Podcasts about fresnel linse

Wir reden dieses mal über: Vernichtungsoperator, Telefondesinfizierer, Douglas Adams, Youtuber, KIZ, Deichkind, Antipatterns, Kommentare & Spam, Security Nightmares, WannaCry, "Crypto as a service", git, Lageregal, Magie, LSD, kreative Beleidigungen, "Hey I'm totally not a cow, wanna go skateboards?", Malcolm McDowell, Star Trek: Treffen der Generationen, Clockwork Orange, Star Trek Communicator Sound, Matrix & Sex Crispies, Das Bild eines schwarzen Loches, Anti-Predestination, "Filme, die Spuren hinterlassen", R.E.D., John Malkovich, Jet (Astronomie), Larsmenstreaming, Nekrophilie, Counter Strike 1.6, Deadpool, Brent Spiner, Friedenspanzer, Zahlenbasen, The Mentalist, Fresnel-Linse, Kill Bill, No Country for old men, American History X, Serenity, unerwartete Charaktertode, Star Trek: Enterprise.

Ich bin leider ein wenig allergiegeplagt, deshalb heute mit einer etwas nasalen Stimme, ich bitte das zu entschuldigen. Hallo und willkommen zu einer weiteren Folge von Physik in 2 Minuten! Mein Name ist Nils Andresen. Heute beschäftigen wir uns mit der so genannten Fresnel-Linse. So eine habt ihr bestimmt alle schon benutzt, auch wenn ihr es vielleicht gar nicht bemerkt habt, denn in jedem Overheadprojektor befindet sich eine solche. Die Fresnel-Linse heißt genauer Fresnelsche Stufenlinse und wurde im 19. Jahrhundert von dem französischen Physiker Augustin Jean Fresnel erfunden. Grundsätzlich macht es kaum einen Unterschied für die Ausbreitung des Lichts, ob man eine normale oder eine Fresnel-Linse mit gleicher Brennweite verwendet. Fresnel-Linsen kommen hauptsächlich da zum Einsatz, wo Linsen mit großem Durchmesser und kurzer Brennweite benötigt werden, die aber nicht schwer, dick oder teuer sein dürfen. Normale Linsen kennt ihr bestimmt. Sie sind oft nach außen gewölbt und komplett aus massivem Glas. Durch die Wölbung und die höhere Dichte im Vergleich zur umgebenden Luft kommt es zur Lichtbrechung. Die Fresnel-Linse hat einen speziellen Schliff, durch welchen sie bei gleicher Brennweite viel flacher sein kann und somit weniger wiegt und kostet. Ihre Oberfläche besteht aus vielen kleinen, ringförmig angeordneten Linsen, die zusammen das Licht auf gleiche Weise brechen, wie die normale Linse. Der große Nachteil und gleichzeitig der Grund, warum immer noch viele normale Linsen eingesetzt werden, ist, dass es dadurch zu einer Verschlechterung der Abbildungsqualität kommt. Man unterscheidet zwei Formen von Fresnel-Linsen. Wie der Name schon zu vermuten gibt, umschließen Gürtllinsen die Lichtquelle kreisförmig. Scheinwerferlinsen sind flacher und werden aus Plastik in beispielsweise Overheadprojektoren oder aus Glas hergestellt in Autoscheinwerfern verbaut. Falls euch die Formen der Linsen noch nicht ganz klar sind, findet ihr auf unserer Website in2minuten.com Abbildungen und Erklärungen dazu. Wenn ihr noch Fragen habt, dann könnt ihr mir auch direkt eine Mail an physik@in2minuten.com schicken.

Wer schon einmal ein Referat mit einem Overhead-Projektor gehalten hat, der hat auch eine Fresnel-Linse gesehen. Was das ist, warum solche Linsen die Solartechnik entscheidend verbessern können und was WACKER damit zu tun hat, hören Sie in dieser Folge unseres Podcasts.

Gegenstand der vorliegenden Arbeit war die Entwicklung und Analyse einer neuartigen abbildenden Optik mit dem Ziel, das räumliche Auflösungsvermögen im Röntgenband zwischen 1 keV und 20 keV auf wenigstens 1 mas zu verbessern. Aufgrund ihrer hohen Toleranz gegenüber Fertigungsfehlern besitzen transmissive Linsen das prinzipielle Potential zur beugungsbegrenzten Abbildung. Je nach Ausführung dürfen Abweichungen von mehreren 100 – 1000 nm gegenüber der idealen Formgebung auftreten. Im Gegensatz zur absorptionsbehafteten, massiven Version weist die diffraktive, profiloptimierte Fresnel-Linse auch in höheren Ordnungen eine Beugungseffizienz zwischen 40% und 100% auf. Der Kontamination der Bildebene durch Streustrahlung benachbarter Ordnungen ist ggf. durch eine ausreichende Zentralobstruktion zu begegnen, deren Radius dem doppelten Detektor-Halbmesser entspricht. Strahlenoptische Berechnungen weisen diffraktive Linsen als vergleichsweise tolerant gegenüber Aberrationen sphärischen wie winkelabhängigen Ursprungs aus. Typische Öffnungsverhältnisse f von (10^4 – 10^5) erlauben Verkippungen von bis zu 1°. Die Lichtstärke, definiert als Produkt von effektiver Sammelfläche und Bandpass, skaliert für Fresnel-Linsen ausschließlich linear mit der Brennweite, bleibt allerdings selbst für Fokaldistanzen von wenigen 100 km auf wenige cm^2 keV beschränkt. Mit der segmentierten Apertur lässt sich jedoch die Lichtstärke erhöhen, ohne das Prinzip der beugungsbegrenzten Abbildung und den klassischen Einzelfokus aufzugeben. Bei einer Ortsauflösung von 1 mm erreichen derlei inkohärent operierende Objektive eine Lichtstärke von über 1000 cm^2 keV. Unter Einsatz eines dem diffraktiven Bandpass adäquaten Kristallspektrographen bedarf es dazu tendenziell großer Radien von rund 10 m und typischer Brennweiten im Bereich einiger 100 km. Ferner wurden im Rahmen dieser Arbeit mutmaßlich erstmals Multiband-Objektive zur wissenschaftlich vorteilhaften Simultanfokussierung von bis zu drei Energiebändern implementiert. Bestehend aus Partial-Linsen unterschiedlicher Gitterfrequenz, erweisen sie sich der Monoband-Ausführung als bzgl. Auflösung, Brennweite und Lichtstärke prinzipiell ebenbürtig. Die Dispersionskorrektur mittels eines additiven refraktiven Linsenprofils erweitert den spektralen Bandpass auf dem Detektor direkt zugängliche 100 eV oder mehr. Mit der Absorption geht eine reduzierte Sammelfläche für kompakte Hybridlinsen einher. Trotzdem resultiert unter Beibehalt der Winkelauflösung für Materialien wie Li oder Be jenseits weniger keV eine gegenüber dem diffraktiven Analogon verbesserte Lichtstärke. Optimiert bzgl. Material und Energie, steigern derartige Achromaten die Nachweisempfindlichkeit um das bis zu 40-fache – entsprechend einer Lichtstärke von rund 100 cm^2 keV bei Brennweiten von 100 km oder mehr. Wiederum segmentiert, wirkt sich die Absorption vergleichsweise geringfügig auf die Winkelauflösung aus, die Sensitivität des dispersionskorrigierten Objektivs steigt gegenüber der diffraktiven Version unter sonst gleichen Bedingungen jetzt um bis zu zwei Größenordnungen. Bei gegebener Ortsauflösung von 0.75 mm ergeben sich für Li oberhalb von 6 keV und Be jenseits von 8 keV optimierte Lichtstärken zwischen 10^3 und 10^4 cm^2 keV, vergleichbar jenen der gegenwärtig aktiven Observatorien Chandra und XMM-Newton. Die Winkelschärfe skaliert invers mit der Fokaldistanz, für höchstens 1 mas ergeben sich Brennweiten von rund 100 – 1000 km. Plankonvexe Profile werden den zumeist kleinen Krümmungsradien der refraktiven Komponente hinsichtlich ihrer Aberrationen dritten Grades im allgemeinen nicht gerecht. Hingegen reduziert das aplanatische, nahezu bikonvexe Profil sowohl sphärische als auch winkelabhängige Bildfehler auf ihre diffraktiven Beiträge und legt daher im segmentierten Hybrid-Achromaten die Konstruktion symmetrischer, prismen-ähnlicher Bausteine nahe. Die mit der kohärenten Profilreduktion einhergehende Interferenz erfordert den Einsatz abbildender Spektrographen mit einer Auflösung nahe 1 eV. Vor allem optisch schwache Materialien wie z.B. Polycarbonat (C16H14O3) profitieren von der erhöhten Transparenz bei konstanter Orts- und Winkelauflösung; im Energieintervall zwischen 9 keV und 12 keV optimierte Beispielkonfigurationen liefern eine Lichtstärke von wenigstens rund 1000 cm^2 keV. Modelle aus Li und Be erreichen oberhalb von 4 keV bzw. 7 keV eine ähnliche Leistungsfähigkeit. Multiband-Hybridsysteme gestatten anders als diffraktiv simultan fokussierende Objektive die Detektion mittels konventioneller CCD. Die aus Li und Be bestehenden Konfigurationen bilden jeweils zwei Energiebänder gleichzeitig ab und erweisen sich bei einer Ortsauflösung im Sub-mm-Bereich sowie Brennweiten von wenigen 100 km als eine hinsichtlich ihrer Gesamt-Lichtstärke konkurrenzfähige Alternative zum Monoband-Teleskop: Man erhält im Idealfall 4000 cm^2 keV bis 7000 cm2 keV. Dialytische Modell-Teleskope, deren refraktive Komponente von der diffraktiven räumlich separiert ist, bieten zum einen die Option einer über mehrere keV durchstimmbaren, dispersionskorrigierten Optik. Unter Variation des Linsenabstandes ergibt sich ein nutzbares Energieintervall zwischen 6 keV und 14 keV. Die Lichtstärke nimmt dabei von 1000 cm^2 keV in zweiter bis auf 4000 cm^2 keV in dritter Dispersionsordnung zu. Kompakte Dialyten mit Durchmessern von 1 m besitzen das Potential zu einer Winkelauflösung von wenigen 10 Mikrobogensekunden sowie einer Lichtstärke von mehreren 1000 cm^2 keV. Der spektrale Bandpass solcher Modelle beträgt rund 1 keV oder mehr. Abschätzungen zum Signal-Rausch-Verhältnis zeigen, dass bei ausreichender Abschirmung des Detektors und moderatem Quellfluss mit einer signal- oder photonenlimitierten Beobachtungssituation zu rechnen ist. Dies gilt angesichts des diskreten Röntgen-Hintergrundes weitgehend auch dann, wenn mehrere Teleskope parallel geschaltet werden. Ergänzende Betrachtungen zu potentiellen astronomischen Beobachtungsobjekten zeigen, dass Koronae benachbarter Sterne, Jets von Röntgen-Doppelsternen und aktiven Galaxienkernen, Supernova-Überreste bzgl. ihrer Ausdehnung einer Auflösung von 1 mas genügen. Von großem Interesse dürften im Hinblick auf künftige Gravitationswellen-Experimente ferner Betrachtungen verschmelzender, supermassiver Schwarzer Löcher sein.