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SPEKTROSKOPIE: 4MOST: Mit Highspeed den Himmel durchmuster


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 7/2018 vom 15.06.2018

Das Vier-Meter-Teleskop VISTA der Europäischen Südsternwarte in Chile erhält einen Multi-Objekt-Spektrografen, der das Licht von mehreren tausend Himmelsobjekten gleichzeitig analysieren wird. Damit lassen sich Karten unseres Milchstraßensystems um viele Details ergänzen und Einblicke in die kosmologische Entstehungsgeschichte gewinnen.


IN KÜRZE

o 4MOST steht fur ≫4-metre Multi-Object Spectroscopic Telescope≪. Der Name ist zugleich Programm: Das Vier-Meter-Teleskop VISTA in Chile wird mit einem Spektrografen ausgerustet, der mehr als 2400 Spektren gleichzeitig aufnimmt.
o Mit einem Gesichtsfeld von vier ...

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 7/2018

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o 4MOST steht fur ≫4-metre Multi-Object Spectroscopic Telescope≪. Der Name ist zugleich Programm: Das Vier-Meter-Teleskop VISTA in Chile wird mit einem Spektrografen ausgerustet, der mehr als 2400 Spektren gleichzeitig aufnimmt.
o Mit einem Gesichtsfeld von vier Quadratgrad wird der gesamte Sudhimmel durchmustert, wobei rund 100 Millionen Spektren gewonnen werden.
o Damit ist 4MOST eine ideale Erganzung zu Weltraummissionen wie Gaia, eRosita und Euclid, die den Himmel in verschiedenen Spektralbereichen fotometrisch durchmustern.

Das Vier-Meter-Teleskop der Europäischen Südsternwarte steht auf einem Berg in der Atacamawüste in Chile. Es soll in den nächsten Jahren mit einem Multi-Spektrografensystem ausgerüstet werden, der mehrere tausend Spektren von Himmelsobjekten gleichzeitig erfassen kann. Der 4MOST-Spektrograf wird eine bislang unerreichte Leistungsfähigkeit haben, und die Verantwortlichen planen, mit ihm rund 100 Millionen qualitativ hochwertige Spektren aufzunehmen.

Grenzen des Objektivprismas

Die erwahnte Objektivprismen-Methode ist fur heutige grosflachige Durchmusterungen nicht mehr geeignet, stost sie doch bei der Untersuchung von lichtschwachen Objekten an ihre Grenzen. Die Schwierigkeiten resultieren im Wesentlichen daraus, dass mit abnehmender Helligkeit eine immer grosere Anzahl anderer Sterne und Galaxien im Beobachtungsfeld liegen. Zwischen den einzelnen Objekten befindet sich also schlicht nicht genug leerer Himmel, der fur ein langgezogenes Spektrum notig ware.

Um dieses Problem zu umgehen, nutzen viele moderne Multi-Objekt-Spektrografen eine so genannte Spaltmaske im Strahlengang. Hierbei handelt es sich um eine Metallplatte mit Spalten, die so positioniert sind, dass nur das Licht ausgewahlter Objekte zum Spektrografen gelangt. Die Platte blockiert das Licht aller anderen Quellen und verhindert somit eine gegenseitige Uberlagerung. Auserdem wird auf diese Weise auch storende Hintergrundstrahlung so gering wie moglich gehalten. Selbstverstandlich mussen die Astronomen fur jede ausgewahlte Himmelsregion und Anordnung von Objekten eine eigene Maske anfertigen.

Solche Masken-Spektrografen eignen sich hervorragend fur Untersuchungen, bei denen Spektren von Hunderten oder Tausenden Objekten aus einer Himmelsregion aufgezeichnet werden. Dazu zahlen etwa Beobachtungen von Sternhaufen oder von Galaxien im fruhen Universum. Schwierig wird es jedoch, wenn man auf diese Weise Objekte erfassen mochte, die uber den ganzen Himmel verteilt sind. Das liegt daran, dass die Grose eines Spektrografen proportional zum Produkt aus dem Durchmesser des Teleskops und dem Gesichtsfeld ist. Letzteres ist gewissermasen der Bereich, den man am Himmel uberblickt. Bestimmte optische Elemente wie Spiegel, Linsen, Prismen und Beugungsgitter beschranken die Grose des Spektrografen und somit auch diejenige des Gesichtsfelds. Um jedoch einen Grosteil des Himmels abzudecken, ist ein Gesichtsfeld von mindestens einem oder besser mehreren Quadratgraden notig.

Das lasst sich an einem Rechenbeispiel verdeutlichen: Eine Hemisphare besteht aus etwa 20 000 Quadratgraden. Fur ein vollstandiges Bild waren bei einem Gesichtsfeld von einem Quadratgrad also 20 000 Einzelaufnahmen notig. Veranschlagt man zehn Aufnahmen pro Nacht, bedeutete dies 2000 Beobachtungsnachte, was – vorausgesetzt die Wetterbedingungen sind permanent gut – etwa sieben Jahren entsprache. Ein kleineres Gesichtsfeld ware offensichtlich alles andere als praktikabel – aber ein Quadratgrad ist viel zu gros fur einen Masken-Spektrografen.

4MOST-Konsortium / SuW-Grafik


Ein fasergekoppelter Spektrograf ermöglicht ein großes Gesichtsfeld des Teleskops bei kompakter Bauweise: Die Eingänge der Glasfasern werden mittels einer Maske in der Fokalebene des Teleskops auf die Positionen der zu beobachtenden Sterne oder Galaxien ausgerichtet. Die Ausgänge sind in Reihe gebündelt und leiten das Licht auf den Eingangsspalt des Spektrografen.

Fasern steigern Leistungsfähigkeit

Ein Ausweg aus diesem Dilemma bietet das Konzept des fasergekoppelten Spektrografen, das bei 4MOST zum Einsatz kommt: Man nehme zunachst ein Teleskop mit einem hinreichend grosen Gesichtsfeld, um die Anzahl der fur eine Durchmusterung notigen Aufnahmen und somit die Beobachtungsdauer zu reduzieren. Das Licht aller zu beobachtenden Objekte bundelt man dann und fuhrt es dem Spektrografen in kompakter Art und Weise zu. So kann der Spektrograf ein deutlich kleineres Gesichtsfeld als das Teleskop aufweisen.

Im Detail funktioniert das folgendermasen: In der Fokalebene des Teleskops befindet sich ein Mechanismus, der jeweils das Licht hunderter Sterne oder Galaxien in eine ebenso grose Anzahl von Glasfasern einspeist; das Glasfaserbundel fuhrt dann zum Spektrografen, wo die Ausgange der Fasern gleichmasig in Reihe angeordnet sind (siehe Grafik links). Uber eine Eingangsoptik wird das Licht an das Beugungsgitter und schlieslich den Detektor weitergeleitet.

Der Trick besteht also darin, dass man die Eingange der Glasfasern in einem grosen Bereich weit voneinander entfernt positionieren kann, ihre Ausgange jedoch den Spektrografen stets in einer optimalen und kompakten Anordnung speisen. Ein weiterer Vorteil dieser Bauweise ist, dass der eigentliche Spektrograf nicht direkt ans Teleskop angeflanscht werden muss, sondern daneben auf festem Boden stehen kann. So lassen sich unerwunschte Effekte vermeiden – etwa Durchbiegungen auf Grund des hohen Gewichts oder das Ubertragen von Vibrationen.

Die Leistungsfahigkeit von solchen Multi-Objekt-Spektrografen hangt von einer ganzen Anzahl von Parametern ab. Je nach astronomischer Fragestellung oder Charakteristika der einzelnen Spektren kann sich die geeignete Wahl dieser Kenngrosen unterscheiden. Die wichtigsten von ihnen sind im Kasten auf S. 43 zusammengefasst und erklart.

Die Leistungsfahigkeit von solchen Multi-Objekt-Spektrografen hangt von einer ganzen Anzahl von Parametern ab. Je nach astronomischer Fragestellung oder Charakteristika der einzelnen Spektren kann sich die geeignete Wahl dieser Kenngrosen unterscheiden. Die wichtigsten von ihnen sind im Kasten auf S. 43 zusammengefasst und erklart.

Wenn auch bei jedem einzelnen dieser Parameter mehr oder weniger klar ist, was jeweils ≫optimal≪ ist, so lasst sich das aber nicht in jedem Fall verwirklichen. Das liegt daran, dass die Parameter gewissermasen in Konkurrenz zueinander stehen, was den technischen Aufwand und damit die Kosten eines Instruments betrifft. So wird beispielsweise die Gesamtzahl der benotigten Detektorpixel im Wesentlichen von dem Produkt aus Auflosungsvermogen, Spektralbereich und der Anzahl der Spektren bestimmt, die sich gleichzeitig aufnehmen lassen, dem Multiplexfaktor. Mit steigender Pixelzahl wachst in der Regel auch der Aufwand fur die Spektrografenoptik, der irgendwann an seine technischen und okonomischen Grenzen stost. Daher erfordert die Auslegung eines Multi-Objekt-Spektrografen Kompromisse, die sich an den astronomischen Zielen orientieren. Hierbei ist Sorgfalt erforderlich, damit nicht etwa eine wichtige Spektrallinie gerade knapp auserhalb des gewahlten Spektralbereichs fallt. Besonders schwierig wird es naturlich dann, wenn ganz unterschiedliche astronomische Fragestellungen verfolgt werden sollen, deren Anforderungen sich zum Teil widersprechen, so wie es zum Beispiel bei 4MOST der Fall ist.

4MOST-Konsortium / SuW-Grafik


Um das Teleskop VISTA mit einem Multi-Objekt-Spektrografen auszurüsten, sind zahlreiche Änderungen notwendig. Die einzelnen Systeme von 4MOST werden dabei an vielen verschiedenen Stellen des Teleskops angebracht.

h3@Kenngrößen von Multi-Objekt-Spektrografen

Spektrale Auflösung: Das AuflosungsvermogenR eines Spektrografen ist definiert alsR =λλ , wobeiλ die Wellenlange bezeichnet und Δλ den kleinsten Wellenlangenunterschied, den zwei Spektrallinien haben durfen, um noch gerade voneinander getrennt zu werden. Ein groseresR bringt also grundsatzlich einen hoheren Informationsgehalt mit sich. Gleichzeitig wird die Technik dann aber auch immer teurer und weniger empfindlich, da sich das Licht auf eine grosere Anzahl von Detektorpixeln verteilt. Deshalb versucht manR – der wissenschaftlichen Zielsetzung entsprechend – gerade so gros zu machen, dass die Messungen alle notwendigen Informationen liefern.

Spektralbereich: Der vom Spektrografen abgedeckte Spektralbereich ist ausschlaggebend dafur, welche Linien erfasst werden konnen. Fur bodengebundene Spektrografen, die mit CCDDetektoren arbeiten, ist der zugangliche Wellenlangenbereich im Ultravioletten durch die Absorption der Atmosphare auf ungefahr 330 Nanometer und im Infraroten durch die Eigenschaften des Detektormaterials Silizium auf rund 1000 Nanometer begrenzt. Meist kann nur ein Ausschnitt aus diesem Bereich realisiert werden; bisweilen ist es auch moglich, mehrere kleinere Wellenlangenabschnitte gleichzeitig zu erfassen, die besonders wichtige Spektrallinien beinhalten.

Empfindlichkeit: Wie empfindlich das Gesamtsystem ist, bestimmen neben der Teleskopgrose vor allem die Lichtausbeute der verwendeten Detektoren und die Effizienz der Instrumentenoptik – je weniger Licht verloren geht, desto effizienter. Bei fasergekoppelten Spektrografen muss man beachten, dass sowohl in den Fasern als auch beim Ein-und Auskoppeln des Lichts Verluste entstehen.

Multiplexfaktor: Die Anzahl der Spektren, die sich gleichzeitig aufnehmen lassen, nennt man Multiplexfaktor. Mit ihm kann man berechnen, wie viele Beobachtungsnachte notig sind, um eine bestimmte Anzahl von Spektren zu erhalten. Beispiel: Bei einem Multiplexfaktor von 2500 sind 4000 Beobachtungsnachte mit je zehn Aufnahmen pro Nacht erforderlich, um 100 Millionen Spektren zu erhalten. Ein wesentlich geringerer Multiplexfaktor ware also fur die Sammlung einer solchen Datenmenge hoffnungslos.

Gesichtsfeld: Um den Nachthimmel in uberschaubarer Zeit zu durchmustern, sollte das Teleskop ein Gesichtsfeld von mindestens einem Quadratgrad haben. Ohnehin ist ein hoher Multiplex-Faktor in der Regel nur in Kombination mit einem grosen Gesichtsfeld nutzlich. Denn die einzelnen Sterne beziehungsweise Galaxien stehen am Himmel nicht beliebig dicht beieinander. Nimmt man an, dass die zu beobachtenden Objekte einen typischen Abstand von etwas mehr als einer Bogenminute haben (ein Quadratgrad hat 3600 Quadratbogenminuten), fuhrt das bei einem Multiplexfaktor von 2500 zu einem Feld von einigen Quadratgrad. Fur optimale Ergebnisse sollten Multiplexfaktor und Gesichtsfeld also gut aufeinander abgestimmt werden.

Verfügbarkeit: Fur eine grosangelegte Himmelsdurchmusterung spielt es eine erhebliche Rolle, ob der Spektrograf jede Nacht zur Verfugung steht, oder ob dasselbe Teleskop noch fur andere Zwecke benutzt wird. Zudem mussen Beobachter naturlich die standortabhangige Wetterstatistik berucksichtigen, also die Gesamtzahl der klaren Nachte pro Jahr und ihre saisonale Verteilung.

Aus VISTA wird 4MOST

Das VISTA-Teleskop der ESO ist derzeit mit einem Infrarotkamerasystem ausgerustet. Um es zu einem Spektroskopie-Teleskop umzubauen, sind vielfaltige Anderungen notwendig. Ein Konsortium, das Forscher vom Leibniz-Institut fur Astrophysik in Potsdam leiten und an dem auserdem die Landessternwarte des Zentrums fur Astronomie der Universitat Heidelberg, das Max-Planck-Institut fur Extraterrestrische Physik in Garching, die Hamburger Universitatssternwarte und weitere Partner in ganz Europa beteiligt sind, entwirft derzeit hierfur detaillierte Konstruktionsplane (siehe Grafik S. 42 unten).

Die Bildqualitat mochten die Verantwortlichen durch einen aus vier Linsen bestehenden Korrektor verbessern. Ein solches optisches System erzeugt dann im Cassegrain-Fokus ein Bildfeld mit 2,5 Grad Durchmesser. In der Fokalebene von VISTA wird ein so genannter Faserpositionierer angebracht. Auf den ersten Blick erinnert er an einen Igel (siehe Bild S. 44 oben). Da Forscher in Australien diese Technologie entwickelt haben, wurde er nach dem dort heimischen Ameisenigel ≫Echidna≪ benannt. An jeder seiner 2436 ≫Stacheln≪ ist eine Glasfaser befestigt. Mittels Piezo-Aktuatoren lassen sich die Stacheln biegen, so dass die Faserspitzen vorab zu vorausberechneten Positionen bewegt werden konnen, an denen jeweils das Licht eines Sterns oder eine Galaxie auftrifft. Die Faserbundel leiten dann das Licht an drei Spektrografen weiter.

Um den Anforderungen sehr unterschiedlicher astronomischer Zielsetzungen gerecht zu werden, wird 4MOST zwei verschiedene Spektrografentypen erhalten und damit sowohl hoch-als auch niedriger aufgeloste Spektren produzieren. Insgesamt 812 Fasern fuhren zu einem hochauflosenden Spektrografen, der drei Wellenlangenbereiche abdecken soll (392,6 bis 435,5 Nanometer, 516 bis 573 Nanometer und 610 bis 679 Nanometer mit einem Auflosungsvermogen vonR ≈ 20 000). Diese Spektralbereiche wahlten die Konstrukteure so aus, dass fur die stellare Astrophysik besonders wichtige Linien enthalten sind: unter anderem etwa H-Alpha-Strahlung des ionisierten Wasserstoffs und das Li-Dublett von Lithium. Daneben ist die Optik so konstruiert, dass die blauen, grunen und roten Spektren jeweils genau 6000 Pixel lang sind und somit auf einen CCD-Detektor passen. Zwei identische niedrigauflosende Spektrografen werden den gesamten Spektralbereich von 370 bis 950 Nanometer abdecken (mit einem Auflosungsvermogen vonR ≈ 5000).

Die Spektrografen planen die Techniker im Detail folgendermasen: Zunachst spalten zwei dichroitische Strahlteiler – das sind Glasplatten, die so beschichtet sind, dass sie das langwellige Licht passieren lassen und das kurzwellige Licht reflektieren – das Licht in drei Arme auf. Anschliesend zerlegt ein holografisches Gitter jeden Arm spektral (siehe Grafik unten). Mehrere Linsengruppen bilden schlieslich die Spektren auf den Detektor ab. Man muss einen Abstand von etwa 7,5 Pixeln zwischen zwei benachbarten Spektren einhalten, damit diese sich nicht zu sehr uberlappen. Auf einen Detektor mit 6000 3 6000 Pixeln passen deshalb 812 individuelle Spektren. Dies gilt fur beide Spektrografentypen; deswegen benotigen wir zwei niedrigauflosende Spektrografen.

Auf Grund des grosen Gesichtsfelds, des hohen Multiplexfaktors, der grosen Anzahl von Detektorpixeln (insgesamt 340 Millionen), der recht hohen spektralen Auflosung und der exklusiven Nutzung des VISTA-Teleskops weist 4MOST eine Kombination der wichtigsten Kennzahlen auf, die seine Vorganger bei Weitem ubertrifft (siehe Grafik S. 45). Im Lauf seiner Lebensdauer wird 4MOST voraussichtlich rund 100 Millionen Spektren von hoher Qualitat aufnehmen.

Die Glasfasern sind an Stacheln des so genannten Faserpositionierers angebracht. Mittels Piezoelementen lassen sich die Stacheln kontrolliert verbiegen und die Faserspitzen zu vorausberechneten Positionen bewegen, an denen jeweils das Licht eines Sterns oder einer Galaxie auf das Teleskop auftrifft. Schließlich leiten die Faserbündel das Licht an Spektrografen weiter.

Neues Nutzungskonzept

Der Bau des Multi-Objekt-Spektrografen wird 2018 beginnen; die Inbetriebnahme ist fur das Jahr 2021 vorgesehen. 4MOST wird prinzipiell allen Interessenten sowohl innerhalb als auch auserhalb der ESO-Mitgliedsstaaten zur Verfugung stehen. Auf eines werden sich die Nutzer von 4MOST aber einstellen mussen: Die zugewiesene Messzeit wird anders aussehen, als sie das von anderen Teleskopen gewohnt sind.

Ublicherweise verteilen die Verantwortlichen professioneller Observatorien Beobachtungszeit auf Grundlage eines so genannten Peer-Review-Prozesses. Darin beurteilt ein Komitee aus Experten die Antrage auf die Nutzung. In der Regel finden halbjahrlich Sitzungen statt, in denen die Fachleute die besten Vorschlage auswahlen. Die erfolgreichen Antragsteller erhalten eine gewisse Anzahl von Nachten oder auch Stunden zugeteilt, an denen ihnen das Teleskop zur Verfugung steht.

Auch bei 4MOST wird es ein Peer-Review-Verfahren geben – allerdings werden die Antragsteller keine festen Teleskopzeiten erhalten. Das ware namlich vollig ineffizient. Stattdessen teilen die Verantwortlichen in jedem Himmelsfeld, das vom Teleskop aufgezeichnet wird, die 2436 zur Verfugung stehenden Fasern unter den ausgewahlten Projekten auf. Da 4MOST im Lauf einiger Jahre den gesamten Sudhimmel abdecken wird, kann so jeder Antragsteller uber die ganze Hemisphare verteilte Objekte vorschlagen, ohne dass er deshalb an jeder Position alle Fasern ausnutzen muste. Dies hat den enormen Vorteil, dass die Astronomen damit systematische Untersuchungen seltener Objektklassen sehr effizient durchfuhren konnen.

Nehmen wir zum Beispiel an, jemand hatte im Katalog des Astrometriesatelliten Gaia eine neue Klasse veranderlicher Sterne identifiziert und mochte nun Spektren von 10 000 Sternen am Sudhimmel haben. Mit einem herkommlichen Spektrografen ware dies eine Herkulesaufgabe – bei 20 Spektren pro Nacht waren 500 Nachte erforderlich. Ein eigener Multi-Objekt-Spektrograf wurde auch nicht viel nutzen, denn im Mittel ware pro Quadratgrad weniger als einer der interessanten Sterne zu finden.

Doch 4MOST ist geradezu geschaffen fur dieses Anliegen: In jedem Feld von vier Quadratgrad befinden sich im Schnitt zwei der zu beobachtenden Sterne. Die Forschungsgruppe beantragt also in jedem 4MOST-Feld eine, zwei, drei oder vier Fasern – je nachdem, wie viele sie gerade benotigt. Nach einigen Jahren hat 4MOST den gesamten Sudhimmel besucht, und die Antragsteller haben Spektren aller ihrer Sterne. Mit ihrem Forschungsprojekt haben sie weniger als 0,1 Prozent der 4MOST-Kapazitat benotigt, namlich durchschnittlich zwei von 2436 Fasern. Die Rechnung zeigt, dass 4MOST nicht nur fur enorm grose Projekte geeignet ist, die Hunderttausende oder Millionen Spektren benotigen, sondern auch fur solche, die ≫nur≪ einige tausend erfordern.

4MOST-Konsortium / SuW-Grafik


Ein Faserbündel leitet das Licht (orange) vom Teleskop in den hochauflösenden Spektrografen. Dichroitische Strahlteiler (5) spalten das Licht in drei Wege auf. Die Komponenten (6) bis (9) sind für jeden Arm einmal vorhanden.

Verglichen mit anderen hochauflösenden Multi-Objekt-Spektrografen hat 4MOST die bislang höchste Leistungsfähigkeit. Die horizontale Achse ist das Produkt der Kennzahlen Lichtsammelfläche, Gesichtsfeld und Verfügbarkeit des Teleskops. Sie gibt direkt Auskunft darüber, wie schnell sich Himmelsdurchmusterungen durchführen lassen. Die vertikale Achse zeigt das Produkt aus Lichtsammelfläche, spektralen Auflösungselementen, Multiplexfaktor und Teleskop-Verfügbarkeit. Der Wert gibt die Informationsmenge an, die sich pro Zeiteinheit sammeln lässt. 4MOST durchmustert den Himmel schneller als seine Vorgänger und sammelt dabei mehr Informationen.

Impulsgeber für die Astronomie

Mit diesen Eigenschaften ist 4MOST die ideale Erganzung zu fotometrischen Himmelsdurchmusterungen in allen Spektralbereichen, insbesondere zu den europaischen Weltraummissionen Gaia, eRosita und Euclid, die grose Objektkataloge liefern oder liefern werden. Das 4MOST-Konsortium bereitet derzeit grose Durchmusterungen aller Komponenten der Milchstrase vor, also von Scheibe, Bulge und Halo, sowie der Magellanschen Wolken. Sie sollen wertvolle Informationen zur Struktur und Entwicklung des Milchstrasensystems und ihrer Begleiter liefern. So wollen die Forscher anhand der gewonnenen Daten etwa Theorien zur Entstehung von Galaxien im Rahmen des kosmologischen Standardmodells testen. Zudem planen die Verantwortlichen auch extragalaktische Objekte umfassend zu untersuchen, darunter Galaxienhaufen und aktive galaktische Kerne (AGNs).

Es ist zu erwarten, dass die Daten von 4MOST-Projekten in vielen Gebieten der Astronomie wichtige Impulse liefern werden. Insbesondere dann, wenn grose Stichproben erforderlich sind, zahlreiche Objekte klassifiziert oder seltene Objekte aufgespurt werden mussen, wird 4MOST neue Masstabe setzen. Die Grenzen der Spektroskopie sind also auch mehr als 200 Jahre nach ihrer ersten Anwendung noch nicht in Sicht.

ANDREAS QUIRRENBACH ist Leiter der Landessternwarte Heidelberg-Konigstuhl, die zum Zentrum fur Astronomie der Universitat Heidelberg gehort.

Literaturhinweise

de Jong, R.: 4MOST – 4-metre Multi-Object Spectroscopic Telescope. In: The Messenger 145, S. 14 – 16, 2011
Lemke, D.: Dunkle Linien im Farbenbild der Sonne. Teil 2: Fraunhofers Linien – Schlussel zur Astrophysik. In: Sterne und Weltraum 1/2015, S. 44 – 53 Dieser Artikel und Weblinks unter:
www.sterne-und-weltraum.de/ artikel/1563360


ESO (https://www.eso.org/public/germany/images/vista-img-0656/) / CC BY 4.0 (creativecommons.org/licenses/by/4.0/legalcode)

4MOST-Konsortium

4MOST-Konsortium / SuW-Grafik