Radioastronomie

Diese Seite ist nicht editierbar. Du kannst den Quelltext sehen, jedoch nicht verändern. Kontaktiere den Administrator, wenn du glaubst, dass hier ein Fehler vorliegt.
====== Was ist Radioastronomie? ======

Wie der Name bereits vermuten lässt, befasst sich die Radioastronomie mit der Beobachtung des Weltalls im Bereich der Radiowellen. Unsere Atmosphäre lässt nämlich nicht nur das für uns sichtbare Licht durch, sondern auch einen Bereich der elektomagnetischen Strahlung, den wir als Radiowellen bezeichnen. Andere Bereiche, etwa das Infrarotlicht, das ultraviolette Licht sowie die Gammastrahlung wird von unserer Atmosphäre blockiert (Atmosphärisches Fenster).

{{:wellenbereiche.png?650|}}

Radiostrahlen, die sich auf der Erde messen lassen, umfassen den Frequenzbereich vom 6 Megahertz bis 300 Gigahertz. Diese Strahlung wird von ganz anderen Phänomen erzeugt als das sichtbare Licht. Deswegen "sieht" der Radioastronom andere Objekte als mit einem konventionellen Teleskop. Dazu zählen zum Beispiel die Wolken aus kaltem Gas, aus deren Verdichtung einmal Sterne entstehen. Andere Beispiele sind die Überreste von explodierten Sternen, den sogenannten Supernovae, oder auch weit entfernte Galaxien in den Tiefen des Weltraums. Auch die geheimnisvollen "Pulsare" gehören zu den Beobachtungsobjekten der Radioastronomie. Dies sind "Sternenleichen" die sich rasend schnell um ihre eigene Achse drehen und dabei Radiopulse aussenden.

So erschließt sich durch die Radioastronomie eine eigene Welt, die zusammen mit den Beobachtungen im sichtbaren Bereich erst das komplette Bild unseres Weltalls ergibt. Einige der Phänomene, die in der Radioastronomie beobachtbar sind, sind auch für den Amateur zugänglich. Diese sind nachstehend erläutert.

(Text übernommen mit freundlicher Genehmigung von www.astropeiler.de)

 
====== Was kann man mit Radiowellen beobachten? ======


=====Einleitung=====


Wenn wir hier davon reden, was man beobachten kann, dann haben wir natürlich den Amateur im Blick, der seine Beobachtungen mit mehr oder weniger bescheidenem Aufwand machen möchte. Hier soll zunächst ein Überblick darüber gegeben werden, was grundsätzlich geht. Die Frage, wie das dann im Einzelnen realisiert werden kann, soll dann in unserer Rubrik [[technikseite|Technik und Physik]] näher ausgeführt werden.

Zunächst ist wichtig zu wissen, dass die im Radiobereich sichtbaren Objekte und Strukturen vielfach ganz andere sind, als die im optischen Bereich. Dies liegt an den unterschiedlichen physikalischen Prozessen, die jeweils die Strahlung erzeugen. Im optischen Bereich ist es vielfach thermische Strahlung, d.h. die Objekte sind heiß und "glühen" daher für uns sichtbar. Im Gegensatz dazu sind Radioobjekte vielfach kalt und erzeugen Radiostrahlung durch das Zusammenwirken von Magnetfeldern und Ladungsträgern, oder es sind Übergänge zwischen Energieniveaus von Atomen und Molekülen. Es kann daher nicht schaden, wenn man sich ein wenig in die Physik der Radioobjekte einarbeitet. Hier lohnt sich der Blick in unsere [[links|Linkliste]].

**Hier nun ein Überblick über die Möglichkeiten, die sich dem Amateur bieten:**

zurück zur [[start|Startseite]]

=====Sonne=====
Die Sonne ist eigentlich ein thermischer Strahler. Im Radiobereich jedoch ist die Strahlung stärker, als bei einem rein thermischen Strahler zu erwarten wäre. Hinzu kommt, dass diese Strahlung gelegentlich ausbruchartig verstärkt auftritt. Diese Variabilität macht die Sonne zu einem interessanten Objekt für die Beobachtung
Es gibt verschiedene Möglichkeiten, sich mit der Radiostrahlung der Sonne zu beschäftigen:

Das Unmittelbarste und wahrscheinlich auch Einfachste ist, mit einer Satellitenschüssel und einem Sat-Finder den Anstieg des Signals zu beobachten, wenn die Schüssel auf die Sonne gerichtet wird. Dies ist natürlich ein relativ unergiebiges Projekt, wenn man sich längerfristig mit der Materie beschäftigen will. Zum Kennenlernen der Materie oder als Schülerexperiment ist es aber durchaus lohnenswert.
Darüber hinaus ist es möglich mit diesen einfachen und preiswerten Mitteln auch die Temperatur am Ort der Strahlungsquelle zu erfassen; mehr dazu [[SonneFreina|finden Sie hier]].

Eine beliebte Methode der Sonnenbeobachtung wird "Sudden Ionospheric Disturbance (SID)" genannt. Hier wird die Sonne nicht direkt beobachtet, sondern es wird die Auswirkung der Sonnenaktivität auf die Ionosphäre gemessen. Sonnenausbrüche führen hier zu einer Veränderung in der D-Schicht, welche wiederum auf die Ausbreitungsbedingungen von Funkwellen Einfluss nimmt, siehe hierzu z.B. [[https://de.wikipedia.org/wiki/M%C3%B6gel-Dellinger-Effekt|Wikipedia]]. Für den Amateur bietet sich hier die Gelegenheit, in Langzeitbeobachtungen die Sonnenaktivität zu verfolgen. Es gibt eine Webseite für das Programm, auf der man Näheres erfahren kann: [[http://solar-center.stanford.edu/SID/sidmonitor/|Stanford University]]

Eine weitere Methode zur Sonnenbeobachtung nennt sich "CALLISTO". Dieses Kunstwort steht für "Compound Astronomical Low cost Low frequency Instrument for Spectroscopy and Transportable Observatory". Das Prinzip hierbei ist, dass die Radiointensität über einen weiten Frequenzbereich hinweg beobachtet wird. Sonnenausbrüche machen sich dadurch bemerkbar, dass ein Anstieg der Strahlung auf allen Frequenzen sichtbar wird. Am Besten orientiert man sich auf der Webseite des Projektes [[http://www.e-callisto.org/|e-Callisto]]. Auch dieses Projekt dient der Langzeitbeobachtung und ist somit für Amateure interessant, die sich längerfristig mit dem Thema beschäftigen wollen.

zurück zur [[start|Startseite]]


=====Meteore=====
Meteore werden durch Amateure nicht direkt beobachtet, die Radiostrahlung ist dafür viel zu schwach. Vielmehr werden sie indirekt nachgewiesen: Der in die Atmosphäre eintretende Meteor erhitzt sich sehr stark, und diese extreme Temperatur führt zu einer Ionisation der Luft. Es bildet sich eine Art "Ionisationsschlauch". An dieser ionisierten Luft können Radiostrahlen reflektiert werden. Dadurch werden auf einmal kurzzeitig Sender empfangbar, die sonst nicht zu hören sind. Dieses Verfahren nennt sich Meteoscatter.

In Belgien gibt es spezifisch für diesen Zweck installierte Sender, die für die Meteordetektion durch diverse Empfangsstellen genutzt werden [[http://brams.aeronomie.be/|BRAMS]]. Sehr beliebt für den Nachweis von Meteoren ist auch die starke französische Radarstation in [[https://de.wikipedia.org/wiki/GRAVES|GRAVES]].

Unter dem Stichwort Meteoscatter ist im Internet eine Vielzahl von Artikeln zu finden, da dies auch ein beliebtes Betätigungsfeld für Funkamateure ist. Diese nutzen die kurzzeitig auftretenden Verbindungsmöglichkeiten für Funkverkehr.

zurück zur [[start|Startseite]]

=====Jupiter=====
Jupiter ist der einzige Planet, der mit Amateurmitteln im Radiobereich beobachtet werden kann. Jupiter hat die Besonderheit, dass er eine Magnetosphäre hat. In diesem Magnetfeld bewegen sich Ladungsträger, die dann die Ursache für die Radiostrahlung sind. Diese Strahlung ist gelegentlich ausbruchartig verstärkt und kann dann leicht nachgewiesen werden. Diese Strahlung tritt insbesondere im Kurzwellenbereich um 20 MHz auf.

Die NASA hat für die Beobachtung dieses Effektes ein Programm unter dem Namen RadioJove aufgelegt. Auf der Webseite dieses Programms ist alles Wissenswertes zu finden: [[https://radiojove.gsfc.nasa.gov/|RadioJove]].

zurück zur [[start|Startseite]]
=====Wasserstoff in unserer Milchstraße=====
Die Beobachtung der Emission des neutralen Wasserstoffs in unserer Galaxie ist ein absoluter Klassiker der Radioastronomie. Das Gute daran ist, dass diese Beobachtung heute für Amateure ohne weiteres möglich ist. Hier helfen technologische Entwicklungen, die für kleines Geld verfügbar sind und von denen man früher nur träumen konnte.

Aber zunächst einmal: Worum geht es?

Sterne bestehen zum weitaus größten Teil aus Wasserstoff. Nun ist keineswegs aller Wasserstoff in Sternen gebunden, vielmehr sind im interstellaren Raum einzelne Wasserstoffatome in geringer Dichte vorhanden. Diese Wasserstoffatome können, obwohl die Dichte sehr gering ist, gelegentlich miteinander kollidieren.   
Die Kollision kann dazu führen, dass eines oder beide Wasserstoffatome in einen angeregten Zustand übergehen. Dieser energetisch angeregte Zustand zerfällt dann wieder, und die Energie wird in Form elektromagnetischer Strahlung abgegeben. Diese Strahlung ist im Radiobereich bei einer Frequenz von ca. 1420 MHz, das bedeutet eine Wellenlänge von ca. 21 cm. Dies ist dann die berühmte 21-cm-Linie des Wasserstoffs.

Diese 21-cm-Linie ist eine "Linie", weil die Emission auf einen engen Frequenzbereich begrenzt ist. Dies unterscheidet sie von allen anderen oben beschriebenen Mechanismen. Weil es eine Linie ist, sind auch sehr gut Dopplerverschiebungen aufgrund der Bewegung der verschiedenen Teile unserer Galaxie zu erkennen. Dies erlaubt einen tiefen Einblick in die Struktur und Dynamik unserer Milchstraße.

Viele Amateure, die sich mit diesem Thema befassen, nutzen Parabolspiegel mit Größen von um die 3 m. Wenn man aber mit einer geringeren räumlichen Auflösung zufrieden ist, dann geht es auch deutlich kleiner. Schließlich sind auch beachtliche Resultate mit anderen Antennen, also ganz ohne Parabolspiegel, möglich. Insoweit ist dieses Thema ein interessantes Betätigungsfeld.

Im Internet gibt es eine Vielzahl von Informationen zu dem Thema, so dass hier eine Auswahl etwas schwer fällt. Ein Startpunkt ist aber sicher erst einmal unsere [[links|Linkliste]] sowie unsere [[technikseite|Seite zur Technik und Physik]].

zurück zur [[start|Startseite]]

=====Wasserstoff in anderen Galaxien=====
Nicht nur unsere Milchstraße, sondern auch die anderen Galaxien haben Wasserstoff-Wolken, die Emissionen bei 21 cm aufweisen. Aufgrund der großen Distanz sind die Signale entsprechend schwächer. Daher bedarf es schon eines Teleskops vom mindestens 3 m Durchmesser, um sich an dieses Thema heranwagen zu können. Auch muss das Teleskop  optimiert sein, um etwas erreichen zu können. Die Anzahl von Galaxien, die man so "entdecken" kann, ist auch eher klein. Und leider sind die Magellanschen Wolken für uns Nordlichter nicht erreichbar.

Das Ganze ist also eher ein Thema für den fortgeschrittenen Amateur mit Erfahrung.



zurück zur [[start|Startseite]]

=====Kontinuumsquellen: Radiogalaxien, Supernova-Überreste und Sternentstehungsgebiete=====
Hier reden wir von sehr unterschiedlichen Objekten. Gemeinsam ist allen, dass sie Radiostrahlung in einem weiten Frequenzbereich abgeben und für Teleskope der Amateurklasse punktförmig erscheinen. Die Intensität der Strahlung nimmt mit der Frequenz ab, d.h. sie sind z.B. besser bei 1,4 GHz als bei 10 GHz zu beobachten.

Die stärkste Radioquelle dieser Art ist Cassiopeia A. Dies ist ein Supernova-Überrest in etwa 11.000 Lichtjahren Entfernung. Direkt gefolgt ist diese von Cygnus A, diese Quelle ist nur wenig schwächer. Sie ist jedoch ein vollkommen anderes Objekt: Es ist eine Radiogalaxie in 750 Millionen Lichtjahren Entfernung, die durch ihre enorme Radiohelligkeit so kräftig erscheint. Der Nächste in der Reihe wäre der Krebsnebel (Taurus A), noch immer mehr als halb so stark wie Cassiopeia A. Alle diese Angaben beziehen sich übrigens auf 1,4 GHz, bei anderen Frequenzen sieht die Reihenfolge z.T. etwas anders aus.
Sternentstehungsgebiete wie etwa W3 sind ebenfalls breitbandige Strahler, kommen aber in ihrer Intensität nicht an die bereits genannten heran.

Übrigens wird gelegentlich von der Beobachtung des galaktischen Zentrums berichtet. In der Tat ist in der Richtung starke Kontinuumsstrahlung zu beobachten (Sagitarius A). Diese kommt aber nicht vom galaktischen Zentrum selber, vielmehr liegen genau in der Richtung ein Supernova-Überrest und ein Sternentstehungsgebiet. Der Beitrag des galaktischen Zentrums selber (Sagitarius A* genannt) ist nur gering. Ansonsten ist auch Synchrotronstrahlung von der galaktischen Ebene beobachtbar, die vom galaktischen Zentrum bis zu etwas 50° galaktischer Länge hinreichend stark für den Amateurbereich ist.

Um Objekte dieser Klasse beobachten zu können, sind Teleskope von 3m an aufwärts notwendig (bei 1,4 GHz). Bei niedrigeren Frequenzen sind durchaus Erfolge mit weniger aufwendigen Antennen berichtet worden. Hier hängt der Erfolg allerdings maßgeblich davon ab, ob der Frequenzbereich einigermaßen "sauber" ist. Vielfach wird das in unserer dichtbesiedelten Landschaft mit all ihren verschiedenen Sendern nicht der Fall sein.

zurück zur [[start|Startseite]]

=====Maser=====
Maser sind ein recht exotisches Thema. Hier geht es um Moleküle, die sich in extremen Umgebungen wie in der Hülle von Infrarotsternen oder in der intensiven Strahlung von Sternentstehungsgebieten befinden. 
Diese intensive Strahlung führt zu einer Anregung von höheren Energieniveaus des Moleküls und schließlich zur Ausbildung von Masern. Es würde an dieser Stelle zu weit führen, den physikalischen Prozess näher zu erläutern. Dies kann vielleicht einmal an anderer Stelle in diesem Wiki erfolgen.

Die für den Amateur interessantesten Maser sind der OH-Maser bei 1612, 1665, 1667 und 1720 MHz, der Methanol-Maser bei 12 GHz und der Wasser-Maser bei 22 GHz.
Beobachtungen von Amateuren von Masern waren bisher meistens mit Teleskopen der eher größeren Art (> 7 m) gemacht worden. Der stärkste OH-Maser ist aber auch mit einem 3m Spiegel gerade noch detektierbar. Auch gibt es Berichte von der Beobachtung von Methanol-Masern mit Spiegeln von nur 1,5 m Durchmesser. Maserbeobachtung ist ein schönes Thema für jemanden, der genug Wasserstoff gesehen hat und eine neue Herausforderung sucht.

zurück zur [[start|Startseite]]

=====Pulsare=====
Pulsare sind so etwas wie der heilige Gral der Amateur-Radioastronomie. Es bedarf schon einiger Erfahrung, um hier zum Erfolg zu kommen. Als Anfängerprojekt sollte man es jedenfalls nicht angehen.
Zum Zeitpunkt Feburar 2020 gab es weltweit 16 Amateure, denen dies gelungen ist. Zum Teil haben diese mehrfach mit unterschiedlichen Anlagen Erfolg gehabt.

Zunächst aber zu den Pulsaren selber: Es gibt eine große Menge an Informationen in Internet, so dass man sich gut einen Überblick verschaffen kann. Die wohl beste Zusammenstellung dessen, was man beachten muss, wenn man dieses Thema angehen möchte, ist von Steve Olney, einem australischen Radioastronomie-Amateur, gemacht worden
[[https://sites.google.com/view/hawkrao/neutron-star-group/challenges-for-amateur-pulsar-detection| Challenges for Amateur Pulsar Detection]]. Eine deutsche Übersetzung einiger Ausschnitte ist, mit freundlicher Genehmigung des Autors, [[pulsar_herausforderungen|hier]] zu finden.

Die Möglichkeit, Pulsare zu beobachten, beginnt bei Parabolantennen von 3 m Größe und 1400 MHz. Alternativen sind andere Antennen mit hohem Gewinn bei niedrigeren Frequenzen. Die Gesamtanlage muss in allen Aspekten optimiert sein und man muss genau wissen was man tut. Insbesondere ist ein Verständnis der Eigenschaften der Pulsarstrahlung erforderlich.

Eine schöne Sache ist, mit den einfacheren Dingen (z.B. Wasserstoff) anzufangen und sich dann Stück für Stück voran zu arbeiten. Auf diesem Weg kann man seine eigene Anlage kennenlernen und sie immer weiter optimieren. So kann schließlich das Ziel erreicht werden, einen Pulsar zu beobachten.
 
zurück zur [[start|Startseite]]
Radioastronomie

Benutzer-Werkzeuge

Webseiten-Werkzeuge

Seiten-Werkzeuge
