Den Himmel mit anderen Augen sehen

Radiowellen waren die erste unsichtbare Strahlungsart, die zur Himmelsbeobachtung verwendet wurde. Radioteleskope könnte man als unsere „Superaugen“ bezeichnen. Sie zeigen uns eine unsichtbare Welt, ein unsichtbares Universum.

Während optische Teleskope vorwiegend die Strahlung von heißen Gasen zeigen, also von Sternen, zeigen Radioteleskope vorwiegend die Strahlung von kalten Gasen, also von dem was zwischen den Sternen ist, dem interstellaren Medium. Die Sterne selbst sind im Radioteleskop unsichtbar (mit Ausnahme der Sonne und Supernova-Überresten). Ein Radioteleskop „sieht“ aber dennoch eine große Zahl von Punktquellen, die aber mit den für unsere Auge sichtbaren Sternen nichts zu tun haben. Man nannte sie in der Anfangszeit auch „Radiosterne“, ohne zu wissen, was sie eigentlich sind. Wie wir heute wissen, sieht man hier die Strahlung von aktiven schwarzen Löchern, also aktiven Galaxienkernen und Quasaren, die mit Abstand massereichsten Einzelobjekte des Universums. Nicht zu vergessen ist noch die kosmische Hintergrundstrahlung, auch 3°K-Strahlung bezeichnet, die bildlich gesprochen den „Nachhall des Urknalls“ darstellt.

Himmelsbeobachtung mit Radiowellen – hierum machen die meisten Amateur­astrono­men einen großen Bogen

Obwohl die professionelle Astronomie und Astrophysik und hier insbesondere die Radioastronomie derzeit eine Glanzzeit erleben, gibt es nur wenige Amateurastronomen, die sich der Radioastronomie verschreiben. Dabei kann man damit in eine völlig neue Welt eintauchen und den Himmel sozusagen „mit anderen Augen“ sehen. Aber hierhin „verirrt“ sich eher mal ein Funkamateur als ein Amateurastronom.

Warum ist das so ?

Jeder, der sich mal dafür interessiert merkt sofort, dass man durch ein Radioteleskop gar nicht durchschauen kann. Schon allein deshalb wirkt Radioastronomie etwas abstrakt, weil man Radiowellen einfach nicht direkt sehen kann. Es fehlt sozusagen die Romantik des direkten Blicks in das kosmische Geschehen.

Radiostrahlung ist zwar das gleiche wie optisches Licht oder Infrarotlicht, nämlich eine elektro­mag­netische Welle, aber sie hat sehr viel längere Wellen, die unsere Sinnesorgane nicht reizen können. Deshalb ist man beim eigentlichen „Beobachten“ von Objekten rein auf empfind­liche Nachweisgeräte angewiesen. Außer vielleicht einen Zeiger­aus­schlag auf einem Messinstrument oder eine zittrige Kurve auf einem Monitor sieht man erstmal nichts. Es müssen die erhaltenen Messwerte irgendwie in eine für unsere Wahrnehmungsorgane ansprechende Form umgewandelt werden. Die für unser Gehirn am besten geeigneten Darstellungsformen sind Bilder und als „Transformator“ eignet sich nichts besser als ein PC.

Wenn man will, kann man auch etwas hören, bei kosmischen Radioquellen ist es in den allermeisten Fällen nur ein gleichmäßiges Rauschen oder Zischen ohne erkennbare Variationen, wie bei einem alten UKW-Radioapparat bei dem man den eingestellten Sender etwas herausgedreht hat.

Und wie bekommt man da Bilder ?

Nun, so direkt, einfach und schnell wie im optischen Fall geht das erstmal nicht und hochaufgelöste Bilder, wie mit einem lichtopti­schen Fernrohr, bekommt man schon gleich gar keine – das enttäuscht viele – auch scheuen viele das Löten. Auch ist eine Radioantenne bildtechnisch gesehen im Grunde ja nur eine 1-Pixel-Kame­ra, d.h. schon für einfache Bilder muss man die Himmelsobjekte schritt­weise abrastern, das ist aufwän­dig und langwierig. Aber anders geht’s nicht, wenn man nur eine Einzelantenne hat. An einem optischen Fernrohr wäre das vergleichbar mit einer Helligkeitsmessung über eine Fotozelle.

Mithilfe eines PCs ist das aber kein Problem. Er ermöglicht es, alle Arbeitsvorgänge zu automatisieren und es lässt sich damit ein Radiospiegel zu einem „robotischen“ Radioteleskop aufpolieren. Das Scanverfahren kann man sich leicht machen, indem man den Spiegel nur mit einem einzigen Motor auf der Meridianlinie auf- und abfährt. Die Bewegung quer dazu (in Rektaszension) besorgt dann die Erdrehung sehr präzise und vorallem automatisch. Wenn man damit mehrere tausend Messwerte aufge­zeichnet hat, kann man sich im Nach­hinein, wieder mit dem PC, z.B. eine Farbkarte der Radiointensität darstellen lassen.

Farbkarte des nördlichen Milchstraßenbogens aufgenommen bei der 21cm-Linie des atomaren Wasserstoffs mit meinem 2.65m-Spiegel (Bandbreite: 10 MHz). Sterne und Sternbilder dienen der Orientierung und sind künst­lich eingeblendet, die Zielkreuze markieren bekannte Radioquellen. Das grüne Zielkreuz rechts oben zeigt den „Beam“, das ist die Größe des Bereichs, aus dem die Strahlung für einen Messpunkt stammt. Um die Helligkeitsunterschiede deutlicher zu machen, wurde eine Pseudofarben-Darstellung gewählt, d.h. unterschiedliche Helligkeiten werden als unterschiedliche Farben dargestellt. Die Zuordnung zu den echten Helligkeitswerten findet man mit dem Farbbalken auf der rechten Seite

Und Spektren ?

Radio­spektren bekommt man viel leichter als Radio­bilder. Mit einem SDR-Empfänger und einer Freeware aus dem Internet (s.u.) bekommt man automatisch immer ein ständig sich erneuerndes hochauf­gelöstes Spektrum – das ist schon bestechend.

Radiospektrum des Wasserstoffs bei 1420 MHz im Bereich des Sternbilds Schwan,  aufgenommen mit meinem 2.65m-Spiegel und einem SDR-Empfänger Modell „Airspy“. Die dazu gehörige Software nennt sich „Astrospy“ und ist im Freewarepaket „sdrsharp“ enthalten. Man sieht hier die 21cm-Wasserstofflinie gleich dreimal. Die Strahlung stammt hierbei aus drei verschiedenen Raumbereichen bzw. aus drei Milchstraßenarmen, die von uns aus gesehen hintereinander stehen. Diese haben aber aufgrund der Bewegungsdynamik der Milchstraße als Spiralnebel verschiedene Geschwindigkeiten relativ zu uns und aufgrund des Dopplereffekts kann man sie dann im Spektrum getrennt sehen.
Trotz dass wir Radiowellen ständig benutzen, kennt sich kaum einer richtig damit aus

Jeder benutzt Radiowellen mit dem Handy, bei WLAN oder Bluetooth, bei Walky-Talkies, bei der Zentral­ver­riegelung am Auto oder bei Funkfernsteuerungen im Mo­dell­­bau bis hin zum Mikrowellenbackofen und natür­lich nicht zuletzt bei Rundfunk und Fernsehen.

Dahinter verbirgt sich aber schon ein ernstes Problem in der Radio­astro­nomie, dass schwachen Radiowellen aus dem Kos­mos leicht, oft aber sehr massiv und heutzutage immer öfter durch Streu­wellen aus irdischen, menschen­ge­machten Quellen überlagert und gestört werden können. Die Frage stellt sich dann, wie man kosmische Radio­quellen dann überhaupt von irdischen unterscheiden kann oder wie man die Wirkungen von irdischen Störquellen möglichst weitgehend abtrennen oder ausblenden kann.

Warum macht man das dann, wenn das so schwierig ist ?

Das ist eben der Reiz an der Sache, die Probleme zu erkennen und in den Griff zu kriegen und Wege zu finden, dies auch noch ohne großen Kostenaufwand zu bewerkstelligen.

Das Wesentliche aber ist folgendes: Man bekommt nach der Aufbereitung der Messwerte eben ganz andere Informationen über die Himmelsobjekte, die man z.B. über das Licht gar nicht hätte bekommen können oder was noch aufregender ist, man kann Objekte nachweisen und vermessen, die überhaupt gar kein Licht aussenden, z.B. die großen unionisierten Wasserstoffwolken des interstellaren Gases (HI-Wolken).

Radiowellen erlauben uns den „großen Durchblick“

Weil Radio­wel­len von den galaktischen Staubwolken nicht aufge­halten werden, wie das Licht, können Himmelsobjekte auch durch interstellare Staubwolken hindurch auf­ge­spürt und gut ver­messen werden. Ein wichtiges Beispiel dafür ist das Zentrum der Milchstraße, wo ein super­mas­sives schwar­zes Loch mit 4.1 Mio. Sonnenmassen sitzt. Selbst die von uns aus hinter­einan­der­­liegenden und oft auch wieder durch Staub­wolken ver­deck­ten weiteren Spiralarme der Milchstraße lassen sich in Radiospektren getrennt re­gistrieren. Darauf beruht einer der größten Trium­phe der Radio­as­tro­no­mie in den 50er-Jahren, auf diesem Weg zu beweisen, dass die Milchstraße ein Spiral­nebel ist – das war vorher nicht bekannt !

Dass man einzelne Spiralarme getrennt regisitrieren kann, obwohl sie von uns aus gesehen hintereinander liegen und sich gegenseitig überschneiden, wie die Knochenschatten in einem Röntgenbild, liegt an ihren unterschiedlichen Bewegungsgeschwindigkeiten im Raum. Sie erscheinen im Spektrum an verschiedenen, leicht zueinander verschobenen Stellen, weil ihre Strahlung je nach Relativgeschwindigkeit zu uns durch den Doppler-Effekt leicht unterschiedliche Frequenzen hat.

Hinweise auf große Mengen „dunkle Materie“

Bei sorgfältiger Durchmusterung des ganzen Himmels lässt sich auf diese Weise ein Bewegungsmodell der ganzen Milchstraße erstellen. Darin sind die Spiralarme dann deutlich erkennbar. Dabei kommt man dann auch auf die abenteuerlich anmutende Hypothese der „dunklen Materie“. Da sich die Spiralarme besonders in den äußeren Teilen unerwartet schnell um das Milchstraßenzentrum drehen, versteht man erstmal nicht, warum die Milchstraße nicht auseinanderfliegt. Zur Erklärung braucht man zusätzlich zur sichtbaren Materie etwa fünfmal so viel dunkle Materie, also Materie die auch im Radiobereich „unsichtbar“ ist, um genügend Gravitation zu haben, dass die Milchstraße zusammengehalten wird und eben nicht auseinanderfliegt.

Das Phänomen der zu schnellen Rotation tritt auch bei allen anderen Galaxien auf, nur kann man hier die Rotation auch lichtoptisch messen, weil man ja von außen mehr oder minder schräg auf diese Galaxien draufschauen kann und deren Spiralarme in den allermeisten Fällen nicht hinter Staubwolken verborgen sind. Hier gelingt es wieder mit Radioteleskopen die Spiralarme noch wesentlich weiter nach außen zu verfolgen, als es optisch möglich ist.

Wie sieht eigentlich der Sternhimmel im Radiobereich aus ?

Hier ist so manches „auf den Kopf gestellt“

Den gewohnten Sternenhimmel sieht man im Radiobereich nämlich überhaupt nicht ! Als einziger Stern ist nur mal die Sonne zu sehen, weil sie einfach ca. 250 000 mal näher steht als jeder andere Stern. Auch der Mond macht auch noch mit einer kleinen SatTV-Schüssel ein deutliches Signal.

Das dominierendste „Objekt“ nach der Sonne ist lustigerweise der Erdboden. Auch Häuser, Bäume und Personen strahlen bei Tag und bei Nacht heller als der Himmel oder der Mond. Das heißt, irdische Objekte müssen gut abgeschirmt werden bzw. dürfen nicht im Strahlengang stehen, wenn man schwächere kosmische Signale nachweisen will.

Was dann trotzdem noch im Weg steht, ist die Erdatmosphäre. Sie „glüht“ im Radiobereich und macht zum Horizont hin einen immer stärkeren Untergrund. Dieses Phänomen stört besonders bei kleinen Antennen, weil diese eine sehr breite „Empfangskeule“ haben und damit leider viel atmosphärische Hintergrundstrahlung auffangen und schwache Punktquellen darin „absaufen“.

Wasserdampf in der Atmosphäre macht bei höheren Frequenzen (ab ca. 1 Gigahertz) zunehmend Probleme und ab etwa 20 GHz muss man deshalb in die trockendsten Wüsten und Höhen über 5000m ausweichen (z.B. ALMA-Observatorium in Chile). Wolken machen deshalb nochmal einen zusätzlichen, variablen Untergrund (abhängig von der Dicke der Wolken und der Beobachtungs­frequenz)

Die Wasserstoffwolken in den Spiralarmen der Milch­straße können auch leicht nachgewiesen wer­den, sogar schon mit kleinen SatTV-Schüsseln. Allerdings braucht man dazu einen modifizierten Empfangskopf oder LNB (z.B. den unten beschrie­benen Dosenfeed), der auf die Wasser­stoff­frequenz (ca. 1420 MHz) abgstimmt ist. Damit gelingt es bereits, wie schon erwähnt auch durch die galaktischen Staubwolken hindurch, oft mehrere hintereinander stehende Spiralarme gleich­zeitig zu „sehen“.

Was man noch gut nachweisen kann, ist „Synchrotronstrahlung“. Sie hat ganz andere Ursachen als die o.g. 21cm-Wasserstoffstrahlung, die ja von Atomen ausgesandt wird. Synchrotronstrahlung entsteht, wenn sich freie geladene Teilchen entlang von Magnetfeldlinien auf schraubenlinienförmigen Spiralbahnen bewegen. Die kontinuierliche Strahlung der Milchstraße ist dafür ein Beispiel. Auch der hellste Quasar, genannt „Cygnus A“ und Supernova-Überreste, wie „Taurus A“ zeigen sich im Radiobereich hauptsächlich Synchrotronstrahlung und sind auch mit kleineren Radioteleskopen noch gut nachweisbar.

Genauer gesagt ist Cygnus A ein aktives supermassives schwarzes Loch in einem Galaxienkern in 750 Mio. Lichtjahren Entfernung. Taurus A ist der Crabnebel M1 (aber nicht der Crab-Pulsar, dieser ist sehr viel schwächer als der Nebel). Interessant ist auch die Radioquelle „Cassiopeia A“. Sie ist die hellste extrasolare Radioquelle und war bis vor kurzem der jüngste entdeckte Supernovaüberrest in der Milchstraße. Sie ist einer von etlichen Supernovaüberresten, die man zuerst im Radiobereich entdeckt hat, weil sie hinter galaktischen Staubwolken versteckt stehen und dadurch optisch unsichtbar sind. Selbst die Explosion von „Cassiopeia A“ im Jahre 1680 konnte optisch nicht erfasst werden. Dennoch kann man den Explosionsblitz heute noch lichtoptisch untersuchen, weil das Streulicht am umliegenden interstellaren Staub uns jetzt erst erreicht.

Jupiter ist auch nicht gerade ein ruhiger Geselle, was Radiowellen betrifft

Wie kann man da loslegen ?

Gewusst wie“ heißt die Devise  

Wenn man nicht gleich einen größeren 4- oder 5-stelligen Betrag ausgeben will (Radioteleskope sind keine Massenprodukte), kann man sein Glück nur im Selbstbau finden. Dazu muss man ein paar Grund­kenntnisse in Hochfrequenztechnik haben, um da mit wenig Geldeinsatz voranzukommen. Was gibt es da für Möglichkeiten ?

TV-Satellitenantennen

Das einfachste und billigste sind TV-Satellitenantennen (mit LNB ca. 30€) – damit lassen sich schon aufregende Experimente machen und das auch noch ohne Löten. Der Frequenzbereich liegt zwischen 10 und 12 Gigahertz. Sonne und Mond gehen sofort, selbst wenn man nur einen „Satfinder“ (für ca. 10€) als Empfänger nimmt. Der quietscht schon sehr kräftig wenn man gut gezielt hat und z.B. die Sonne endlich „drin hat“. Die Auflösung ist allerdings noch bescheiden. Trotz der hohen Frequenz (10-12 GHz) sind es nur 2,5° – also z.B. Sonnenflecken „sieht“ man damit noch nicht. Lustig ist, dass man damit die Sonne auch durch dichte Wolken hindurch oder gar bei Regen „sehen“ kann.

Beim Mond ist es schwieriger, er ist schon etwa 100x schwächer als die Sonne, aber er kommt immer noch deutlich heraus. Auch den Super­nova-Überrest „Cassiopeia A“ kann man gerade noch nachweisen. Was man natürlich noch „sehen“ kann, sind die vielen TV-Satelliten auf dem Himmels­äquator, dafür sind die SatTV-Schüsseln ja schließlich gebaut. Man kann die Sonne allerdings dann auch leicht mit einem solchen Satelliten verwechseln, besonders wenn die Sonne gerade in der Nähe des Himmelsäquators steht. Hier gelingt die Unterscheidung z.B. nur mit einem Sat-Receiver. Der zeigt dann bei der Sonne trotz starkem Signal und optimaler Antennenausrichtung einfach kein einziges Fernsehprogramm.

“Knautschsack-Montierung“ mit SatTV-Spiegel, rechts oben ein Sat-Finder, darunter eine Stromeinspeiseweiche zur Stromversorgung, unten rechts der erwähnte SDR-Empfänger „Airspy“, dieser ist für erste einfache Versuche noch nicht nötig

Strahlen wir selber Radiowellen aus ?

Frappierend ist, wenn man sich vor eine Sat-Schüssel stellt oder wenn man sie in Richtung Boden hält. Dabei geht das registrierte Signal auf Vollausschlag. – Heißt das, dass wir selber oder die Erde Radiowellen aus­strahlen ?? – Ja, es ist so !  So manche Mobilfunk-Phobiker*Innen werden das nicht glauben wollen, nach­dem auch schwache Radio­wellen in ihrer Sicht angeb­lich gefährlich sind. Dass alle Körper in Natur und Umwelt ohne menschliches Zutun Radio­wellen aus­strah­len, kommt von ihrer Eigenwärme. Radiowellen sind aber nur dann gefähr­lich, wenn die Intensitäten so hoch sind wie in einem Mikro­wellenherd (mehr als 1 Million mal höher als in der Natur). In allen Substanzen, die Wasser enthalten, kann bei solchen Intensitäten kräftig und schnell Wärme produziert werden.

Die winzige Menge an Radiostrahlung die man registiert, wenn man sich vor eine SatTV-Schüssel stellt, ist der lang­wellige Ausläufer der Wärmestrahlung, de­ren Haupt­teil ja bei noch wesentlich höheren Fre­quen­zen liegt.

Ein „Dosenfeed“eine Konservendose als Empfangskopf

Ein „Dosenfeed“ ist ein aus einer größeren Konservendose gebauter Wellenleiter mit innenliegender Monopolantenne – er leistet Erstaunliches. Er ist für Frequenzen im Bereich der 21cm-Wasserstofflinie (1-2 GHz) sehr gut brauchbar. Da eine einlaufende Welle am Dosenboden reflektiert wird, überlagert sich diese reflek­tierte Welle mit der einfallenden Welle zur doppelten Wellenhöhe und wird damit verstärkt. Eine kleine Draht­antenne im Innern der Dose, so lang wie ein Viertel der Wellenlänge, fängt diese verstärkte Welle an der Stelle der stärksten Über­lagerung auf. Damit läßt sich schon die Radio­strahlung der interstellaren Wasser­stoffwolken in den Spiralarmen der Milchstraße nach­weisen, wenn man hinter der kleinen Drahtantenne einen guten rausch­armen Vorver­stärker einbaut.

Testaufbau mit „Dosenfeed“ für die 21cm-Strahlung des Wasserstoffs (rechts: PC mit Abschirmgitter). Unter dem Dosenfeed ist ein Stellmotor zum automatischen Drehen der Antenne, wie er für SatTV-Spiegel üblich ist.
Vollbeweglicher SatTV-Spiegel mit 2 Motoren und Messkopf für die 21cm-Linie. Hinter dem Laptop ist ein feines Abschirmgitter, wie man es zur Kellerschachtabdeckung in Baumärkten kaufen kann. Es verhindert, dass Störstrahlung aus dem eingeschalteten Laptop in den empfindlichen Empfangskopf („Dosenfeed“) gelangt.

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SDR-Empfänger

Eine weitere geniale und zudem noch kostengünstige Kom­ponente ist ein sogenannter SDR-Empfänger (“Software Defined Radio“, ab 20€). Er lässt sich wie ein USB-Stick in den PC stecken und mit einer Freeware aus dem Netz (z.B. SDR#, HDSDR oder GNU-Radio) hört man schon was, also Analog- oder Digitalrundfunk. Vorallem sieht man gleich automatisch ein hoch­aufgelöstes Radiospektrum auf dem Computerdisplay.

Was da vor sich geht, kann man am besten mit dem Drehen am Abstimmknopf eines alten Radios verglei­chen, nur macht das die SDR-Software auto­matisch und dreht sozusagen ganz schnell hin und her. Damit erzeugt er ein ständig sich erneuern­des Radio­spektrum. Der PC wird damit fast ohne Kostenaufwand zu einem respek­tablen „Spektrum-Analysator“. Schaltet man eine empfindliche An­ten­ne davor, z.B. den o.g. Dosenfeed, hat man schon ein „open source“-Radio­teleskop. Setzt man noch eine TVSat-Schüssel davor, bzw. ersetzt man den LNB der Sat-Schüssel durch den o.g. Dosen­feed, geht das ganze nochmal deutlich besser (s. auch meinen Artikel „Vom Garten in die Galaxis“ in der Zeitschrift Sterne und Weltraum, Septemberheft 2017).

SDR-Empfänger „Airspy“ mit USB-Schnittstelle zum Datenauslesen auf den PC

Parabolspiegel

Für sehr schwache Signale braucht man eine Antenne, die die fein verteilte Radiostrahlung sehr gut bündeln kann. Dies geht am besten mit einem Spiegel in Parabolform (sieht aus wie ein aufgespannter Regenschirm, nur nach oben gedreht). Eine SatTV-Schüssel ist genau so etwas. Ein großer Vorteil dieser Antennenform ist, dass man bei Änderung der Empfangsfrequenz nicht die ganze Antenne umbauen muss, sondern lediglich den vergleichsweise kleinen Empfangskopf.

Ein Parabolspiegel hat aber noch einen anderen wichtigen Vorteil: Er schirmt die Radiostrahlung des Erdbodens weitgehend ab und trägt deshalb dazu bei, dass die schwachen kosmischen Radioquellen besser herauskommen und nicht so stark von Störstrahlung überdeckt werden.

Größere Parabolspiegel bis zu mehreren Metern Größe, also deutlich größer als Satellitenschüsseln, lassen sich nach dem „stressed ribs“-Prinzip aus einfachen Bau­marktteilen herstellen, z.B mit PVC-Kabelrohren als Rippen und Kellerschachtabdeckungen aus feinem Alu-Drahtgeflecht als Reflektorgitter. Die Rohre werden am einen Ende sternförmig eingespannt und am anderen Ende einfach nach oben gebogen. Dadurch entsteht auto­matisch eine Parabolform. Solche Billig-Riesen­spie­gel sollten aber wegen ihrer „Wackelpudding“-Eigen­schaft eher nur fest installiert werden. Jede Rippe wird dabei fest mit dem Boden verbunden und der Spiegel ist dann ständig senkrecht nach oben ausge­richtet, ähnlich dem bekannten 300m-Arecibo-Spiegel auf Puerto Rico.

Festmontierter Riesenspiegel aus einfachen Baumarktteilen mit 4 Meter Durchmesser. Der Messkopf schwebt über dem Spiegel und ist nach unten auf den Spiegel gerichtet. Er ist über einen Ausleger schwenkbar. Kleine Unebenheiten des Spiegels stören hier nicht, weil sie wesentlich kleiner als die Wellenlänge (21cm) sind

Trotz der unbeweglichen Installation läßt sich ein solcher Spiegel auch außerhalb des Brenn­punkts (im sog. „off-axis“-Bereich) zum Abscannen des Himmels verwenden. Dazu braucht man nur den o.g. Dosenfeed nach unten gestülpt über dem Spiegel anbringen und in einer Ebene im Abstand des Brenn­punkts umher­schwenken. Damit lassen sich dann neben den Wasser­stoffwolken in der Milchstraße schon etliche schwache Radioquellen wie Supernova-Über­reste, aktive Gala­xien­kerne und Quasare nachweisen. Ab einer Größe von 6 Metern und stundenlangen Messzeiten müßten damit auch schon die ersten hellen Pulsare nachweisbar sein.

Die Milchstraße aufgenommen mit dem 4m-Spiegel, gebaut nach dem „stressed ribs“-Prinzip. Die 3 hellsten extrasolaren Radioquellen (Cyg A, Cas A und Tau A) sind deutlich erkennbar. Sie sind dunkelrot eingefärbt. Etliche weitere, schwächere Radioquellen können noch identfiziert werden

Interferometrie

Wenn man sich weiter in das Thema hinein vertiefen will und geschickt ist, lassen sich mit zwei SatTV-Schüsseln auch ohne größere Kosten Interfero­met­rie-Messungen durchführen und z.B. mit 3 Schüs­seln schon große Aktivitätsgebiete auf der Sonne nachweisen. Zusätzlich zum zweiten bzw. dritten SatTV-Spiegel braucht man dazu noch einen Videograbber (mit USB-Anschluss)

Mit Interferometrie kann man die Auflösung der erhaltenen Bilder fast beliebig steigern. Die Daten­aufnahme und die Datenverarbeitung im Computer sind dann aber schon recht anspruchsvoll und umfangreich. Für Grundlagenexperimente zur Interferometrie mit einfachen SatTV-Spiegeln gibt es eine dazu passende freie Software vom Haystack Observatory.

 Interferometer mit 2 SatTV-Spiegeln   

Fakten in Kürze:

  • Radiostrahlung aus dem All ist 1933 bei der Ursachensuche für Funkstörungen (RFI) von Karl Jansky in den USA entdeckt worden. Das war hauptsächlich das sog. „Himmelsrauschen“, das aus der Milch­straße kommt
  • So schön und groß eine Gitterspiegelantenne in Parabolform auch ist, sie ist trotzdem im Grunde erstmal nur eine 1-Pixel-Kamera.
  • hat man nur 1 Antenne, definiert das Airy-Scheib­chen die Auflösung (in der Funktechnik Empfangs­keule genannt), d.h. man hat nur Auflösung von der Größe der Airy-Scheibe, man kann nur Rasterscans machen oder Spektren aufnehmen und es gibt erstmal keinen „Zoom“ (-> Tabelle)
  • bei mehreren Antennen kann man in das Airy-Scheibchen „reinzoomen“: Interferometrie ist genau der „Zoom“ – ist aber kompliziert.

Weitere Fakten und Details

Störquellen oder RFI („Radio Frequency Interference“)

Wie eingangs schon erwähnt ist es oft schwierig, unbeabsichtigte Streustrahlung von elektrischen Geräten in der Nähe von den echten Signalen aus dem Kosmos zu unterscheiden. Da muss man einige Tricks anwenden und einige Erfahrung sammeln, bis man sicher sein kann, dass man nicht die Streuwellen des gerade von einem Nachbarn verwendeten USB-Kabels auffängt oder gar die Streustrahlung des eigenen PCs… Aber gerade bei einer solchen Störungssuche lagen die Urspünge der Radioastronomie, als man in den 1930er-Jahren versucht hat, den Störsignalen im weltweiten Funkverkehr auf die Spur zu kommen – nur war es hier umgekehrt, hier wurden die kosmischen Radioquellen als die Störquellen betrachtet.

Die stärkste natürliche Störquelle ist der Erdboden, dessen Radiostrahlung aufgrund seiner Wärme möglichst nicht in den Empfangskopf gelangen soll. Die schwachen kosmischen Signale würden sonst im Strahlungssumpf des Erdbodens „absaufen“. Der Parabolspiegel verhindert hier durch seine Größe automatisch das Schlimmste, er schirmt die Erdstrahlung weitgehend ab. Der Empfangskegel des Empfangskopfes, der nach unten auf den Parabolspiegel gerichtet ist, muss aber dennoch gut auf den Parabolspiegel ausgerichtet sein und auf die Größe des Spiegels und den Abstand des Brennpunkts des Spiegels abgestimmt sein.

Physik der kosmischen Radiostrahlung

Der Radiobereich ist gegenüber dem lichtoptischen Bereich riesig – etwa 20 Oktaven. Das sichtbare Licht, der Wahrnehmungsbereich des Menschen, hat nur knapp 1 Oktave.

Bei den Ursachen der Entstehung von Radiostrahlung lassen sich grob 2 Fälle unterscheiden: thermische Strahlung (durch die Eigen­wärme) und nicht-thermische Strahlung, die nicht durch eine Temperatur gekenn­zeichnet werden kann.

  • thermische Strahlung: Erdboden, Häuser, Bäume, Personen (auch eine Hand im Strahlengang!), Sonne, Mond, Erdatmosphäre und Wolken. Thermische Radio­strah­lung ist genauer gesagt der Ausläufer der Wärmestrah­lung im Radiobereich, dieser zeigt dement­spre­chend ein kontinuierliches Spektrum.
  • nicht-thermische Strahlung: dazu gehören die Linienstrahlung des Wasserstoffatoms bzw. Molekülen aus der Milchstraße und die Synchrotronstrahlung von Jupiter, Milchstraße, Supernova-Überresten und aktiven schwarzen Löchern. Synchrotron­strah­lung zeigt ebenfalls ein kontinuierliches Spektrum. Ursa­che ist in allen Fällen sich schraubenlinien­för­mig bewegen­de geladene Teilchen entlang von Magnet­feldlinien.

Ein gewisses Problem ist noch die Erdbewegung um die Sonne. Beobachtet man z.B. die Spektrallinien des Wasserstoffs bei 21cm Wellenlänge verändert die Lage der Spektren im Lauf eines Jahres gewaltig. Sie werden durch den Doppler-Effekt hin- und herge­schoben. Am stärksten ist die Verschiebung wenn man in die Richtung der Erdbe­we­gung schaut oder genau entgegengesetzt. Quer dazu verschwindet die Verschiebung. Um Spektren aus verschiedenen Richtungen bzw. aus verschiedenen Jahreszeiten vergleichen zu können, muss man eine „heliozentrische Korrektur“ anbringen, also sie so umrechnen, dass die Spektren so liegen, wie als würde man sie von der Sonne aus betrachten. Profiastronomen verwenden hier noch ein genaueres Konstrukt, nämlich den „local standard of rest“ (LSR). Hier ist die mittlere Bewegungsgeschwindigkeit der Sonne relativ zu den Nachbarsternen noch berücksichtigt.

Literatur und Links