Mehr Einzelheiten zur Radioastronomie

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 konzntriert er die Empfindlichkeit auf einen kleinen Himmelsausschnitt. Ein Spiegel mit Durchmesser D hat eine wirksame Fläche Aeff = π (D/2)2 und fängt von einem Objekt mit Strahlungsfluss F in einer Empfängerbandbreite B die Leistung auf

P = B F Aeff / 2
Der Faktor 2 ist dadurch bedingt, dass ein Dipol nur elektrische Felder parallel zu seiner Längsausdehnung registriert. Aufgrund der Wellennatur der Strahlung besitzt dieser Spiegel ein endliches Winkelauflösungsvermögen. Im Radiobereich wird dieses durch die Halbwertsbreite der Antennenkeule (HPBW = Half-Power Beam Width) gekennzeichnet. Für einen gleichmäßig ausgeleuchteten kreisförmigen Spiegel erhält man
HPBW = 58.8° λ/D
Es läßt sich ferner eine wichtige Größe, der effektive Raumwinkel der Antenne, innerhalb dessen sie empfindlich ist, ableiten und mit der Halbwertsbreite in Verbindung bringen:
ΩA = λ2/ Aeff ≈ 1.27 (HPBW/58.8°)2

Strahlungsgrößen

Die Emission von Himmelskörpern besteht lediglich in einem mehr oder weniger breitbandigen Rauschen, dessen Stärke mit der Zeit variieren kann. Aufgabe des Teleskops ist es, die Stärke des unmodulierten Signals zu messen. Die Empfangselektronik – und insbesondere der Vorverstärker – produzieren ihrerseits ein breitbandiges Rauschsignal, durch thermische Bewegungen der Leitungselektronen und Rauschen in den aktiven Halbleiterkomponenten (Transistoren). Es ist üblich und nützlich, die vom Teleskop aufgefangene Leistung durch die Temperatur zu charakterisieren, deren thermisches Rauschen dieselbe Stärke besitzt. Letztere beträgt kTB bei einer Bandbreite B. Somit ergibt sich die Definition der Antennentemperatur als
k Tant B = P
Jeder (Himmels)körper mit der physischen Temperatur T emittiert Wärmestrahlung, deren Intensität (spezifische Intensität, Flächenhelligkeit, ...) durch ein Schwarzkörperspektrum (Planckfunktion) gegeben ist
I = B(f,T) = (2hf 3/ c2) / (exp(hf/kT) – 1) ≈ 2kT (f/c)2
= (2760   T)/λ2
mit der Einheit W/m2/Hz/steradian. Dies ist die Leistung, die entlang des Sehstrahls der betreffenden Richtung durch eine Flächeneinheit der Meßapparatur (Teleskop) pro Hertz Bandbreite und in einen Kegel des Raumwinkel von 1 steradian strömt. Der Raumwinkel wird als die Oberfläche gemessen die der Kegel auf einer Kugel mit Radius 1 herausschneidet; die gesamte Kugel hat den Raumwinkel 4 π. Diese etwas kompliziert definierte Intensität trägt u.a. der Tatsache Rechung, dass die Helligkeit einer Hauswand unabhängig ist von der Entfernung aus der sie betrachtet wird. Manchmal wird sie mit dem Fluss verwechselt, der mit der Entfernung abnimmt.

Bei den vorkommenden Temperaturen kann im Radiobereich (wegen hf/kT « 1) die Planckfunktion durch die Rayleigh-Jeans Näherung ersetzt werden. Verwendet man außerdem die in der Radioastronomie sinnvolle Einheit 1 Jy (Jansky) = 10-26 W/m2 für den Strahlungsfluss, ergibt sich der einfache numerische Ausdruck mit Temperatur in Kelvin und Wellenlänge in Meter.

Die Intensität ist also direkt proportional der Temperatur, worin die zweckmäßige Gewohnheit, in Temperaturen zu denken, begründet ist. Die Intensität ist die Leistung, die der Körper pro Raumwinkeleinheit abstrahlt, und die wir von ihm aus einer Raumwinkeleinheit erhalten. Füllt der Körper, von uns aus gesehen, den Raumwinkel Ω aus, so ist der Strahlungsfluss (Flussdichte, eigentlich mit dem Index Frequenz versehen, denn er bezieht sich auf 1 Hz Bandbreite - ebenso wie die Intensität I)

F = I Ω
der von der Entfernung abhängt. Handelt es sich um eine Punktquelle (Ω < ΩA), die vom Teleskop nicht aufgelöst wird, ist die mit der Bandbreite B gemessene Leistung
P = B F Aeff / 2 = B I Ω Aeff
Die Antennentemperatur ist dann die um den Füllfaktor Ω/ΩA reduzierte wahre Temperatur der Quelle:
Tant = T   Ω/ΩA
Sie hängt also von der Entfernung der Quelle ab. Handelt es sich hingegen um eine ausgedehnte Quelle, deren Emission die Antennenkeule völlig ausfüllt, wird nur der Anteil gemessen, der von der Antennenkeule aufgefangen wird:
P = B I ΩA Aeff / 2
Damit wird die Antennentemperatur gleich der wahren Temperatur des Objekts:
Tant = P/(2kB) = T
Diese Eigenschaft macht man sich bei der Flusskalibration zunutze: Die Antennentemperatur des Erdbodens oder eines genügend großen Hauses beträgt etwa 290 K.

Charakterisierung des Systems

Von einer Antennenanlage sind einige Parameter wichtig, um radioastronomische Daten zu interpretieren:

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. Ziel der Messungen ist es also, die Stärke eines Rauschsignals im Vergleich mit einem anderen zu messen. Wegen der ständigen Schwankungen des Signals erfolgt die Messung der Stärke durch Mitteln oder Integrieren über einen möglichst langen Zeitraum, denn der Restfehler des Mittelwerts von n Einzelmessungen eines reinen Rauschsignals nimmt mit √n zu, und somit veringert sich der relative Fehler wie 1/√n . Hinzu kommen noch Schwankungen der Empfängereigenschaften wie Verstärkung und Rauschzahl, hervorgerufen durch Temperaturänderungen und Schwankungen der Versorgungsspannungen, und Veränderungen der Erdatmosphäre, sei es durch Sonneneinstrahlung, Wetter, vorüberziehende Wolken oder kleinskalige Temperaturinhomogenitäten. Je genauer man messen will und je schwächer die Quelle ist, desto wichtiger werden die verschiedenen Einflüsse.

Zum Trennen von Nutzsignal vom schwankenden Hintergrund bieten sich verschiedene Methoden an: