Radioastronomie stellt neben der klassischen Astronomie (visuelle Teleskope und Optiken) eine weitere M\u00f6glichkeit dar, die elektromagnetische Strahlung von Objekten auf der Erde wahrzunehmen. Die Erdatmosph\u00e4re l\u00e4sst jedoch nur bestimmte Bereiche von Wellenl\u00e4ngen bis zur Erdoberfl\u00e4che durch \u2013 und nur in diesen kann vom Erdboden aus beobachtet werden.<\/p>\n\n\n\n
Die in Abb. 1 mit W und H gekennzeichneten Bereiche sind also Wellenl\u00e4ngenbereiche, in denen nur aus dem Weltall oder in sehr gro\u00dfer H\u00f6he (Sofia Stratosph\u00e4ren Observatorium [1]) beobachtet werden kann. Auf dem Erdboden sind die bekannten Bereiche des sichtbaren Lichts (Abb. 1 O) f\u00fcr die klassische Astronomie mit Teleskopen geeignet und das sog. Radiofenster (Abb. 1 R), das sich von ca. 3 mm bis 30 m Wellenl\u00e4nge ausdehnt.<\/p>\n\n\n\n Da sich elektromagnetische Wellen mit Lichtgeschwindigkeit fortbewegen, kann man die Wellenl\u00e4ngen in Frequenzen umrechnen, indem man die Lichtgeschwindigkeit mit dem festen Wert von 299.792.458 m\/s durch die Wellenl\u00e4nge teilt. Entsprechend k\u00f6nnen Frequenzen in Wellenl\u00e4ngen umgerechnet werden.<\/p>\n\n\n\n Der Zusammenhang l\u00e4sst sich einfach beschreiben \u00fcber:<\/p>\n\n\n\n (mit c= Lichtgeschwindigkeit, \u03bb=Wellenl\u00e4nge, f=Frequenz)<\/p>\n\n\n\n Eine Wellenl\u00e4nge von 30 cm (0,3 m) entspricht also einer Frequenz von 999,308 MHz:<\/p>\n\n\n\n Rechnung: 299.792.458 m\/s \/ 0,3 m \u2248 999.308.193\/s = 999.308.193 Hz = 999,308193 MHz<\/p>\n\n\n\n Radioteleskope arbeiten daher bei Wellenl\u00e4ngen von 0,3 bis 30 m und mit Frequenzen zwischen 10 MHz und 100 GHz.<\/p>\n\n\n\n <\/p>\n\n\n\n Um die gro\u00dfen Wellenl\u00e4ngen empfangen zu k\u00f6nnen, braucht es entsprechend gro\u00dfe \u00d6ffnungen (Aperturen)\u2013 die Teleskope m\u00fcssen also eine m\u00f6glichst gro\u00dfe Sammelfl\u00e4che (=> Sch\u00fcsseldurchmesser) haben. Deshalb sind Radioteleskope i.d.R. gr\u00f6\u00dfere Empfangsanlagen, die wie die \u00fcblichen Satellitensch\u00fcsseln zum Fernsehempfang einen gro\u00dfen parabolisch geformten Hauptspiegel haben, der die einfallenden Wellen auf den Brennpunkt (Prim\u00e4rfokus) b\u00fcndelt. An diesem Prim\u00e4rfokus kann das Signal direkt abgenommen werden, es kann aber auch \u00fcber einen zweiten dort angebrachten Spiegel (Sekund\u00e4rspiegel) in den Sekund\u00e4rfokus am Hauptspiegel zur\u00fcckgeworfen werden, wo dann die entspr. Empf\u00e4nger montiert sind. Dieser Sekund\u00e4rfokus ist dann vor allem bei gro\u00dfen Anlagen deutlich besser erreichbar.<\/p>\n\n\n\n Um eine h\u00f6here Aufl\u00f6sung zu erhalten, k\u00f6nnen mehrere Radioteleskope zusammengeschlossen werden, die dann zeitgleich dasselbe astronomische Objekt beobachten. Die empfangenen Signale aller beteiligten Radioteleskope werden dann mithilfe von Atomuhren exakt zeitlich \u00fcbereinandergelegt und aus den Interferenzen wird ein genaueres Bild des beobachteten Objekts m\u00f6glich (Interferometrie u. Apertursynthese [2]). Beispiele f\u00fcr solche Apertursynthesen bzw. Interferometer <\/strong>finden sich in Anlagen wie ALMA [3], SKA [4], VLBA [5], JVLA [6], WSRT [7] oder z.B. das koreanische KVN [8].<\/p>\n\n\n\n Radioteleskope m\u00fcssen aber nicht zwangsl\u00e4ufig beweglich sein, zumal der Bewegung die ungeheure Masse (z.B. Radioteleskop Effelsberg 3200 t) der gro\u00dfen Anlagen entgegensteht. Das aktuell gr\u00f6\u00dfte Radioteleskop \u201eFAST\u201c in China [9] ist eine unbewegliche Empfangssch\u00fcssel mit 500 m Durchmesser. Die unterschiedlichen Positionen der zu beobachtenden Objekte werden durch Verfahren des Empf\u00e4ngers im Prim\u00e4rfokus an einer Seilkonstruktion \u00fcber dem riesigen Hauptspiegel erreicht, der im genutzten Bereich von der sph\u00e4rischen in eine parabolische Form ver\u00e4ndert wird. Mit dieser Methode sind immer noch alle Objekte oberhalb von 50\u00b0 Elevation erreichbar \u2013 bewegliche Teleskope k\u00f6nnen dagegen theoretisch ab Horizont bis 90\u00b0 Elevation jeden Punkt anfahren.<\/p>\n\n\n\n Was genau beobachtet man mit Radioteleskopen?<\/strong><\/p>\n\n\n\n Radiostrahlung ist langwellige elektromagnetische Strahlung, die wir mit dem menschlichen Auge nicht wahrnehmen k\u00f6nnen. Sie l\u00e4sst sich in thermische und nichtthermische Strahlung unterteilen.<\/p>\n\n\n\n Thermische Strahlung<\/strong> entsteht, wenn sich Elementarteilchen schnell bewegen, d.h., wenn z.B. ein K\u00f6rper W\u00e4rme abstrahlt, weil die Teilchen durch W\u00e4rme in schneller Bewegung sind \u2013 je w\u00e4rmer, desto schneller. Max Planck hat diese W\u00e4rmeabstrahlung in seinem Strahlungsgesetz beschrieben und gezeigt, dass das Maximum der Strahlungsemission umso weiter im kurzwelligen Bereich liegt, je hei\u00dfer die Strahlungsquelle (ein idealisierter schwarzer Strahler) ist [10]. Das Wien\u2019sche Verschiebungsgesetz l\u00e4sst sich aus diesem Planck\u2019schen Strahlungsgesetz ableiten \u2013 Wilhelm Wien hatte das Gesetz bereits vor Planck hergeleitet und gezeigt, dass die Wellenl\u00e4nge der intensivsten Strahlung umgekehrt proportional zur Temperatur ist \u2013 verdoppelt sich die Temperatur eines K\u00f6rpers, so halbiert sich die Wellenl\u00e4nge der intensivsten Strahlung [11].<\/p>\n\n\n\n Thermische Strahlung erkennt man daran, dass das Planck\u2019sche Strahlungsgesetz gilt, es also eine mehr oder weniger lineare Abh\u00e4ngigkeit zwischen Strahlungsintensit\u00e4t und Wellenl\u00e4nge gibt. Sehr gut erkennbar ist das z.B. an der Erscheinungsform von sehr hei\u00dfen, blau erscheinenden und k\u00fchleren, eher r\u00f6tlich erscheinenden Sternen. Eine sehr sch\u00f6ne interaktive Darstellung dazu findet sich auf LEIFIphysik [12].<\/p>\n\n\n\n F\u00fcr die Radioastronomie interessant ist da die \u201eFrei-Frei-Strahlung<\/strong>\u201c, die durch die freie Bewegung von Teilchen in sehr hei\u00dfen Gasen abgestrahlt wird. Bei entsprechen hohen Temperaturen zwischen 5.000 und 20.000 K liegen Gase ionisiert (als Plasma) vor, d.h., Elektronen k\u00f6nnen sich unabh\u00e4ngig von den Protonen \u201efrei\u201c bewegen. Treffen sie dann aber in ihrer Bewegung auf ein anderes geladenes Teilchen, so werden sie angezogen oder abgesto\u00dfen, was zu einer Bahn\u00e4nderung f\u00fchrt \u2013 das Elektron bleibt aber ungebunden, also wieder \u201efrei\u201c \u2013 daher der Name \u201eFrei-Frei-Strahlung\u201c oder auch \u201eBremsstrahlung\u201c. Bei jeder Bahn\u00e4nderung eines geladenen Teilchens wird Radiostrahlung frei. Auf diese Weise lassen sich hei\u00dfe Gaswolken im Radiobereich sehr gut \u00fcber die Frei-Frei-Strahlung nachweisen.<\/p>\n\n\n\n Auch die kosmische Hintergrundstrahlung<\/strong> bei 2,725 K kann als thermische Radiostrahlung erfasst werden. Das Intensit\u00e4tsmaximum liegt jedoch bei einer Wellenl\u00e4nge von 1,06 mm und ist daher ebenfalls nur in gro\u00dfer H\u00f6he oder aus dem Weltraum beobachtbar.<\/p>\n\n\n\n Ein Sonderfall f\u00fcr die Radioastronomie ist thermische Strahlung kosmischer Staubwolken, die geringe W\u00e4rme abstrahlen (Temperatur zw. 10 und 100 K) und dabei ein Strahlungsmaximum bei ca. 290 \u00b5m zeigen. Da diese Wellenl\u00e4ngen im Submillimeterbereich liegen, sind sie aufgrund der atmosph\u00e4rischen Absorption nur in gro\u00dfen H\u00f6hen oder im Weltraum nachweisbar \u2013 man kann damit die Staubwolken um junge Sterne nachweisen. <\/p>\n\n\n\n Im Gegensatz zur thermischen Strahlung ist Nichtthermische Strahlung<\/strong> nicht linear temperaturabh\u00e4ngig. Hier wird vor allem die Synchrotronstrahlung<\/strong> radioastronomisch beobachtet. Synchrotronstrahlung entsteht, wenn schnelle, freie Elektronen durch starke Magnetfelder in ihrer Bahn abgelenkt und auf spiralf\u00f6rmige (sog. Spirelli-)Bahnen gelenkt werden \u2013 daher wird sie auch \u201eMagneto-Bremsstrahlung\u201c genannt. Dies geschieht vor allem in den \u00dcberresten von Supernovaexplosionen, die damit radioastronomisch gut nachweisbar sind. Dar\u00fcber hinaus sind auch aktive galaktische Kerne (AGNs) von Galaxien und Quasare starke Synchrotronstrahler, sodass diese sehr gut mit radioastronomischen Mitteln beobachtet oder entdeckt werden k\u00f6nnen. Die Entstehung der tw. sehr starken kosmischen Magnetfelder ist noch nicht genau gekl\u00e4rt.<\/p>\n\n\n\n Eine ebenfalls nichtthermische Radiostrahlung ist die Linienstrahlung von Gasen<\/strong>. Hierbei senden Gase nach Anregung z.B. durch Photonen Radiostrahlung aus, weil sie dabei \u00dcberg\u00e4nge von diskreten Anregungszust\u00e4nden auf verschiedenen Ebenen erfahren. Viele Astronomen kennen z.B. die Beobachtung der H\u03b1-Linie des Wasserstoffs, die dadurch zustande kommt, dass das Elektron auf ein h\u00f6heres Energieniveau (hier Ver\u00e4nderung der Hauptquantenzahl n<\/em>) gehoben wurde und beim Zur\u00fcckfallen Licht mit der Wellenl\u00e4nge 656,281 nm aussendet. In der Radioastronomie macht man sich den \u00dcbergang der sog. Hyperfeinstrukur des Wasserstoffs <\/strong>[13] zunutze. Dabei wird durch Anregung die Spinquantenzahl (Nebenquantenzahl s<\/em>) von Wasserstoff ver\u00e4ndert, und das Elektron wechselt durch einen \u201espin flip\u201c vom antiparallelen zum parallelen Spin des Elektrons in Bezug auf das Proton. Dieser Zustand ist geringf\u00fcgig energiereicher als der Grundzustand (Unterschied 5,88 \u00b5eV) und sehr stabil \u2013 die Halbwertszeit liegt bei ca. 11 Millionen Jahren. F\u00e4llt das Elektron aber wieder in den Grundzustand (antiparalleler Spin) zur\u00fcck, so wird die Energie in Form von Radiostrahlung mit einer Frequenz von 1420,405 MHz abgestrahlt. \u00dcber den oben beschriebenen Zusammenhang zwischen Frequenz und Wellenl\u00e4nge entspricht diese Frequenz einer Wellenl\u00e4nge von ca. 21 cm \u2013 die 21 cm Linie des Wasserstoffs<\/strong>.<\/p>\n\n\n\n Mithilfe der 21 cm Linie kann die Verteilung des Wasserstoffs im All radioastronomisch beobachtet werden. Zus\u00e4tzlich k\u00f6nnen durch die Verschiebung der diskreten 21 cm Linie durch Dopplereffekte auch Bewegungen von Gaswolken relativ zum Beobachtungsort aufgezeigt werden, sodass z.B. die Rotation einer Gaswolke sichtbar wird.<\/p>\n\n\n\n Auch andere Gase senden spezifische Linienstrahlung aus \u2013 vor allem aufgrund der Rotation der Atome bzw. Molek\u00fcle. Eine \u00dcbersicht \u00fcber die entspr. Frequenzen bzw. Wellenl\u00e4ngen radioastronomisch beobachtbarer Gasatome und -molek\u00fcle findet sich z.B. im Kap. 5.8 im CRAF Handbook for Radio Astronomy des CRAF (COMITTEE ON RADIO ASTRONOMY FREQUENCIES) [14], das auch dar\u00fcber hinaus wertvolle Informationen zur Radioastronomie liefert.<\/p>\n\n\n\n Quellen:<\/p>\n\n\n\n [1] Das Stratosph\u00e4ren-Observatorium f\u00fcr Infrarot-Astronomie Sofia https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Stratosph%C3%A4ren-Observatorium_f%C3%BCr_Infrarot-Astronomie<\/a><\/p>\n\n\n\n [2] Apertursynthese https:\/\/www.spektrum.de\/lexikon\/physik\/apertursynthese\/660<\/a><\/p>\n\n\n\n [3] ALMA https:\/\/www.eso.org\/public\/germany\/teles-instr\/alma\/<\/a><\/p>\n\n\n\n [4] SKA https:\/\/www.mpifr-bonn.mpg.de\/forschung\/fundamental\/ska<\/a><\/p>\n\n\n\n [5] VLBA https:\/\/public.nrao.edu\/telescopes\/vlba\/<\/a><\/p>\n\n\n\n [6] JVLA https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Very_Large_Array<\/a><\/p>\n\n\n\n [7] WSRT https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Westerbork_Synthese_Radio_Telescoop<\/a><\/p>\n\n\n\n [8] KVN https:\/\/radio.kasi.re.kr\/kvn\/ma<\/a>i<\/a>n.php<\/a><\/p>\n\n\n\n [9] FAST https:\/\/fast.bao.ac.cn\/<\/a><\/p>\n\n\n\n [10] Planck\u2019sches Strahlungsgesetz https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Plancksches_Strahlungsgesetz<\/a><\/p>\n\n\n\n [11] Wien\u2019sches Verschiebungsgesetz https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Wiensches_Verschiebungsgesetz<\/a><\/p>\n\n\n\n [12] Schwarzk\u00f6rperstrahlung auf https:\/\/www.leifiphysik.de\/optik\/elektromagnetisches-spektrum\/ausblick\/temperaturstrahlung-und-strahlungsgesetze<\/a><\/p>\n\n\n\n [13] Hyperfeinstruktur des Wasserstoffs https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/HI-Linie<\/a><\/p>\n\n\n\n
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