Radioteleskop - Radio telescope
Ein Radioteleskop ist eine spezielle Antenne und ein Radioempfänger, die verwendet werden, um Radiowellen von astronomischen Radioquellen am Himmel zu erkennen. Radioteleskope sind das wichtigste Beobachtungsinstrument in der Radioastronomie , das den Hochfrequenzanteil des elektromagnetischen Spektrums untersucht, das von astronomischen Objekten emittiert wird, genauso wie optische Teleskope das Hauptbeobachtungsinstrument in der traditionellen optischen Astronomie sind, das den Lichtwellenanteil des Spektrums untersucht von astronomischen Objekten stammen. Im Gegensatz zu optischen Teleskopen können Radioteleskope sowohl tagsüber als auch nachts verwendet werden.
Da astronomische Radioquellen wie Planeten , Sterne , Nebel und Galaxien sehr weit entfernt sind, sind die von ihnen ausgehenden Radiowellen extrem schwach, sodass Radioteleskope sehr große Antennen benötigen, um genug Radioenergie zu sammeln, um sie zu untersuchen, und extrem empfindliche Empfangsgeräte. Radioteleskope sind typischerweise große Parabolantennen ("Teller") ähnlich denen, die beim Verfolgen und Kommunizieren mit Satelliten und Raumsonden verwendet werden. Sie können einzeln oder elektronisch in einem Array miteinander verbunden verwendet werden. Radio - Observatorien werden bevorzugt weit von den großen Zentren der Bevölkerung zu vermeiden , befindet sich elektromagnetische Störungen (EMI) von Radio, Fernsehen , Radar , Kraftfahrzeuge und andere vom Menschen verursachten elektronischen Geräten.
Radiowellen aus dem Weltraum wurden erstmals 1932 von dem Ingenieur Karl Guthe Jansky in den Bell Telephone Laboratories in Holmdel, New Jersey, mit einer Antenne entdeckt, die gebaut wurde, um das Rauschen von Radioempfängern zu untersuchen. Das erste speziell gebaute Radioteleskop war eine 9-Meter-Parabolschüssel, die der Funkamateur Grote Reber 1937 in seinem Hinterhof in Wheaton, Illinois, konstruierte . Die von ihm durchgeführte Himmelsdurchmusterung wird oft als der Beginn der Radioastronomie angesehen.
Frühe Radioteleskope
Die erste Radioantenne zur Identifizierung einer astronomischen Radioquelle wurde 1932 von Karl Guthe Jansky , einem Ingenieur bei Bell Telephone Laboratories , gebaut. Jansky wurde die Aufgabe übertragen, statische Quellen zu identifizieren , die den Funktelefondienst stören könnten . Janskys Antenne war eine Anordnung von Dipolen und Reflektoren, die dafür ausgelegt waren, kurzwellige Funksignale mit einer Frequenz von 20,5 MHz (Wellenlänge etwa 14,6 Meter) zu empfangen . Es war auf einem Drehteller montiert, der es ihm ermöglichte, sich in jede Richtung zu drehen, was ihm den Namen "Janskys Karussell" einbrachte. Es hatte einen Durchmesser von ungefähr 30 m und war 6 m hoch. Durch Drehen der Antenne konnte die Richtung der empfangenen Störfunkquelle (statisch) bestimmt werden. Ein kleiner Schuppen an der Seite der Antenne beherbergte ein analoges Aufzeichnungssystem mit Stift und Papier. Nachdem er mehrere Monate lang Signale aus allen Richtungen aufgezeichnet hatte, kategorisierte Jansky sie schließlich in drei Arten von Statik: nahe Gewitter, entfernte Gewitter und ein schwaches stetiges Zischen über dem Schrotrauschen unbekannter Herkunft. Jansky stellte schließlich fest, dass sich das "schwache Zischen" in einem Zyklus von 23 Stunden und 56 Minuten wiederholte. Dieser Zeitraum ist die Länge eines astronomischen Sterntages , die Zeit, die ein "festes" Objekt auf der Himmelskugel benötigt , um an dieselbe Stelle am Himmel zurückzukehren. Daher vermutete Jansky, dass das Zischen außerhalb des Sonnensystems entstand , und durch den Vergleich seiner Beobachtungen mit optischen astronomischen Karten schloss Jansky, dass die Strahlung von der Milchstraße kam und in Richtung des Zentrums der Galaxie am stärksten war, im Konstellation von Schützen .
Der Amateurfunker Grote Reber war einer der Pioniere der sogenannten Radioastronomie . Er baute 1937 in seinem Hinterhof in Wheaton, Illinois, das erste parabolische "Teller"-Radioteleskop mit einem Durchmesser von 9 Metern. Er wiederholte Janskys bahnbrechende Arbeit und identifizierte die Milchstraße als erste außerirdische Radioquelle und er fuhr fort, die erste Himmelsdurchmusterung bei sehr hohen Radiofrequenzen durchzuführen und andere Radioquellen zu entdecken. Die schnelle Entwicklung des Radars während des Zweiten Weltkriegs schuf eine Technologie, die nach dem Krieg auf die Radioastronomie angewendet wurde, und die Radioastronomie wurde zu einem Zweig der Astronomie, wobei Universitäten und Forschungsinstitute große Radioteleskope bauten.
Typen
Der Frequenzbereich des elektromagnetischen Spektrums , aus dem das Funkspektrum besteht, ist sehr groß. Infolgedessen variieren die Arten von Antennen, die als Radioteleskope verwendet werden, in Design, Größe und Konfiguration stark. Bei Wellenlängen von 30 Metern bis 3 Metern (10–100 MHz) handelt es sich in der Regel entweder um Richtantennen- Arrays ähnlich „TV-Antennen“ oder um große stationäre Reflektoren mit beweglichen Brennpunkten. Da die mit diesen Antennentypen beobachteten Wellenlängen so lang sind, können die "Reflektor"-Flächen aus grobem Drahtgeflecht wie Hühnerdraht hergestellt werden . Bei kürzeren Wellenlängen überwiegen parabolische "Teller"-Antennen . Die Winkelauflösung einer Schüsselantenne wird durch das Verhältnis des Durchmessers der Schüssel zur Wellenlänge der beobachteten Radiowellen bestimmt. Dies bestimmt die Schüsselgröße, die ein Radioteleskop für eine brauchbare Auflösung benötigt. Radioteleskope, die bei Wellenlängen von 3 Metern bis 30 cm (100 MHz bis 1 GHz) arbeiten, haben in der Regel einen Durchmesser von weit über 100 Metern. Teleskope, die mit Wellenlängen von weniger als 30 cm (über 1 GHz) arbeiten, haben eine Größe von 3 bis 90 Metern im Durchmesser.
Frequenzen
Die zunehmende Nutzung von Funkfrequenzen für die Kommunikation erschwert astronomische Beobachtungen immer mehr (siehe Offenes Spektrum ). Verhandlungen zur Verteidigung der Frequenzzuteilung für Teile des Spektrums, die für die Beobachtung des Universums am nützlichsten sind, werden im Wissenschaftlichen Ausschuss für Frequenzzuteilungen für Radioastronomie und Weltraumwissenschaften koordiniert.
Einige der bemerkenswerteren Frequenzbänder, die von Radioteleskopen verwendet werden, sind:
- Jede Frequenz in der National Radio Quiet Zone der Vereinigten Staaten
- Kanal 37 : 608 bis 614 MHz
- Die " Wasserstofflinie ", auch bekannt als "21-Zentimeter-Linie": 1.420,40575177 MHz, die von vielen Radioteleskopen verwendet wird, darunter The Big Ear bei der Entdeckung des Wow! Signal
- 1.406 MHz und 430 MHz
- Das Wasserloch : 1.420 bis 1.666 MHz
- Das Arecibo-Observatorium verfügte über mehrere Empfänger, die zusammen den gesamten Bereich von 1–10 GHz abdeckten.
- Die Wilkinson Microwave Anisotropy Probe kartierte die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung in 5 verschiedenen Frequenzbändern, zentriert auf 23 GHz, 33 GHz, 41 GHz, 61 GHz und 94 GHz.
Große Gerichte
Das weltweit größte Radioteleskop mit gefüllter Apertur (dh Full Dish) ist das 500 Meter Aperture Spherical Telescope (FAST), das 2016 von China fertiggestellt wurde . Die Schüssel mit einem Durchmesser von 500 Metern und einer Fläche von 30 Fußballfeldern ist in eine natürliche Karstsenke in der Landschaft der Provinz Guizhou eingebaut und kann sich nicht bewegen; die Speiseantenne ist in einer Kabine über der Schüssel an Kabeln aufgehängt. Die aktive Schüssel besteht aus 4.450 beweglichen Paneelen, die von einem Computer gesteuert werden. Durch Ändern der Form der Schüssel und Verschieben der Futterkabine an ihren Kabeln kann das Teleskop in jede Himmelsregion bis zu 40° vom Zenit aus gelenkt werden. Obwohl die Schüssel einen Durchmesser von 500 Metern hat, wird zu jedem Zeitpunkt nur eine 300 Meter große kreisförmige Fläche auf der Schüssel von der Speiseantenne beleuchtet, sodass die tatsächliche effektive Öffnung 300 Meter beträgt. Der Bau wurde 2007 begonnen und im Juli 2016 abgeschlossen und das Teleskop wurde am 25. September 2016 in Betrieb genommen.
Das zweitgrößte Teleskop mit gefüllter Öffnung der Welt war das Radioteleskop Arecibo in Arecibo, Puerto Rico , obwohl es am 1. Dezember 2020 einen katastrophalen Zusammenbruch erlitt. Arecibo war das weltweit einzige Radioteleskop, das auch in der Lage war, erdnahe Objekte mit aktivem Radar abzubilden; alle anderen Teleskope sind nur passive Detektion. Arecibo war ein weiteres stationäres Spiegelteleskop wie FAST. Arecibo des 305 m (1.001 ft) Schale in eine natürliche Vertiefung in der Landschaft gebaut wurde, war die Antenne lenkbare innerhalb eines Winkels von etwa 20 ° des Zenits durch die aufgehängte bewegliche Speiseantenne , die Verwendung eines von den 270-Metern Durchmesser aufweisenden Abschnitts geben Gericht für jede individuelle Beobachtung.
Das größte einzelne Radioteleskop überhaupt ist das RATAN-600 in der Nähe von Nischni Arkhyz , Russland , das aus einem 576 Meter großen Kreis rechteckiger Radioreflektoren besteht, die jeweils auf einen zentralen konischen Empfänger gerichtet werden können.
Die oben genannten stationären Gerichte sind nicht vollständig "steuerbar"; sie können nur auf Punkte in einem Bereich des Himmels in der Nähe des Zenits gerichtet werden und können nicht von Quellen in der Nähe des Horizonts empfangen werden. Das größte vollbeweglichen dish Radioteleskop ist das 100 - Meter - Green Bank Teleskop in West Virginia , USA, gebaut im Jahr 2000. Das größte vollbeweglichen Radioteleskop in Europa ist die Effelsberg 100-m - Radioteleskop in der Nähe von Bonn , Deutschland, von der operierten Max Planck-Institut für Radioastronomie , das bis zum Bau der Green Bank-Antenne 30 Jahre lang das größte vollständig lenkbare Teleskop der Welt war. Das drittgrößte vollständig lenkbare Radioteleskop ist das 1957 fertiggestellte 76-Meter- Lovell-Teleskop am Jodrell Bank Observatory in Cheshire , England. Die viertgrößten vollständig lenkbaren Radioteleskope sind sechs 70-Meter-Spiegel: drei russische RT-70 und drei im NASA Deep Space Network . Das geplante Qitai-Radioteleskop mit einem Durchmesser von 110 m (360 ft) soll nach Fertigstellung im Jahr 2023 das weltweit größte vollständig steuerbare Einschalen-Radioteleskop werden.
Ein typischeres Radioteleskop hat eine einzelne Antenne von etwa 25 Metern Durchmesser. Dutzende Radioteleskope dieser Größe werden weltweit in Radioobservatorien betrieben.
Galerie der großen Gerichte
Das 500 Meter Fünfhundert Meter Aperture Spherical Telescope (FAST), im Bau, China (2016)
Das 100 Meter Green Bank Telescope , Green Bank, West Virginia, USA, die größte voll steuerbare Radioteleskopschüssel (2002)
Der 100 Meter Effelsberg in Bad Münstereifel, Deutschland (1971)
Der 76 Meter lange Lovell , Jodrell Bank Observatory, England (1957)
Die 70-Meter-DSS 14 "Mars"-Antenne im Goldstone Deep Space Communications Complex , Mojave-Wüste, Kalifornien, USA (1958)
Die 70-Meter- Yevpatoria RT-70 , Krim, erste von drei RT-70 in der ehemaligen Sowjetunion, (1978)
Der 70 Meter lange Galenki RT-70 , Galenki, Russland, zweiter von drei RT-70 in der ehemaligen Sowjetunion, (1984)
Radioteleskope im Weltraum
Seit 1965 hat der Mensch drei weltraumgestützte Radioteleskope gestartet. Der erste, KRT-10, wurde 1979 an der orbitalen Raumstation Saljut 6 angebracht. 1997 schickte Japan den zweiten, HALCA . Der letzte wurde 2011 von Russland mit dem Namen Spektr-R geschickt .
Funkinterferometrie
Eine der bemerkenswertesten Entwicklungen kam 1946 mit der Einführung der Technik namens astronomische Interferometrie , was bedeutet, dass die Signale von mehreren Antennen so kombiniert werden, dass sie eine größere Antenne simulieren, um eine höhere Auflösung zu erreichen. Astronomische Radiointerferometer bestehen normalerweise entweder aus Anordnungen von Parabolspiegeln (z. B. dem One-Mile-Teleskop ), Anordnungen von eindimensionalen Antennen (z. B. dem Molonglo Observatory Synthesis Telescope ) oder zweidimensionalen Anordnungen von omnidirektionalen Dipolen (z. B. Tony Hewishs Pulsar .). Reihe ). Alle Teleskope im Array sind weit voneinander entfernt und werden normalerweise über Koaxialkabel , Wellenleiter , Glasfaser oder eine andere Art von Übertragungsleitung verbunden . Jüngste Fortschritte bei der Stabilität elektronischer Oszillatoren ermöglichen nun auch die Durchführung von Interferometrie durch unabhängige Aufzeichnung der Signale an den verschiedenen Antennen und späteres Korrelieren der Aufzeichnungen in einer zentralen Verarbeitungseinrichtung. Dieser Vorgang ist als Very Long Baseline Interferometry (VLBI) bekannt . Interferometrie erhöht zwar das gesammelte Gesamtsignal, aber ihr Hauptzweck besteht darin, die Auflösung durch einen Prozess namens Apertursynthese erheblich zu erhöhen . Diese Technik funktioniert durch Übereinanderlegen ( störenden ) , um die Signalwellen aus den verschiedenen Teleskopen auf dem Prinzip , dass Wellen dass fallen zusammen mit der gleichen Phase miteinander addieren, während zwei Wellen , die entgegengesetzte Phasen haben , werden sich gegenseitig aufheben. Dadurch entsteht ein kombiniertes Teleskop, dessen Auflösung (aber nicht in der Empfindlichkeit) einer einzelnen Antenne entspricht, deren Durchmesser gleich dem Abstand der am weitesten voneinander entfernten Antennen im Array ist.
Ein qualitativ hochwertiges Bild erfordert eine große Anzahl unterschiedlicher Trennungen zwischen den Teleskopen. Der projizierte Abstand zwischen zwei beliebigen Teleskopen, von der Radioquelle aus gesehen, wird als Basislinie bezeichnet. Das Very Large Array (VLA) in der Nähe von Socorro, New Mexico, verfügt beispielsweise über 27 Teleskope mit 351 unabhängigen Basislinien gleichzeitig, die eine Auflösung von 0,2 Bogensekunden bei 3 cm Wellenlänge erreichen. Die Gruppe von Martin Ryle in Cambridge erhielt einen Nobelpreis für Interferometrie und Apertursynthese. Das Spiegelinterferometer von Lloyd wurde ebenfalls 1946 unabhängig von der Gruppe von Joseph Pawsey an der Universität von Sydney entwickelt . In den frühen 1950er Jahren kartierte das Cambridge Interferometer den Radiohimmel, um die berühmten 2C- und 3C- Durchmusterungen von Radioquellen zu erstellen . Ein Beispiel für ein großes, physisch verbundenes Radioteleskop-Array ist das Giant Meterewave Radio Telescope in Pune , Indien . Das größte Array, das 2012 fertiggestellte Low-Frequency Array (LOFAR), befindet sich in Westeuropa und besteht aus etwa 81.000 kleinen Antennen in 48 Stationen, die über ein Gebiet von mehreren hundert Kilometern Durchmesser verteilt sind und zwischen 1,25 und 30 m Wellenlänge arbeiten . VLBI-Systeme, die Nachbeobachtungsverarbeitung verwenden, wurden mit Antennen konstruiert, die Tausende von Meilen voneinander entfernt sind. Radiointerferometer wurden auch verwendet, um detaillierte Bilder der Anisotropien und der Polarisation des kosmischen Mikrowellenhintergrunds zu erhalten , wie das CBI- Interferometer im Jahr 2004.
Das weltweit größte physisch verbundene Teleskop, das Square Kilometre Array (SKA), soll 2025 in Betrieb gehen.
Astronomische Beobachtungen
Viele astronomischen Objekten sind nicht nur beobachtbar in sichtbares Licht , sondern auch emittieren Strahlung im Funkwellenlängen . Neben der Beobachtung energetischer Objekte wie Pulsare und Quasare können Radioteleskope die meisten astronomischen Objekte wie Galaxien , Nebel und sogar Radioemissionen von Planeten "abbilden" .
Siehe auch
- Blendensynthese
- Astropulse – Distributed Computing zum Durchsuchen von Datenbändern nach primordialen Schwarzen Löchern, Pulsaren und ETI
- Liste der astronomischen Observatorien
- Liste der Radioteleskope
- Liste der Teleskoptypen
- Suche nach außerirdischer Intelligenz
- Fernrohr
- Radarteleskop
Verweise
Weiterlesen
- Rohlfs, K. & Wilson, TL (2004). Werkzeuge der Radioastronomie. Bibliothek für Astronomie und Astrophysik. Berlin: Springer.
- Asimov, I. (1979). Isaac Asimovs Buch der Fakten; Himmelsbeobachter . New York: Grosset & Dunlap. S. 390–399. ISBN 0-8038-9347-7