Weltraumempfang - die Radioastronomie

M. Tillmann 09/2005

Mit einem Radioteleskop lässt sich tiefer in die Vergangenheit schauen als mit jedem anderen. So ist die für die Kosmologie so wichtige Erkenntnis, dass es eine kosmische Hintergrundstrahlung gibt, allein durch Radioteleskope nachweisbar. Sie ist eine allumgebende und äußerst homogene Strahlungsquelle mit der Temperatur von 2,7K und stellt die absolute Beobachtungsgrenze für unser Weltall dar.

Insbesondere die lückenlose Durchmusterung ganzer Himmelsabschnitte gehören zu den besonderen Möglichkeiten der Radioteleskope. Sie geben Aufschluss über die Frühzeit des Universums und dessen Energieverteilung, als Sterne und Galaxien entstanden. Sternentstehungswolken und Galaxien, die optisch nicht bzw. nur äußerlich betrachtet werden können, offenbaren der Radioastronomie durch ihre Radioemissionen röntgenähnliche Einblicke bis in den Kern hinein. Eine bevorzugte Beobachtungsfrequenz ist 1,4 GHz. Hier lässt sich der Wasserstoff außerhalb unserer Atmosphäre nachweisen, der Ursubstanz des Universums. Durch den Dopplereffekt lassen sich Rückschlüsse auf die Bewegung interstellarer Materie ziehen.

Die möglichen Empfangsfrequenzen für radioastronomische Beobachtungen ist auf Grund der begrenzten Durchlässigkeit der Atmosphäre auf ein bestimmten Frequenzbereiche beschränkt. Das sogenannte Radiofenster beginnt je nach Sonnenbeeinflussung bei 10 MHz und endet im Sub-Millimeterbereich unterhalb von 1000 GHz. Dem wird durch die ITU (Internationale Fernmeldeunion) sowie nationaler Fernmeldeämter durch die Bestimmung von geschützten Frequenzbereichen Rechnung getragen. In diesen darf nur eingeschränkt oder garnicht gesendet werden.

Radioteleskop

Die beiden Wörter, die in dem Begriff „Radioteleskop“ vereint sind, scheinen auf den ersten Gedanken nicht recht zusammenzupassen, denkt man doch an Teleskope, die seit Galilei zur optischen Beobachtung von Planeten Anwendung finden. Doch bekanntlich sind Licht genauso wie Radiowellen elektromagnetische Wellen. Unterschieden wird zwischen optischen und nichtoptischen Frequenzen. Die optischen, zu denen auch Licht mit den Wellenlängen 380nm (violett) bis zu 780nm (dunkelrot) gehört, schließen ferner auch die Infrarot-Strahlung mit Wellenlängen bis 1mm sowie allen kürzeren Wellen bis hin zur radioaktiven Strahlung ein. Unterhalb der Infrarot-Strahlung schließen sich die „nichtoptischen“ Frequenzen bis hinab zum Rundfunkbereich und darunter an. Die Unterscheidung zwischen optisch und nichtoptisch zielt auf das Ausbreitungsverhalten ab. Im Unterschied zu optischen Wellen lassen sich danach die nichtoptischen Wellen beugen, streuen und reflektieren. Doch um es klar zu sagen: Diese Grenze existiert nicht wirklich. Ob Wellen gebeugt werden oder nicht, hängt maßgeblich von der Reflexionsfläche bzw. der Ausdehnung des Körpers ab, mit dem die Welle eine Wechselwirkung eingeht. So findet man in der Quantenphysik den Effekt, dass Elektronen beim Durchtritt durch einen schmalen Spalt abgelenkt werden (gemäß Werner Heisenberg mit einer durch die Gaußsche Normalverteilung beschriebenen Ablenkung). Der Spalt darf lediglich nicht wesentlich breiter sein als das Elektron. Genauso zeigt sich, dass Schattenränder mit zunehmender Entfernung vom Schattenwerfer unschärfer werden. Dies lässt sich anhand des eigenen Schattens im Sonnenlicht leicht nachprüfen. Umgekehrt werden die auf der Erde alles durchdringende ELF-Wellen (extremly low frequency) mit Wellenlängen von 10.000km nicht in den Weltraum entweichen können, weil sie von der vergleichsweise noch viel größeren Grenzfläche der Ionosphäre reflektiert werden. Oder, um es auf die Spitze zu treiben: Sferics-Impulse, die mit rund 7Hz von einem Erdpol zum anderen schwingen, werden vom Van-Allen-Gürtel reflektiert und am endgültigen Entweichen gehindert.

Was hier mit Reflexionsfläche respektive Wechselwirkungskörper gemeint ist, ist im Grunde mit einer Antenne vergleichbar und soll so im Weiteren betrachtet werden. Jede Wechselwirkung mit elektromagnetischen Wellen bedeutet im Empfangsfalle eine durch Induktion erfolgte Abgabe von Energie an die Antenne. Um elektromagnetischen Wellen möglichst viel Energie zur weiteren Nutzung, dem Informationsgewinn, entziehen zu können, muss die räumliche Ausdehnung der Antenne gegnüber der Wellenlänge ebenfalls möglichst groß sein. Dies ist leicht einzusehen. Hat die Antenne eine Ausdehnung von einer oder dem Mehrfachen einer Wellenlänge, so ist sie (theoretisch) in der Lage, eine totale Reflexion zu bewirken, sodass hinter ihr (nochmals theoretisch) kein Anteil der eingefallenen elektromagnetischen Welle mehr nachweisbar ist. Das entspräche dem optischen Gesetz der Ausbreitung (wir ahnen, dass keine Antenne für den Radiobereich gut genug wäre, um die Theorie zu demonstrieren). Dennoch wird hier eine wichtige Größe deutlich: Der Antennengewinn. Er sagt etwas über das Verhältnis zwischen dem Energiegehalt auf der einen sowie der anderen Seite einer Antenne aus. Mit dem Antennengewinn steigt das Empfangssignal aus der einen und sinkt aus der anderen Richtung.

Es war die Rede von optischen und nichtoptischen Wellen. Auch, wenn die Grenze physikalisch nicht existiert, so hat sie in der Praxis doch seine Bedeutung. Bekanntlich lassen sich Antennen auch mit einer Ausdehnung von einer halben, einem viertel und noch weniger Wellenlängen betreiben. Beispiel Kurzwellen-Dipol: Bei bestimmten Vielfachen oder Teilen der Wellenlänge befindet sich ein Antennendraht in Resonanz. Dadurch entsteht in ihm, angeregt durch die elektromagnetischen Wellen, eine „stehende“ Welle eines Wechselstroms, dessen Maximum z.B. im günstigen Falle an dem Speisepunkt der Antenne liegt und dort abgegriffen werden kann.

Die astronomischen Empfangssignale sind derart schwach, dass allerhöchste Antennengewinne angestrebt werden müssen. Sie lassen sich praktisch nur mit Parabol-Antennen erreichen. Zwei Dinge sind nun bei ihnen anders als bei unserem Kurzwellendipol.

a) Die Antenne ist flächig und nicht eindimensional wie der Dipol. In Verbindung mit Punkt b) liegen damit quasi-optische Bedingungen vor, was zur Rechtfertigung der Unterscheidung zwischen optischer und nichtoptischer Ausbreitung dienen soll. Grundsätzlich haben wir es mit einem Parabol-Spiegel zu tun, der so geformt ist, dass eine Reflexion an jedem Punkt der Fläche auf einen zentralen Punkt hin gelenkt wird. Der flächige Empfang ist nicht direkt mit dem eines Dipols vergleichbar. Um die Werte der folgenden Tabelle in ein rechtes Verhältnis mit einem Dipol setzen zu können, muss für dieses ein Äquivalent gefunden werden: Die effektive Fläche eines Dipols A_Dipol. Sie errechnet sich mit

A_Dipol = lambda² / 8 [1]

mit der Wellenlänge lambda in Metern.

b). Die Ausdehnung der Parabol-Antenne (Durchmesser D_Reflektor, Fläche A_Reflektor) gegenüber der Wellenlänge des Signals ist wesentlich höher.

Antenne	f	lambda	DReflektor	DReflektor / lambda	AReflektor	AReflektor / lambda
KW-Dipol	7,5MHz	40m	16m	0,4	200m²	5
Radioteleskop	1,4GHz	21,4cm	100m	467	7854m²	36700
Sat-Schüssel	11GHz	2,7cm	60cm	22	0,28m²	10
Taschenlampe	517THz	580nm	2cm	34482	0,0003m²	517

Versetzen wir uns in die Praxis. Eine Satellitenschüssel hat gegenüber einem Kurzwellen-Dipol eine imponierende Richtwirkung. Eine Taschenlampe, abgesehen davon, dass dies für die praktische Anwendung kaum gewünscht sein dürfte, könnte bei entsprechender Reflektorgeometrie eine fast laserartige Punktbeleuchtung erreichen. Das spricht für eine extreme Bündelung, also extreme Richtwirkung. Was sie von einem Laser unterscheidet ist lediglich, dass ihr breites Frequenzspektrum des gelben Lichts bereits am Reflektor und dann auf dem Wege durch die Luft an deren Partikel streut und auch, dass die Lichtquelle, der Leuchtfaden, nicht punktförmig ist. Trotz der niedrigsten hier aufgeführten Frequenz (1,4 GHz) im Falle des Radioteleskops erstaunt hier das hohe Verhältnis von Reflektorausmaß zur Wellenlänge, wodurch man die Leistung, d.h. den Gewinn des Radioteleskops zu erahnen weiß.

Gleichbedeutend mit der Richtwirkung einer Antenne spricht man bei optischen Systemen von Auflösungsvermögen. Da wir es bei o.g. Anwendungen, dem Empfang von Radiowellen mit Parabolspiegel und großem Verhältnis von D_Reflektor / lambda mit quasi-optischen Gesetzen zu tun haben, hat sich auch hier der Begriff „Auflösungsvermögen“ bzw. „Halbwertsbreite der Antennenkeule“ etabliert. Zunächst errechnet sich die Strahlbreite mit Wellenlänge zu Spiegeldurchmesser. Das Ergebnis ist der wenig brauchbare Absolutwert in Metern. Das Auflösungsvermögen alpha in Grad ergibt sich zu

alpha = 70 * lambda / D [°]

und die Halbwertsbreite (3dB) der Antennenkeule Theta in Bogenminuten zu

Theta = 4300 * lambda / D [’]

mit dem Reflektordurchmesser D.

Je kleiner der Wert ist, umso schmaler ist die Antennenkeule, d.h. umso höher ist die Richtwirkung, der Gewinn und – in Anlehnung an die optische Beobachtung - die Details, die sich auf einem Himmelausschnitt erfassen lassen. Der Durchmesser der Keulenfläche auf dem beobachteten Objekt D’ entspricht der kleinsten Auflösung.

Die Auflösung eines Radioteleskops ist immerhin so groß, dass sich z.B. der Himmel abtasten und die Signalstärken zu Bildern verarbeiten lassen.

Ein praktisches Beispiel

Das Radioteleskop des Max-Planck-Instituts in Effelsberg im Nord-Osten der Eifel hat einen Durchmesser von 100m und ist dabei voll beweglich. Der Empfangsbereich ist mit 857MHz (35cm) bis 85,7GHz (3,5mm) angegeben. Der wichtige Bereich um 1,4GHz ist also darin enthalten. Tatsächlich aber ist es eine Frage der Sensoren, ob Frequenzen außerhalb dieses Empfangsbereiches Empfangen werden können – nicht die der Antenne. Die Halbwertsbreite der Antennenkeule beträgt nach o.g. Formel 15’ bis 9“ (9 Bogensekunden). Die tatsächlichen Werte müssen um den Wirkungsgrad der Antenne von z.T. unter 50% reduziert werden, der in Folge von Unebenheiten auf dem Reflektor, dessen Abweichung von der idealen Parabolform oder Stützen und Streben zur Montage des Sensors im Brennpunkt des Spiegels entstehen. Aber auch die Sensoren, die im Brennpunkt montiert sind, haben verschiedene Wirkungsgrade. Zwar ist das Auflösungsvermögen weit entfernt von dem optischer Teleskope, ist aber angesicht der dem Licht gegenüber geringen Frequenzen bemerkenswert.

Der Antennengewinn G lässt sich ermitteln mit

G = 4 * pi * A_e / lambda²

wobei A_e die Apertur-Antennenfläche ist, also diejenige der Draufsicht. Die tatsächliche Oberfläche hat dabei 9000m².

Mit A_e = pi * D² / 4 = 7854m² errechnet sich bei 1,4GHz ein Leistungsgewinn vom 2,1 millionenfachen. Reduziert um rund 50% Wirkungsgrad also noch das 1 millionenfache. Die folgende Tabelle gibt den Gewinn und die Keulenbreite nach Betreiberangaben wieder [2]:

f [GHz]	lambda [cm]	G [dB]	Theta
1,42	21	61	9,4’
1,66	18	62	7,8’
2,675	11	66	4,2’
4,85	6	71	2,5’
10,7	2,8	77	68“
22,2	1,3	82	40“
31,7	0,95	83	30“
43	0,7	84	21“
86	0,35	74	10“

Wie sich die Auflösung rechnerisch, d.h. ohne Berücksichtigung von den sich mit der Frequenz ändernden Wirkungsgraden auch in Bereichen ergeben würde, für die es nicht gedacht ist, soll trotzdem die folgende Tabelle zeigen:

f	Theta
5 MHz	43°
10 MHz	21°30’
50 MHz	4°18’
100 MHz	2°9’
500 MHz	25,8’
1 GHz	12,9’
5 GHz	2,58’
10 GHz	1,29’
50 GHz	15,5“
100 GHz	7,74“

Es wird auch deutlich, dass die Winkelauflösung im Kurzwellenbereich, in dem das D_Reflektor / lambda – Verhältnis nur noch etwa 2 beträgt, in der zu erwartenden Größenordnung des Strahlungsdiagramms eines Dipols liegt.

Die Geometrie eines Parabolspiegels ist, wie der Name sagt, durch eine Parabel beschrieben, die mit

x² = 2 * p * y

um die y-Achse rotiert. Der Parameter p = 60. Der Brennpunkt f wird mit

f = D² / (16 * t)

neben dem Durchmesser auch von der Spiegeltiefe t und somit der Wölbung bestimmt. Genau gilt das nur für einen Spiegel mit Zentralspeisung. Die Spiegel für den TV-Satellitenempfang sind dagegen der einfacheren Bauweise wegen (Einarmmontage) meist vom Typ „Offset“. Dabei sitzt der LNB unterhalb der geometrischen Mitte mit der Folge, dass der Spiegel asymetrisch geformt sein muss. Vorteil ist die geringere Abdeckung des Spiegels durch den Verstärker. Für das 100m-Radioteleskop in Effelsberg, einem zentral gespeisten Parabolspiegel, ergibt sich eine Brennweite von 30m bei einer Spiegeltiefe von 20,8m [3].

Vergleich

Ferner ist das MPI am Betrieb eines 30m-Radioteleskops in Südspanien auf dem Pico Velata in 2920m und einem 12m-Radioteleskop auf dem Chajnantor-Plateau in 5000m Höhe in Chile beteiligt. Zusammenfassend die Daten tabellarisch dargestellt:

Teleskop	D	f max.	lambdamin.	Oberflächengenauigkeit	Thetarechn.
Effelsberg	100m	86GHz	3,5mm	0,45mm	9,0“
Pico Velata	30m	375GHz	0,8mm	0,07mm	6,88“
Chajnantor-Plateau	12m	1.000GHz	0,3mm	0,018mm	6,45“

Mit zunehmender Frequenz wird das D_Reflektor / lambda – Verhältnis größer und somit die Auflösung, gleichzeitig wirken sich aber die Unebenheiten der Spiegelfläche zunehmend negativer aus, weil deren Verhältnis zur Wellenlänge zunimmt. Bei dem Bemühen um geringste Oberflächenungenauigkeiten gelingt eine nur geringe Steigerung der Richtwirkung (Theta_rechn.).

[1] Meyers Handbuch über das Weltall, Bibliographisches Institut Mannheim, 1964

[2] Informationsblatt des Betreibers

[3] Allgemein, Seite des MPI: http://www.mpifr-bonn.mpg.de/index.html

[4] Modernisierungsmaßnahmen an o.g. Teleskop: http://www.astronomie.de/fachbereiche/radioastronomie/mpifr/2004/sekundaer-spiegel/index.htm

[5] über besagtes 12m-Teleskop: http://www.astronomie.de/fachbereiche/radioastronomie/teleskope/apex/index.htm

[6] leicht verständliches über die Hintergrundstrahlung: http://www.niester.de/n_astronomie/urknall/hintergrund/hintergrund.html