorer som VIRGO , GEO600 og LIGO -detektorer arbejder på direkte detektion . Målet er at indhente oplysninger om kosmiske begivenheder som fusion af neutronstjerner og sorte huller , asymmetriske supernovaeksplosioner eller faseovergange i det tidlige univers ved at måle de tilhørende gravitationsbølger .

Instrumenter og metoder

Ure

Nogle af de ældste astronomiske instrumenter bruges til at bruge himmellegemernes bevægelse til at bestemme tiden. Det mest kendte eksempel er solurene , der gør brug af solens vej. Men også for mere generelle instrumenter som astrolabes var tidsbestemmelsen ud fra bestemte stjerners position en vigtig anvendelse.

På den anden side for nøjagtige positionsmålinger er en tidsmåling, der er uafhængig af den himmelske bevægelse, uundværlig. De første astronomiske anvendelser går tilbage til 1300 -tallet, og udviklingen af ​​mekaniske ure var tæt forbundet med astronomi. Ud over de videnskabelige ure var der repræsentative versioner af astronomiske ure, der direkte gengav solens, månens og planets bevægelse.

Fra udviklingen af ​​præcise kronometre (til bestemmelse af geografisk længdegrad ) til den første offentlige tidstjeneste (ved Harvard College Observatory fra december 1851) fortsatte den fælles udvikling af tidsmåling og astronomi. Grundlaget for tidsmåling i moderne observationsastronomi er den internationale atomtid TAI, som er tilgængelig over hele verden via satellitnavigationssystemet GPS med forholdsvis lille indsats og høj nøjagtighed. Præcise tidsstempler bruges i astrometri, men også for eksempel ved sammenkobling af radioteleskoper, der er langt væk ( Very Long Baseline Interferometry ), til bestemmelse af laserafstande, til måling af radar og til detektering af små uregelmæssigheder i de ellers ekstremt regelmæssige signaler modtaget fra pulsarer .

Optiske teleskoper

Teleskop med en spejldiameter på 60 cm i Ostrowik (nær Warszawa )

Siden deres første dokumenterede brug af Galileo Galilei har teleskoper været de centrale observationsinstrumenter i astronomi. I et optisk teleskop opsamler passende arrangementer af linser og / eller spejle lys fra en meget større opsamlingsoverflade end det menneskelige øje. Det opsamlede lys kombineres for at danne et billede af objektet, som også har en højere vinkelopløsning i forhold til øjet.

Kernen i hvert teleskop er optikken. I professionel astronomi, de rene linse teleskoper har (refraktorer) stort set blevet erstattet af reflektor teleskoper , som kan konstrueres meget større (og dermed mere magtfulde). I tilfælde af Schmidt -kameraer eller lignende teleskoper bruges specielle korrektionslinser foran spejlarrangementet. De største teleskoper, der i øjeblikket planlægges, er tredive meter teleskop (30 meter i diameter) og E-ELT , det "europæiske ekstremt store teleskop", hvis diameter vil være 39 m.

Amatørastronomer bruger mindre instrumenter på omkring 10 til 30 cm, ofte i designs, der er billigere at fremstille end de professionelt anvendte teleskoper. Eksempler er Newton -teleskopet - især i det meget enkle Dobsonian -mount - og Schmidt -Cassegrain -teleskopet .

Af stabilitetshensyn lagres professionelle teleskoper adskilt fra den omgivende bygning på deres eget fundament. Beskyttende kupler holder vejret ude og forhindrer teleskoper i at varme op på grund af solstråling og ændre deres form på grund af termisk ekspansion eller vindtryk.

For næsten alle videnskabelige observationer er det nødvendigt at kompensere for jordens rotation ved langsomt at dreje teleskopet i den modsatte retning. I lang tid var ækvatoriale mounts almindelige, hvor teleskopet er justeret på en sådan måde, at jordens rotation kompenseres ved at rotere den rundt om en enkelt mekanisk akse. I modsætning hertil giver ikke-parallaktiske beslag (især det altazimutale mount ) fordelen ved højere mekanisk stabilitet, så de bruges mere og mere i moderne store teleskoper. Ud over at spore teleskopet kræver de imidlertid også en relativ rotation af kameraet og teleskopet; Ellers ville den samme himmelstrækning altid blive observeret, men orienteringen af ​​det afbildede himmelområde ville rotere i forhold til kameraet over tid. Moderne teleskoper styres alle af computere.

En række specialiserede instrumenter er i brug til at observere solen , hvor kravene ikke er lave, men tværtimod meget høj lysstyrke. Ofte er solteleskoper fastgjort i en fast retning; spejlene på en såkaldt coelostat , der sporer solen, reflekterer sollyset ind i teleskopet. Det indre af solteleskoper evakueres normalt, fordi luften, der varmer op, ville forvrænge billedet. I koronografer er solskiven kunstigt dækket for at kunne undersøge solcoronaen.

Astrofotografering og elektronisk billeddannelse

Alfred Jensch -teleskopet fra Thüringen State Observatory : verdens største Schmidt -kamera

Inden fotografiet blev opfundet , var al astronomi afhængig af øjet alene. Så snart filmmaterialet blev lysfølsomt nok, sejrede fotografiske metoder i hele astronomien: det menneskelige øje vurderer kun indtryk af brøkdele af et sekund, mens et fotografi opsamler lys, så længe lukkeren er åben. Det resulterende billede registreres i lang tid, så mange astronomer kan bruge og evaluere de samme data. Den astrofotografi bruger specielle fotografiske film eller glasplader med en fotografisk emulsion er belagt. Visse typer teleskoper, f.eks. Schmidt -kameraet, er designet fra begyndelsen til brug sammen med et kamera og tillader ikke observation med det blotte øje.

Særlige instrumenter blev brugt til at evaluere fotoplader. Et eksempel er enheder, der blev brugt til præcist at måle objektets positioner; Et andet eksempel er blinkende komparatorer eller stereokomparatorer , hvilket gjorde det muligt at sammenligne to optagelser og blev brugt til at søge efter objekter som f.eks. Asteroider eller kometer, hvis position i forhold til den faste stjernehimmel ændrer sig hurtigt.

Billedet spillede en afgørende rolle i observationsastronomi i over et århundrede. I dag er kendskabet til fotografiske metoder næsten kun nyttigt for professionelle astronomer for at kunne vurdere egenskaberne af dataene fra tidligere undersøgelser, der er tilgængelige i form af fotoplader CCD'er (også brugt i digitale kameraer) og CMOS -chips, som er betydeligt mere lysfølsomme end film, er blevet udskiftet. Særlige felter som fotometri og interferometri har brugt elektroniske detektorer, såsom fotomultiplikatorer , i betydeligt længere tid.

Elektroniske observationer har den fordel, at de relevante råbilleder er tilgængelige direkte efter observationen uden en udviklingsproces . Billeddataene kan også behandles yderligere direkte i computeren. Målinger med elektroniske detektorer følger en karakteristisk rækkefølge: I det enkleste tilfælde bruges en testoptagelse i fuldstændigt mørke (f.eks. Med et overdækket teleskop) til at bestemme, hvilket signal detektoren afgiver, når der ikke falder lys på det. Ved derefter at observere et jævnt belyst hvidt område bestemmes det i hvilket omfang nogle detektorområder er mere følsomme end andre. Dataene fra begge testoptagelser vil senere blive brugt til at korrigere de astronomiske optagelser i overensstemmelse hermed.

Håndterer virkningerne af jordens atmosfære

Forvrængning og forskydning af billedet af en stjerne på grund af atmosfæriske effekter ( negativ repræsentation )

Optisk og radioastronomi kan udføres fra jorden, da atmosfæren er relativt gennemsigtig for lyset af de pågældende bølgelængder . Observatorier er ofte placeret i store højder for at minimere absorption og forvrængning fra Jordens atmosfære samt nedbrydning af skyer. Nogle bølgelængder af infrarødt lys absorberes stærkt af vanddamp. Nogle bjergtoppe har et stort antal skyfri dage og har generelt gode atmosfæriske forhold (dvs. gode sigtforhold). Spidserne på øerne Hawaii og La Palma har disse egenskaber, og visse indlandsområder tilbyder også passende forhold, f.eks. Paranal , Cerro Tololo og La Silla i Chile .

Observationer fra jorden påvirkes af en række forstyrrende effekter. Luftbevægelser i atmosfæren får billederne af astronomiske objekter til at skifte og fordreje over korte tidsskalaer. Det såkaldte se (billedets sløring forårsaget af luftturbulens ) begrænser ofte teleskopets teoretiske opløsning betydeligt under de givne forhold . Det kan være mærkbart i den synlige del af spektret ved åbninger på 15-20 centimeter og laver større teleskoper i. d. Det meste af sløret udføres normalt. Imidlertid gør en række metoder som adaptiv optik , speckle interferometri og heldig billeddannelse det muligt i det mindste delvist at kompensere for de atmosfæriske effekter.

Den Hubble Space Telescope

Nattens mørke er en vigtig faktor i observationsastronomien. På grund af byernes stigende størrelse og befolkningstæthed stiger mængden af ​​kunstigt lys også om natten. Kunstige lyskilder skaber en diffus baggrundsbelysning, der gør det svært at observere svagt lysende objekter. Nogle steder, f.eks. I den amerikanske delstat Arizona eller i Storbritannien , er der allerede taget officielle foranstaltninger til at reducere en sådan lysforurening . Brug af egnede lampeskærme på f.eks. Gadelamper reducerer ikke kun mængden af ​​lys, der udsendes til himlen, men sikrer også bedre belysning på jorden. En del af lysforureningen kan kompenseres med filtre under astronomiske observationer . Hvis et filter kun slipper igennem det lys, hvor det målobjekt skinner særligt stærkt ( f.eks. Tågefilter til individuelle spektrale linjer), blokeres en stor del af det spredte lys.

Ud over spørgsmålene om opløsning og lysforurening skal atmosfærens indflydelse også tages i betragtning ved målinger på jorden. På den ene side absorberes lyset fra et fjernt himmelobjekt delvist i atmosfæren, og jo mere, jo lavere er objektet, som det ses af observatøren, over horisonten (såkaldt udryddelse ). Dette skal tages i betragtning, når man måler lysstyrken af ​​et objekt enten direkte eller sammenligner det med et andet objekt. På den anden side brydes det indfaldende lys i jordens atmosfære ; dette påvirker et objekts tilsyneladende position på himlen (såkaldt astronomisk brydning ). Denne effekt afhænger også af, hvor højt objektet er over horisonten.

Det er fornuftigt at overvinde atmosfæren både for at undgå atmosfærens forstyrrende virkninger for observationer i synligt lys samt for observationer af røntgen, gammastråling, UV og (med små undtagelser, såkaldte bølgelængdevinduer) infrarødt lys. En mulighed er ballonteleskoper såsom BOOMERanG eller teleskoper i højtflyvende fly såsom Lear Jet Observatory , Kuiper Airborne Observatory eller SOFIA . Det går endnu højere med rumteleskoper som Hubble-rumteleskopet , dets planlagte efterfølger, James Webb-rumteleskopet , røntgensatellitter som ROSAT eller WMAP- mikrobølge- teleskopet . Radioastronomer forsøger også at undgå jordiske kilder til interferens, som truer med at dække de svage radiosignaler fra astronomiske objekter. En række radioastronomisatellitter er i brug; Et radioteleskop på den anden side af månen overvejes også.

Fotometri

For fotometri, måling af lysstyrken af ​​et givet objekt, bruges sammenligningsmetoder mest i dag. I stedet for at måle strålingsstrømmen for det pågældende objekt direkte, sammenlignes det med strålingsstrømmen for et nærliggende referenceobjekt, hvis lysstyrke kendes fra systematiske målinger.

Moderne fotometriske målinger bruger en egenskab ved CCD -detektorer , der bruges til astronomisk billedoptagelse: over et bredt lysstyrkeområde er lysstyrken af ​​billedet af et objekt, der elektronisk fanges af CCD, proportionalt med dets ( tilsyneladende ) lysstyrke. Det er vigtigt at tage højde for ikke kun detektorens karakteristiske egenskaber, men også udryddelsen . Dette kan gøres ved at måle observationsobjektets lysstyrke i forskellige højder over horisonten; disse data gør det muligt at ekstrapolere, hvor lyst objektet ville være uden indflydelse fra jordens atmosfære.

I forbindelse med filtre repræsenterer lysstyrkemålinger også et indledende stadie af spektrometri.Filtre tillader kun stråling fra en begrænset del af et objekts spektrum igennem; Lysstyrkmålinger med opstrømsfiltre giver derfor et groft overblik over f.eks. En stjernes spektrum. Et passende valgt system af standardfiltre, såsom det meget udbredte UBV -system , gør det muligt at bestemme spektraltypen af ​​en stjerne og temperaturen på dens ydre lag.

Spektroskopi

Spektrum af en stjerne i spektralklassen G

I kombination med et teleskop er spektroskopet et standard astronomisk instrument. Tidlige spektroskoper deler lys i dets forskellige bølgelængder ved hjælp af prismer ; Før introduktionen af ​​astrofotografi blev et sådant prisme bygget direkte ind i teleskopets okular .

Moderne spektroskoper er designet som spektrografer : spektret optages på film eller af detektorer. Med spektrografer kan lyset af et og samme astronomiske objekt registreres med lang eksponering; på denne måde kan spektrene for svage genstande også bestemmes, såsom fjerne galakser. Opløsningseffekten - den mindste afstand mellem to spektrale linjer, der stadig kan skelnes fra hinanden - skyldes kameraets opløsningsevne og brændvidde, den maksimale eksponeringstid og opløsningsstyrken for det element, der bruges til at opdele lyset. Sidstnævnte er næsten altid et optisk diffraktionsgitter i moderne instrumenter . På den ene side reducerer brugen af ​​gitre tabet af lys i forhold til prismer. Desuden kan riste formes på en sådan måde, at en bestemt diffraktionsorden fremstår særligt lys; på denne måde kan en særlig høj opløsning af spektret opnås med lave ordrer. For at sige det enkelt, kommer forskellige spektrale billeder af et og samme objekt frem fra lysets nedbrydning; Med disse særlige gitre er en af ​​dem særlig lys. De såkaldte Echelle- spektrografer er særligt effektive , hvor de højere ordrer af et konventionelt diffraktionsgitter falder på et andet rist, Echelle- gitteret, som er arrangeret vinkelret på det første rist og adskiller de højere ordrer fra hinanden.

Bølgelængder ud over synligt lys

Skål med radioteleskopet Effelsberg

Det grundlæggende princip for teleskoper for andre bølgelængder er det samme som for synligt lys: et optisk system opsamler den indgående stråling og leder den til en detektor. Specielt detektortypen er karakteristisk for det strålingsområde, der undersøges.

For ultraviolette teleskoper adskiller optikken sig ikke mærkbart fra dem til brug med synligt lys; visse bølgelængder kræver imidlertid brug af specielt belagte spejle. Det samme gælder for infrarød astronomi; der ligger den største forskel i køling af alle teleskopkomponenter, hvilket er nødvendigt for at eliminere forstyrrende varmestråling .

Radioteleskoper har derimod et mærkbart anderledes udseende end deres optiske modstykker. Den mindste opnåelige opløsning skyldes generelt forholdet mellem bølgelængden af ​​den indfangede stråling og diameteren af ​​det område, som strålingen opsamles med. På grund af radiobølgernes lange bølgelængder er derfor meget store "retter" nødvendige for at generere "radiobilleder" med en tilstrækkelig god opløsning. Takket være tekniske fremskridt opnår radioteleskoper nu opløsninger på mindre end en tusendels buesekund.

Wolter-teleskopoptik for Chandra røntgen- satellitten

Røntgenteleskoper-på grund af atmosfærens uigennemtrængelighed for røntgenstråler kun i form af satellitteleskoper som ROSAT eller Chandra -har en karakteristisk struktur, som skyldes, at røntgenlys ikke kan reflekteres med konventionelle spejle. Op til en øvre energigrænse på omkring 10 keV bruges såkaldte Wolter-teleskoper , hvis indlejrede spejle afspejler fladt indfaldende røntgenstråler. I tilfælde af energier over dette består "optikken" af kollimatorer , som kun tillader røntgenstråling at passere fra en meget specifik retning, eller af "kodede masker", hvis skygger kaster en skygge, over hvilken hændelsesretningen ligger Røntgenlys kan aflæses. CCD'er, andre halvlederdetektorer og scintillationstællere kan f.eks. Bruges som detektorer .

Positioneringsinstrumenter

Automatiseret meridiankreds af den Observatory US Naval

Grove retningsbestemmelser er mulige, hvor to referenceobjekter kan bruges. Med den neolitiske stencirkel af Stonehenge var det allerede muligt at registrere solens position på solhvervstidspunktet og derefter udlede tilbagevenden af ​​denne tid ved hjælp af de passende placerede sten.

Mere præcise retningsfindende enheder såsom Jacobs personale , enkle kvadranter eller armillære kugler gjorde allerede kvantitative målinger med det blotte øje, før kombinationen af ​​teleskop og retningsfindende enhed førte til udviklingen af ​​mere præcise måleinstrumenter, fra håndholdte sextanter til navigation til astronomiske teodolitter . Et vigtigt instrument er meridiancirkler eller passageinstrumenter, der kun kan drejes i et plan (fra sydpunktet til zenit til nordpunkt ); det måles, når og i hvilken højde en planet eller stjerne passerer observationsretningen ( stjernegang ). Stjernedækninger ved månen, asteroider eller planeter - mere sjældent også gensidige stjernedækninger - giver mulighed for med stor nøjagtighed at bestemme de relative positioner af de involverede himmellegemer.

Inden introduktionen af ​​fotografiske metoder blev der brugt særlige måleenheder til at bestemme vinkelafstanden mellem objekter - f.eks. Dobbeltstjerner - der er synlige sammen i et teleskops synsfelt. Et eksempel er et mikrofon med splitlinser. Ved at flytte objektivdelene mod hinanden kan billederne af to forskellige stjerneskiver bringes til enighed; omfanget af det nødvendige skift er et mål for stjernernes vinkelafstand.

Med fremkomsten af fotografiske metoder blev det muligt teknikker, hvor de relative afstande for forskellige objekter bestemmes direkte på den fotografiske plade eller fra de elektroniske billeddata. De vinkler, der kan måles på denne måde, er imidlertid forholdsvis små; hvis et netværk af himmelske positioner rekonstrueres fra så små vinkler, er den samlede fejl forholdsvis stor. Med astrometri -satellitter som Hipparcos og Gaia rettes lyset fra to teleskoper fastgjort i en fast vinkel til hinanden på den samme detektor; nøjagtigheden af ​​grundvinklen overvåges præcist ved hjælp af et lasersystem. Et stort antal større vinkler måles og forbindes til et netværk af stjernepositioner.

Interferometri

Radioteleskoper af Very Large Array i New Mexico

I interferometri kombineres observationer af flere teleskoper på en sådan måde, at resultatet svarer til opløsningen af ​​et meget større teleskop. Denne teknik blev først anvendt på radioteleskoper. Det aktuelt største radioobservatorium med 27 koblede teleskoper er Very Large Array i den amerikanske delstat New Mexico . Som en del af den såkaldte Very Long Baseline Interferometry er radioteleskoper "sammenkoblet" på fjerne steder, hvis observationsdata er forsynet med meget præcise tidsmarkører, registreret og efterfølgende kombineret med hinanden i computeren. Med inddragelse af satellitteleskoper er målinger mulige, for hvilke et enkelt teleskop skulle være langt større end jorden.

Interferometri spiller også en rolle i det synlige område, selvom processen teknisk set er meget vanskelig at implementere på grund af de forskelligt mindre bølgelængder (mikrometer i stedet for decimeter). Tidlige enheder som Michelson stjerneinterferometer førte stjernelyset ind i det samme teleskop på to forskellige måder ved hjælp af et arrangement af spejle. Moderne optiske interferometre kombinerer lyset fra forskellige teleskoper. Eksempler er den store kikkert teleskop Interferometer, som er ved at blive sat op, med to indbyrdes forbundet reflekterende teleskoper på Mount Graham i Arizona og Very Large Telescope Interferometer på Paranal-observatoriet i det Europæiske Syd Observatorium , hvor to eller tre teleskoper (kombinationer af fire 8,2-m- eller fire 1,8-m teleskoper) kan forbindes sammen.

Partikeldetektion

En af de 1600 vandtankdetektorer på Pierre Auger -observatoriet

De højenergiske kosmiske stråler , men også højenergigammastråler, når de rammer atomer i jordens atmosfære, genererer brusebad af partikler (sekundære kosmiske stråler). I observatorier som Pierre Auger -observatoriet detekteres brusepartiklerne i vandtanke; Cherenkov -strålingen, der genereres, når de hurtigste partikler passerer gennem vandet, kan måles direkte.

Kosmiske neutrinoer opdages også på denne måde i enorme vandtanke som Super Kamiokande -detektoren i Japan. Nyere eksperimenter gør brug af naturlige vandressourcer, såsom AMANDA eller IceCube , hvor strålingsdetektorer indsættes direkte i den antarktiske is .

I gammastronomi er derimod en vigtig observationsmetode at observere Cherenkov -lysglimtene, der genereres, når gammastrålerne passerer gennem atmosfæren. Dette er for eksempel observationsmålet for teleskoperne i HESS -projektet Uden for jordens atmosfære kan gammastråler detekteres direkte: satellitter som GLAST bærer scintillationstællere, hvor detekterbare lysglimt genereres, når gammastråling rammer fotomultiplikatorer eller halvleder detektorer .

Gravitationsbølgedetektorer

To typer detektorer er i øjeblikket i drift for direkte at detektere gravitationsbølger for første gang. Interferometriske detektorer måler, hvordan frekvensen af ​​en meget stabil laserstråle ændres, hvilket reflekteres mellem spejle, der er suspenderet isoleret og minimalt strækkes eller komprimeres af kontinuerlige gravitationsbølger. Dette er det funktionelle princip for LIGO- detektorer fra Jomfruen og den tysk-britiske detektor GEO 600 . Resonansdetektorer drager derimod fordel af, at en kontinuerlig gravitationsbølge med en passende frekvens skal sætte et solidt legeme - såsom en solid metalcylinder eller en metalbold - til små vibrationer, der bare kan detekteres med passende sensorer .

Se også

litteratur

  • SD Birney et al.: Observational astronomy. Cambridge Univ. Presse: Cambridge 2006, ISBN 0-521-85370-2 .
  • WA Cooper et al.: Observing the universe - a guide to observational astronomy and planetary science. Open University: Milton Keynes 2004, ISBN 0-521-60393-5 .
  • Michael Hoskin (red.): The Illustrated Cambridge History of Astronomy. Cambridge Univ. Presse: Cambridge 1997, ISBN 0-521-41158-0 .
  • CR Kitchin: Astrofysiske teknikker . CRC Press, Boca Raton 2009, ISBN 978-1-4200-8243-2 .
  • Ian S. McLean: Elektronisk billeddannelse i astronomi - detektorer og instrumentering. Springer, Berlin 2008, ISBN 978-3-540-76582-0
  • JB Sidgwick: Amatørastronomers håndbog . 4. udgave. Enslow Publishers: Hillside 1980, ISBN 0-89490-049-8 .
  • Alfred Weigert og Heinrich Johannes Wendker : Astronomi og astrofysik - et grundforløb . 2. udgave. VCH forlag: Weinheim 1989, ISBN 3-527-26916-9 .

Weblinks

Commons : Astronomiske instrumenter  - samling af billeder, videoer og lydfiler
Wikibooks: Astronomiske begivenheder  - Lærings- og undervisningsmaterialer

Individuelle beviser

  1. ↑ a b Om begyndelsen på udforskningen af ​​månen og planeter med amerikanske sonder, se Harro Zimmer: 50 Years of NASA . I: Sterne und Weltraum Vol. 10/2008, s. 46–59. For de sovjetiske rumprober, se ders.: Ruslands vej til planeterne . I: Sterne und Weltraum bind 5/2008, s. 50–63. Peter Janle giver et overblik over den viden, der er opnået på denne måde: Billedet af planetsystemet gennem tiderne. Del 2: Fra 1800 -tallet til i dag . I: Stars and Space, bind 4/2006, s. 22–33.
  2. ↑ Afsnit 2.7 i Wolfram Winnenburg: Introduktion til astronomi. BI Wissenschaftsverlag: Mannheim u. A. 1990, ISBN 3-411-14441-6 . Til den systematiske søgning efter meteoritter Thorsten Dambeck: Sorte sten i is . I: Astronomie Heute 9–10 / 2003, s. 62–64.
  3. ↑ Et eksempel på denne type konklusion er historien om systematiske konstellationer såsom Hertzsprung-Russel-diagrammet, se Werner Pfau: Streifzüge durch das Hertzsprung-Russel-diagram. Del 1: Fra observation til teorien om stjernerne. I: Stars and Space Vol. 6/2006, s. 32–40. På det kosmologiske princip, for eksempel, afsnit 14.1. i Steven Weinberg: Gravitation og kosmologi . John Wiley, New York 1972, ISBN 0-471-92567-5 .
  4. ↑ z. B. Afsnit 1.2 i H. Karttunen, P. Kröger, H. Oja, M. Poutanen og KJ Donner (red.): Astronomie. En introduktion . Springer, Berlin et al. 1987, ISBN 3-540-52339-1 .
  5. ↑ Se James Cornell: De første astronomer. Birkhäuser: Basel et al. 1983.
  6. ↑ Del 3 (grækerne), 12 (arabere) og s. 464ff. (Brahe) i E. Zinner: Astronomiens historie. Springer: Berlin 1931.
  7. ↑ Se s. 64f. i Hoskin 1997.
  8. ↑ Galilei s. 122f., Spejlteleskop s. 152f., Herschels teleskop s. 233ff., Parsons s. 253ff. i Hoskin 1997.
  9. ^ JB Hearnshaw: Analysen af ​​stjernelys. Hundrede og halvtreds år med astronomisk spektroskopi. Cambridge Univ. Presse: Cambridge et al. 1986, ISBN 0-521-25548-1 .
  10. ↑ s. 288f. i Hoskins 1997.
  11. ↑ Radioastronomie s. 482f., Photomultiplier s. 400f., Elektronisk billedoptagelse s. 391 i John Lankford (red.): History of Astronomy. Til encyklopædi. Garland Publishing: New York og London 1997, ISBN 0-8153-0322-X .
  12. ↑ V2 -raket og UV: s. 533, IRAS s. 268, Uhuru s. 570, Luna -sonder s. 335, i John Lankford (red.): History of Astronomy. Til encyklopædi. Garland Publishing: New York og London 1997, ISBN 0-8153-0322-X .
  13. ↑ Hess og efterfølger s. 7ff., Neutrinos s. 210f. i MS Longair: Høj energi astrofysik. Bind 1. Cambridge University Press: Cambridge et al. 1992, ISBN 0-521-38374-9 .
  14. ↑ Hubble -teleskop: Tilmann Althaus: 15 års Hubble . I: Stars and Space Vol. 7/2005, s. 22–33. Aktiv og adaptiv optik: Afsnit 1.1.21 i Kitchin. Gravitationsbølgedetektering: Peter Aufmuth: På tærsklen til gravitationsbølge -astronomi . I: Stars and Space Vol. 1/2007, s. 26–32.
  15. ^ Heino Falcke og Rainer Beck: Via software til stjernerne . I: Spektrum der Wissenschaft 7/2008, s. 26–34.
  16. ↑ Om den historiske baggrund, kapitel 2 i Arnold Hanslmeier : Introduktion til astronomi og astrofysik. Spectrum Academic Publishing House: Berlin og Heidelberg 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3 . Om stjernetegn Hans Georg Gundel: Zodiacos: Zodiac -billeder i antikken. Kosmiske referencer og forestillinger om efterlivet i dagligdagen i oldtiden (kulturhistorie i den antikke verden, bind 54). Philipp von Zabern, Mainz am Rhein 1992, ISBN 3-8053-1324-1 . De moderne stjernebilleder præsenteres på IAU's websted: The Constellations (sidst tilgået 6. oktober 2008).
  17. ↑ Om kometer, kap. 1 i John C. Brandt og Robert D. Chapman: Introduction to Comets. Cambridge University Press: Cambridge 2004, ISBN 0-521-80863-4 . Ved hjælp af eksemplet på supernovaen fra 1006, for eksempel Christian Pinter: En gæst for tusind år siden . I: Astronomie Heute Vol. 5/2006, s. 48–49. Om kometer på mønter Wilhelm J. Altenhoff: Kometer på gamle mønter . I: Stars and Space Vol. 5/2006, s. 34–37.
  18. ↑ Om tidlig astronomi med teleskoper: Harald Siebert: Begyndelsen til stjerneastronomi. I: Stars and Space Vol. 7/2006, s. 40–49.
  19. ↑ For Messier kataloget se Owen Gingerich: Messier og hans katalog jeg . I: Sky & Telescope , bind 12, august 1953, s. 255-258 og 265, bibcode : 1953S & T .... 12..255G ; ders.: Messier og hans katalog II . I: Sky & Telescope , bind 12, september 1953, s. 288-291. bibcode : 1953S & T .... 12..288G ; Om NGC / IC (og et projekt for at oprette en korrigeret version af det) Steve Gottlieb: Rydder op i rummet . I: Astronomie Heute Vol. 1–2 / 2004, s. 52–54.
  20. ↑ F.eks. Weigert / Wendker, afsnit 1.1.
  21. ^ En oversigt er givet af Jean Kovalevsky og P. Kenneth Seidelmann: Fundamentals of astrometry . Cambridge University Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-64216-7 .
  22. ↑ Til Ludwig Rohner -kalenderen : Kalenderhistorik og kalender. Akad. Verl.-Ges. Athenaion, Wiesbaden 1978, ISBN 3-7997-0692-5 ; til det andet afsnit 3.3. på Sigmar German og Peter Drath: Handbuch SI-Einheit . Vieweg: Braunschweig og Wiesbaden 1979, ISBN 3-528-08441-3 .
  23. ↑ Wolf Nebe: Practice of Astronavigation. Delius Klasing, Bielefeld 1997, ISBN 3-7688-0984-6 .
  24. ↑ Om Brahe se f.eks. Volker Witt: Tycho Brahe - Wegbereiter der Himmelsmechanik . I: Sterne und Weltraum Vol. 11/2001, s. 994–996.
  25. ↑ Om parallaks Alan W. Hirshfeld: Løbet om at måle universet . I: Astronomie Heute Vol. 10/2004, s. 22-27.
  26. ↑ Stephen Koszudowski: Opdagelsesrejse til planeterne . I: Astronomie Heute bind. 7–8 / 2006, s. 16–23.
  27. ↑ Pais, Abraham: "Subtil er Herren ..." Albert Einsteins videnskab og liv , s. 253-254. Oxford University Press, Oxford 1982, ISBN 0-19-853907-X .
  28. ↑ Om Hipparcos Ulrich Bastian: Den målte stjernehimmel - resultaterne af Hipparcos -missionen . I: Spektrum der Wissenschaft Vol. 2/2000, S. 42ff.; også Hipparcos Science Pages i ESA (sidst åbnet den 4. oktober 2008). Til Gaia Thorsten Dambeck: Kortlægningen af ​​Mælkevejen . I: Astronomie Heute Vol. 5/2006, s. 14-18.
  29. ↑ Absolutte og tilsyneladende størrelser f.eks. B. i Weigert / Wendker, afsnit 3.2 og 4.1.2. For Cepheids, se Gerhard Mühlbauer: Cepheids - milepæle i universet . I: Stars and Space Vol. 10/2003, s. 48–49. For type Ia -supernovaer se Bruno Leibundgut: Lyse stjerner i det mørke univers . I: Stars and Space Vol. 5/2005, s. 30–37.
  30. ↑ NAAP Astronomy Labs - Eclipsing Binary Stars - Eclipsing Binary Simulator , Cornell Astronomy. Se også D. Gossman, Light Curves and Their Secrets , Sky & Telescope (oktober 1989, s.410).
  31. ↑ F.eks. Weigert / Wendker, afsnit 4.3 og kapitel 5.
  32. ↑ Afsnit 7.8 i Werner Israel: Dark Stars: Evolution of an Idea . I: S. Hawking og W. Israel (red.): 300 Years of Gravitation , s. 199-276. Cambridge University Press, Cambridge 1987.
  33. ↑ F.eks. Kapitel 5 i Marc L. Kutner: Astronomy: A Physical Perspective. Cambridge University Press: Cambridge et al. 2003, ISBN 0-521-82196-7 . General Wulff-Dieter Heintz: Dobbeltstjerner . Goldmann, München 1971, ISBN 3-442-55012-2 .
  34. ↑ F.eks. Weigert / Wendker, afsnit 6.2 og kapitel 14 i BW Carroll og Dale A. Ostlie: En introduktion til moderne astrofysik . Pearson / Addison-Wesley: San Francisco et al. 2007, ISBN 0-321-44284-9 . Specifikt om Cepheiderne citerede artiklen af ​​Gerhard Mühlbauer allerede: Cepheids - milepæle i universet . I: Stars and Space Vol. 10/2003, s. 48–49.
  35. ↑ Om den historiske baggrund z. B. Alan W. Hirshfeld: Detektiver af Starlight . I: Astronomie Heute Vol. 12/2004, s. 22–28. Om spektroskopi generelt Keith Robinson: Spektroskopi: Nøglen til stjernerne. Læsning af linjerne i Stellar Spectra . Springer: London 2007, ISBN 0-387-36786-1 .
  36. ↑ Til spektralklasserne z. B. Weigert / Wendker Afsnit 4.3. Til Hertzsprung-Russel-diagrammet: Werner Pfau: Forays gennem Hertzsprung-Russel-diagrammet. Del 1: Fra observation til teorien om stjernerne. I: Stars and Space Vol. 6/2006, s. 32–40.
  37. ↑ F.eks. Weigert / Wendker s. 83f.
  38. ^ Harry Nussbaumer: firs års ekspanderende univers . I: Stars and Space Vol. 6/2007, s. 36–44.
  39. ↑ En liste findes i kategorien: screening . Information om nyere undersøgelser er tilgængelig, f.eks. På webstederne for Sloan Digital Sky Survey og 2 Mikron All Sky Survey .
  40. ^ Forskellen mellem information i hele spektret og information om snævre spektrale områder kan gøres hørbar ved analogien mellem lys- og lydfrekvenser. Dette demonstreres imponerende i David Helfands præsentation Seeing the Whole Symphony (CCNMTL, Columbia University).
  41. ^ Bernard F. Burke og Francis Graham-Smith: En introduktion til radioastronomi. Cambridge University Press, Cambridge 1996, ISBN 0-521-00517-5 .
  42. ↑ F.eks. Kitchin, afsnit 2.8.
  43. ↑ Artiklerne i A. Mampaso, M. Prieto og F. Sanchez (red.): Infrarød astronomi giver et overblik . Cambridge University Press: Cambridge 2004, ISBN 0-521-54810-1 . Udviklingen af ​​denne gren af ​​astronomi er beskrevet af Frank J. Low, GH Rieke, RD Gehrz: Begyndelsen af ​​moderne infrarød astronomi. I: Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik. 45, 2007, s. 43-75, doi: 10.1146 / annurev.astro.44.051905.092505 .
  44. ↑ Grundlæggende z. B. i RC Bless og AD Cod: Ultraviolet Astronomy . I: Annual Review of Astronomy and Astrophysics Vol. 10 (1972), s. 197-226, doi: 10.1146 / annurev.aa.10.090172.001213 . Mere moderne udvikling og fremtidige observationsmål i: Ana I. Gómez de Castro og Willem Wamsteker (red.): Grundlæggende spørgsmål i astrofysik: Retningslinjer for fremtidige UV -observationer . Springer: Dordrecht 2006, ISBN 1-4020-4838-6 .
  45. ↑ Artiklerne i Joachim Trümper og Günther Hasinger (red.): Universet i røntgenstråler giver et overblik . Springer: Berlin m.fl., ISBN 978-3-540-34411-7 .
  46. ↑ Christopher Wanjek: Gamma Astronomy . I: Astronomie Heute Vol. 3/2004, s. 30–36.
  47. ↑ Se Christian Spiering: Astroparticle Physics . I: Sterne und Weltraum bind 6/2008, s. 46–54; Brochuren Cosmic Searching for Traces of the Committee for Astroparticle Physics giver også en oversigt .
  48. ^ Christian Stegmann: Kosmisk stråling: Søgningen efter kilderne . I: Stars and Space Vol. 3/2006, s. 24–34.
  49. ↑ Se f.eks. B. Kitchin, afsnit 1.7.
  50. ↑ Peter Aufmuth: På tærsklen til gravitationsbølge astronomi . I: Stars and Space Vol. 1/2007, s. 26–32.
  51. ↑ s. 46–167 i Ernst Zinner: Tyske og hollandske astronomiske instrumenter fra det 11.-18. århundrede . Århundrede. CH Beck: München 1972, ISBN 3-406-03301-6 .
  52. ↑ Afsnit “Videnskabelige ure”, s. 29f. i Ernst Zinner: Tyske og hollandske astronomiske instrumenter fra det 11.-18. århundrede Århundrede. CH Beck: München 1972, ISBN 3-406-03301-6 og s. 83 og 138 i Hoskin 1997.
  53. ^ W. Andrewes: Time and Timekeeping in John Lankford (red.): History of Astronomy. Til encyklopædi. Garland Publishing: New York og London 1997, ISBN 0-8153-0322-X .
  54. ↑ Afsnit 2.4. i Jean Kovalevsky og P. Kenneth Seidelman: Fundamentals of Astrometry. Cambridge University Press: Cambridge et al. 2004, ISBN 0-521-64216-7 .
  55. ↑ F.eks. Heinz Niederig (red.): Bergmann / Schaefer lærebog i eksperimentel fysik. Bind 3: Optik , s. 172-179. Walter de Gruyter: Berlin og New York 1993, ISBN 3-11-012973-6 .
  56. ^ Dietrich Lemke: Fremtiden er lys - men dyr . I: Sterne und Weltraum Vol. 10/2008, s. 28–35. For information om E-ELT, se de fremtidige faciliteter: E-ELT- webstedet på European Southern Observatory's webportal (sidst åbnet 31. august 2019).
  57. ↑ J. Biefang: Teleskopet: Dit syn på rummet . I: Astronomi for alle. Stars and Space Basics 1, s. 22–31. Stjerner og rumforlag , spektrum af videnskabeligt forlag, Heidelberg, ISBN 3-936278-24-5 .
  58. ↑ Kitchin, afsnit 1.1.23.
  59. ↑ Kitchin, afsnit 1.1.20.
  60. ↑ F.eks. Kap. 3 i Michael Stix: Solen. En introduktion. Springer: Berlin et al. 2002, ISBN 3-540-42886-0 .
  61. ↑ F.eks. Kitchin, afsnit 2.2. på Schmidt-kameraer s. 100-101.
  62. ↑ Blink Comparator: Sidgwick, afsnit 22.8.
  63. ↑ Kitchin, afsnit 2.2.
  64. ↑ Se f.eks. B. Kitchin, afsnit 1.1 og 2.3.
  65. ↑ Se kapitel 12 og 16 i W. Romanishin, En introduktion til astronomisk fotometri ved hjælp af CCD'er (PDF; 2 MB).
  66. ↑ På de klassiske observationssteder Siegfried Marx og Werner Pfau: Sternwarten der Welt . Herder: Freiburg et al. 1980, ISBN 3-451-18903-8 .
  67. ↑ For interferenseffekter, se kapitel 2 (især om speckelinterferometri, afsnit 2.3.3 og om adaptiv optik, afsnit 2.4) i Ian McLean: Electronic Imaging in Astronomy: Detectors and Instrumentation . Springer: Berlin et al. 2008, ISBN 978-3-540-76582-0 . For Lucky Imaging, se NM Law, CD Mackay og JE Baldwin: Lucky imaging: billedbehandling med høj vinkelopløsning i det synlige fra jorden. I: Astronomy and Astrophysics Vol. 446, Vol. 2 (2006), s. 739-745. bibcode : 2005astro.ph..7299L
  68. ^ Bob Mizon: Let forurening: Svar og retsmidler. Springer: London 2002, ISBN 978-1-85233-497-0 . Information med fokus på Tyskland på webstedet for initiativet mod let forurening (sidst åbnet 1. november 2008).
  69. ↑ F.eks. Kapitel 8 i Michael E. Bakich: Cambridge Encyclopedia of Amateur Astronomy . Cambridge University Press: Cambridge 2003. ISBN 978-0-521-81298-6 .
  70. ↑ Afsnit 2.3. i J. Krautter, E. Sedlmayr, K. Schaifers og G. Traving: Meyers Handbuch Weltall . Meyers Lexikonverlag: Mannheim u. A. 1994, ISBN 3-411-07757-3 .
  71. ↑ På Boomerang se Michael Burton: Astronomi ved verdens ende . I: Stars and Space Vol. 12/2004, s. 22-29. På luftbårne teleskoper Cecilia Scorza de Appl: Astronomi i høje højder . I: Sterne und Weltraum bind 7/2008, s. 64–67.
  72. ^ På Hubble, for eksempel Tilmann Althaus: 15 år med Hubble . I: Stars and Space Vol. 7/2005, s. 22–33. Til James Webb -teleskopet Dietrich Lemke: Konstruktion af James Webb -rumteleskopet efter planen . I: Stars and Space Vol. 10/2007, s. 21-23.
  73. ↑ Radio astronomisatellit: Hisashi Hirabayashi et al.: VLBI Space Observatory Program og Radio Astronomical Satellite HALCA . I: Publ. Of the Astronomical Society of Japan Vol. 52 (2000), s. 955-965. bibcode : 2000PASJ ... 52..955H ; Radioastronomi på månen z. BCL Carilli, JN Hewitt og A. Loeb: Lavfrekvent radioastronomi fra månen: kosmisk reionisering og mere . arxiv : astro-ph / 0702070 .
  74. ↑ Se kapitel 23 i William Romanishins manuskript En introduktion til astronomisk fotometri ved hjælp af CCD'er (PDF 1,9 MB; Oakland University, 16. september 2000 version). Et meget udbredt katalog over standardstjerner er Arlo Landolt: UBVRI fotometriske standardstjerner i størrelsesordenen 11,5-16,0 omkring den himmelske ækvator . I: Astronomical Journal , bind 104 (1992), s. 340-371 og 436-491. bibcode : 1992AJ .... 104..340L
  75. ↑ Se kapitel 12, 16 og 17 i W. Romanishin, En introduktion til astronomisk fotometri ved hjælp af CCD'er (PDF; 2 MB).
  76. ^ HL Johnson og WW Morgan: Grundlæggende stjernefotometri for standarder af spektraltype på det reviderede system i Yerkes spektralatlas . I: Astrophysical Journal Vol. 117 (1953), s. 313-352. bibcode : 1953ApJ ... 117..313J
  77. ↑ F.eks. Kitchin, afsnit 4.2.2.
  78. ↑ F.eks. Kitchin, afsnit 4.2.3. og afsnit A. Unsöld og B. Baschek: Det nye kosmos .
  79. ^ For infrarøde observationer, se IS Glass: Handbook of Infrared Astronomy . Cambridge University Press: Cambridge 1999, ISBN 0-521-63311-7 .
  80. ^ KI Kellermann og JM Moran: Udviklingen af ​​højopløsende billeddannelse inden for radioastronomi . I: Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik. 39, 2001, s. 457-509, doi: 10.1146 / annurev.astro.39.1.457 .
  81. ↑ Om Kitchin -detektorerne, afsnit 1.3.2, og om Kitchin -billeddannelsesmetoden, afsnit 1.3.4.
  82. ^ C. Ruggles: Astronomy in Prehistoric Britain & Ireland, især om Stonehenge, s. 35–41 og 136–139. Yale University Press 1999. For mulighederne for denne enkleste form for astronomi, se også Neil DeGrasse Tyson: Death by Black Hole , kapitel 5. Norton: New York og London 2007, ISBN 978-0-393-33016-8 .
  83. ↑ For at udvikle astronomiske instrumenter, se Dieter B. Herrmann: Vom Schattenstab zum Riesenspiegel: 2000 års himmelforskningsteknologi . Verlag Neues Leben, Berlin 1988, ISBN 3-355-00786-2 og Ernst Zinner: Tyske og hollandske astronomiske instrumenter fra det 11.-18. århundrede. Århundrede. CH Beck: München 1967, ISBN 3-406-03301-6 .
  84. ↑ Se Douglas J. Mink: 100 års okkultationer: Et statistisk syn . I: Bulletin of the American Astronomical Society , bind 29, 1997, s. 1023ff. bibcode : 1997DPS .... 29.2703M . Webstedet for International Lunar Occultation Center ( Memento fra 25. oktober 2008 i internetarkivet ) indeholder materiale om månens okkultation af stjerner .
  85. ↑ s. 219 i Hoskin 1997.
  86. ^ Om Gaia's funktionsprincip se Marielle van Veggel et al.: Metrologisk konceptdesign af GAIA grundlæggende vinkelovervågningssystem . I: Proc. SPIE , bind 5495, 2004, s. 11ff.
  87. ↑ Om radiointerferometri generelt: Kitchin, s. 279–298. For mere information om Very Large Array, se VLA -webportalen .
  88. ↑ F.eks. Kitchin, afsnit 2.5.2.
  89. ↑ For LBT, se K. Jäger, Videnskabelige observationer startede ved LBT . I: Stars and Space Vol. 7/2007, s. 16-18. For VLT -interferometer se A. Glindemann: Das VLT -interferometer . I: Stars and Space Vol. 3/2003, s. 24–32.
  90. ↑ Se Thomas Bührke: "Pierre Auger" -observatoriet - Nye øjne for kosmiske stråler . I: Stars and Space Vol. 3/2006, s. 36–39.
  91. ↑ Aktuelle oplysninger om de nye detektorer på Amanda- og IceCube -webportalerne .
  92. ^ Heinrich J. Völk: Nye resultater inden for gammastronomi. I: Stars and Space, bind 8/2006, s. 36–45.
  93. ↑ For generel information om detektionsmetoder, se Kitchin, afsnit 1.3. For GLAST, se Giselher Lichti og Andreas von Kienlin: GLAST -missionen . I: Sterne und Weltraum bind 5/2008, s. 40–48.
  94. ↑ Marcia Bartusiak: Einsteins arv. Løbet om den sidste gåde om relativitetsteorien . European Publishing House 2005, ISBN 978-3-434-50529-7 . Markus Pössel: Einstein -vinduet . Hamborg: Hoffmann & Campe 2005, ISBN 978-3-455-09494-7 .