Radio Astronomie

Der Radiohimmel

Wären unsere Augen für Radiostrahlung empfindlich, so böte sich uns folgendes Bild: Erdboden, Gebäude, Bäume und Menschen erschienen hell, durch die von ihnen abgegebene Wärmestrahlung, da der Radiobereich die langwellige Fortsetzung des Infrarotbereichs ist. Der Himmel wäre sehr dunkel, weil von dort lediglich die Strahlung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB = Cosmic Microwave Background) mit einer Temperatur von 2.7 K kommt. Dazu käme noch ein etwa gleichstarker Beitrag von der Wärmestrahlung der Erdatmosphäre, wobei der Unterschied von Tag und Nacht wesentlich geringer ist als im sichtbaren Licht. Die Sonne erschiene als sehr helles Scheibchen, der Mond und die Planeten als schwache Scheibchen, etwa ähnlich wie im Optischen. Sterne wären nicht zu sehen, dafür aber einzelne Quellen wie Gasnebel und Galaxien. Bei einer Wellenlänge von 21 cm erschiene die Milchstrasse als helles Band, mit einer deutlichen Aufhellung in Richtung des galaktischen Zentrums.

Die elektromagnetische Strahlung von Himmelskörpern ist im Frequenzbereich 30 MHz bis etwa 30 GHz, entsprechend Wellenlängen von 10 m bis 1 cm, vom Boden aus beobachtbar. Die untere Frequenzgrenze ist durch die Ionosphäre bedingt, die obere durch die Absorption der Moleküle in der Luft.

In diesem Radiofenster sind eine Reihe von Himmelsobjekten beobachtbar: Die Sonne ist das weitaus hellste Objekt; sie sendet neben einer ruhigen Komponente der thermischen Strahlung von Photosphäre, Chromosphäre und Korona in aktiven Phasen auch eine wesentlich erhöhte Emission aus. Mond und Planeten emittieren thermische Strahlung, entsprechend dem Schwarzkörperspektrum ihrer Oberflächentemperatur.

Spektrale Energieverteilung von Himmelsobjekten im Radiobereich (nach J.D.Kraus). Die orangenen horizontalen Linien deuten die Empfindlichkeit von Teleskopen mit 1 und 10 m Durchmesser bei einer Detektionsschwelle von 100 K in Antennentemperatur an. Die roten Quadrate zeigen die Empfindlichkeitsgrenzen unserer Antennen an, bei denen eine Quelle schon bei einfacher Registrierung zu erkennen ist. Wendet man geeeignete Techniken an, so können noch deutlich schwächere Objekte gemessen werden. Die dicke grüne vertikale Linie markiert die 21 cm-Spektrallinie des neutralen Wasserstoffs bei 1420 MHz, die noch zur Kontinuumemission der Milchstraße hinzukommt.}

Die Ebene der Milchstraße und externe Galaxien (M31), sowie Supernovaüberreste (CasA), Quasare (3C273) und Radiogalaxien (Cygnus) haben einen mit steigender Frequenz abfallenden Radiofluß. Hier ist Synchrotronemission verantwortlich, die von Elektronen produziert wird, die vom interstellaren Magnetfeld auf kreisförmige Bahnen gezwungen werden.

Das Plasma in H~II Regionen (Orion) ist bei hohen Frequenzen transparent, und das Kontinuumsspektrum hat einen flachen Verlauf. Bei niedrigen Frequenzen wird die Region optisch dick, und weist dort ein mit steigender Frequenz ansteigendes Schwarzkörperspektrum auf.

Die verursachenden Prozesse

Elektromagnetischhe Strahlung - vom Radio- bis Röntgenbereich - entsteht durch Prozesse mit geladenen Teilchen (Elektronen, Protonen). Sie tritt als breitbandige kontinuierliche Komponente auf und als in der Frequenz sehr stark begrenzte Strahlung der Spektrallinien:

Kontinuum
- Wärmestrahlung: jeder Gegenstand gibt entsprechend seiner Temperatur elektromagnetische Strahlung ab, vornehmlich im Infraroten und Sichtbaren, aber auch im Radiobereich. Mit zunehmender Temperatur verlagert sich das Maximum des Spektrums (Schwarzkörperstrahlung) nach höheren Frequenzen. (Sonne, Mond, Gasnebel, Milchstraße).
- Synchrotonstrahlung: Elektronen werden von einem Magnetfeld auf kreis- oder spiralförmige Bahnen abgelenkt. Bei dieser Beschleunigung geben sie elektromagnetische Wellen ab (Milchstraße, Supernovaüberreste, aktive Galaxien, Quasare)
Linien
- 21 cm Linie: das Wasserstoffatom besteht aus einem Proton das von einem Elektron umkreist wird. Beide Elementarteilchen besitzen einen 'spin'. Wenn nach einem Stoß mit einem anderen Teilchen die spins gegeneinander parallel ausgerichtet sind, versucht das Elektron den spin wieder anti-parallel auszurichten, indem es die überschüssige Energie in Form einer Radiowelle mit einer genau bestimmten Frequenz von 1420,405751 MHz abstrahlt. Damit ist die Beobachtung von neutralem Wasserstoffgas in der Milchstraße und anderen Galaxien möglich. Durch Messung der Verschiebung gegenüber der theoretischen Frequenz werden mit Hilfe des Dopplereffektes Geschwindigkeiten der Gaswolken und Galaxien ermittelt.
- Linien von Atomen und Molekülen: Der Raum zwischen den Sternen ist nicht leer, sondern erfüllt von Gaswolken von unterschiedlichen Temperaturen. In kalten Gebieten mit hoher Dichte sind eine Vielfalt von einfachen wie auch komplexen Molekülen beobachtbar, wie Kohlenmonoxid, Wasser, und organische Verbindungen, die durch ihre charakteristischen Spektrallinien identifizierbar sind.

Radioteleskope

Ein derartiges Instrument besteht aus einer Antenne zum Auffangen der Radiowellen und ihrer Umwandlung in ein elektrisches Signal, dem Empfänger zum Verstärken und Filtern der Signale, und einem Computer zur weiteren Datenverarbeitung und -aufzeichnung, sowie der Steuerung der Antenne.

Als Antennenanlage verwenden wir Parabolspiegel, der die Radiowellen im Brennpunkt auf ein Dipol konzentriert. Im Dipol entsteht durch das Wechselfeld der elektromagnetischen Welle eine Wechselspannung, die von einem rauscharmen Vorverstärker verstärkt dem Empfänger zugeführt wird. Der Spiegel erfüllt zwei Aufgaben wie bei einem optischen Teleskop: einerseits fängt er möglichst viel Leistung auf, andererseits konzentriert er die Empfindlichkeit auf einen kleinen Himmelsausschnitt.

Mehr Einzelheiten sind hier zu finden.

Beobachtungsmethoden

Das Hauptproblem in der Radioastronomie ist das Rauschen. Die Signale von Himmelskörpern sind nichts als unmoduliertes Rauschen, das oftmals nur knapp über dem Rauschen der Empfängerelektronik reicht. Hinzu kommen noch die Wärmestrahlung der Erdatmosphäre, Signalschwankungen durch Temperatur- und Wettereinflüsse, und Störsignale. Daher muß das Signal einer Quelle mit anderen oder bekannten Signalen verglichen werden.

Bei DL0SHF verwendete Verfahren:

Mittelwertbildung aus möglichst vielen Einzelmessungen
gezielte Messungen an einer Position und Summierung über alle Einzelndaten
gezielte Messungen an einem Himmelskörper, der auf seiner scheinbaren Bahn über den Himmel nachgeführt wird
abwechselndes Messen des Objekts und des 'leeren' Himmels neben dem Objekt. In dieser Weise können auch schwache Quellen detektiert werden, die sich nur wenig vom Himmelshintergrund abheben
Driftscans von einzelnen Objekten: Hierbei wird die Antenne auf eine Position fixiert, an der das Objekt in einigen Minuten sein wird. Dann wird während des Durchgangs der Quelle durch die Antennenkeule laufend aufgezeichnet
Kartierung von Himmelsregionen durch Driftscans: Beläßt man die Antenne auf einer Position, so sorgt die Erdrotation dafür, dass im Laufe der Zeit ein Streifen des Himmels an der Antenne vorbeitzieht, dessen Signale fortlaufend registriert werden. Da die Erddrehung sehr präzise ist, wird dann aus dem Zeitpunkt der Beobachtung die Position berechnet.