Radioastronomie
an der Sternwarte Burgsolms
Kapitel 1 Allgemeines und Fachausdrücke
Kapitel 2 Grundlagen
Kapitel 3 Eine einfache Empfangsanlage
Kapitel 4 Messung von Radiosignalen
Kapitel 5 Die Empfangsanlage der Sternwarte
In unseren Breitengraden behindert schlechtes Wetter oft
die Beobachtung des Sternenhimmels mit Teleskopen. Bei der Radioastronomie ist
das anders. Hier kann man unabhängig vom Wetter, der Tageszeit oder des
Standortes den ganzen Tag über „beobachten“ und Messungen durchführen. Darum
beschäftigen wir uns jetzt an der Sternwarte Burgsolms intensiver mit der
Radioastronomie und dem Bau einer Empfangsstation. Dazu braucht man nicht
unbedingt riesige Empfangsantennen mit 50 oder 100m Durchmesser. Die Weiterentwicklung
bei elektronischen Bauteilen hat dazu geführt, dass man schon mit relativ
einfachen Mitteln und wenig Aufwand empfindliche Beobachtungsstationen aufbauen
kann. Diese günstigen Bedingungen führten dazu, den Entwurf und den Aufbau
einer Empfangsstation für Radio-astronomie an der Sternwarte in Angriff zu
nehmen. Um dies durchzuführen, benötigt man natürlich einiges an Grundwissen
über die Grundlagen der Radioastronomie und der Empfangstechnik.
Fachausdrücke
Um
die Radioastronomie fachlich besser verstehen zu können, müssen wir uns zuerst
mit einigen Fachbegriffen vertraut machen. Dies bezieht sich vor allen Dingen
auf den Bereich der Hochfrequenztechnik:
Elektromagnetische
Wellen: Schwingungen aus magnetischen und elektrischen Feldern,
die sich ähnlich wie Wasserwellen ausbreiten. Elektromagnetische Wellen
benötigen aber kein Medium zur Ausbreitung und können so auch den
interstellaren Raum (Vakuum) durchqueren.
Frequenz
(f): Anzahl
der Schwingungen pro Sekunde, angegeben in Hertz (Hz), nach dem Entdecker der
elektromagnetischen Wellen, Heinrich Hertz.
Da bei hohen Frequenzen sehr viele Schwingungen pro Sekunde auftreten, gibt es
besondere Bezeichnungen. Einige Beispiele:
Netzfrequenz (Strom):
50 Hz = 50 Schwingungen pro Sekunde
Mittelwelle:
500 kHz (Kilohertz; kilo = tausend) = 500.000 Schwingungen pro Sekunde.
UKW:
100 MHz (Megahertz; Mega = Million) = 100 Millionen Schwingungen pro Sekunde
SHF:
10 GHz (Gigahertz; Giga=Milliarde) = 10 Milliarden Schwingungen pro Sekunde
Ausbreitungsgeschwindigkeit:
Elektromagnetische Wellen breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit aus, das heißt
mit 300.000 km/sec.
Wellenlänge
l (Lamda):
Wie Wasserwellen haben auch elektromagnetische Wellen eine bestimmte Länge, die
aus der Ausbreitungsgeschwindigkeit und der Frequenz errechnen lässt:
Beispiel:
300.000 km/sec. = 300.000.000 m/sec.
Frequenz
= 100 MHz = 100.000.000 Hz
Wellenlänge
= 
= 3 m
Grundlagen
In
der optischen Astronomie, also der Beobachtung mit Teleskopen, werden
elektromagnetische Wellen in dem für Menschenaugen sichtbaren
Wellenlängen-bereich – dem Licht – empfangen. Wir sehen nachts die Sterne im sichtbaren
Licht, aber für die Informationen in den anderen Wellenlängenbereichen haben
wir keine Sinneszellen und benötigen die Hilfe der Technik, um diese Signale
messen und aufzeichnen zu können.
Bild 1: Das Frequenzband und das „Radiofenster“
Quelle:
Uni Bonn - Argelander-Institut für Radioastronomie
Die Graphik zeigt, dass es in der Atmosphäre ein
„Optisches Fenster“ und ein „Radiofenster“ gibt, das heißt, dass die Atmosphäre
für ganz bestimmte Wellenlängenbereiche durchlässig ist. Für die anderen
Bereiche wirkt sie wie ein Filter und sperrt auch die schädliche Strahlung aus
dem All. Im Optischen Fenster beobachtet man mit Teleskopen und im Radiofenster
im Wellenlängen-bereich von10m bis ca. 1cm – also bei Radiofrequenzen - mit
speziellen Empfangsanlagen. Da die Signale der „Radioquellen“ (Objekte, die
Strahlung im Radiofenster aussenden) aus dem Weltall aber sehr schwach sind,
benötigt man ziemlich große Antennen und dazu empfindliche Empfänger und
leistungsfähige Verstärker, um die schwachen Signale überhaupt messbar zu
machen.
Um Fehlmessungen in den für die Wissenschaft wichtigen Bereichen zu vermeiden,
sind einige Frequenzbereiche geschützt. Hier darf also kein Rundfunk- oder
Fernsehsender arbeiten. Eine solche Frequenz ist zum Beispiel 1,42 GHz
(Gigahertz = 109 Schwingungen pro Sekunde). In diesem Bereich liegt
die natürliche Strahlung des neutralen Wasserstoffs (H), der das häufigste
Element im Universum ist. Mit Hilfe von radioastronomischen Messungen der 1,42
GHz-Strahlungsintensität wurde z.B. die Struktur unserer Milchstraße gefunden
und die Geschwindigkeit bestimmt, mit der sich unsere Galaxie bewegt. Man kann
auch exakt messen, wie schnell sich Fixsterne, interstellare Nebel oder auch
andere Galaxien auf uns zu oder von uns weg bewegen. Mit der Radioastronomie
kann man viel weiter ins Weltall hinaus- schauen, da man durch Gas- und
Staubwolken hindurchsehen kann. Die Erforschung des galaktischen Zentrums wird
deshalb nur mit Hilfe der Radioastronomie möglich.
Solche
Messungen kann man natürlich nur mit den großen Radioteleskopen durchführen.
Anlagen mit entsprechender Größe stehen mittlerweile überall in der Welt und
beobachten den Himmel Tag und Nacht. Das zweitgrößte bewegliche Radioteleskop
der Welt steht in Effelsberg in der Eifel (Deutschland) und hat einen
Durchmesser von 100 m. Das Gerät ist riesig groß und hat ein Gewicht von 3200
Tonnen. Trotzdem kann man es mit einer Positionier-Genauigkeit von 10 sec.
( = 0,0028 Grad ~ 2 tausendstel Grad ) auf die Objekte am
Himmel ausrichten.
Bild 2: Radioteleskop Effelsberg (100 m)
Foto: Max-Blank-Institut für Readioastronomie, Bad Münstereifel-Effelsberg
Es gibt auch eine Technik, mit der mehrere Radioteleskope
zu Netzwerken, praktisch einem großen Teleskop, zusammengeschaltet werden
können. So kann man besonders die Winkelauflösung erheblich steigern, das
heißt, man kann die Objekte mit höherer Genauigkeit darstellen. Wenn zwei
Radioteleskope in einem Abstand von 5 km voneinander stehen, ersetzen diese
theoretisch einen Einzelspiegel mit einem Durchmesser, der dem Abstand der
Einzelspiegel entspricht.
Eine einfache Empfangsanlage
Der
Fernsehempfang über Satelliten erfolgt im Frequenzbereich von ca. 10 – 12 GHz.
Für diese Frequenzen gibt es also preisgünstige Geräte. Da in diesem Bereich
einige Objekte wie Sonne, Mond, Jupiter usw. „Radiostrahlung“ aussenden, kann
man mit einfachen Mitteln eine Station für Radioastronomie aufbauen. Man
benötigt dazu einen möglichst großen Spiegel (auch Schüssel genannt), einen LNC
(der Kopf an der Schüssel), einen guten SAT-Finder und ein Messgerät – und
dazu etwas Bastelgeschick und viel Geduld. Den SAT-Finder muss man
modifizieren, damit man das empfangene Signal auch messen und aufzeichnen kann.
Spiegel mit LNC Umgebauter
SAT-Finder
Netzgerät
Messgerät
Bild 4: Einfache Station
für den Empfang von Radiosignalen
Der Spiegel (oder Schüssel) ist vom Satelliten-Fernsehen
allgemein bekannt und hängt an fast jedem Haus. Hiermit werden die empfangenen
Signale gebündelt und auf den LNC im Brennpunkt gerichtet. Der LNC (Low Noise
Converter) ist das eigentliche elektronische Empfangselement. Im LNC werden die
Signale von ca. 11 GHz auf 1,2 GHz umgesetzt und verstärkt. Das ist notwendig,
um eine verlustarme Übertragung der Signale zum SAT-Finder zu ermöglichen, in
dem diese dann gleichgerichtet (demoduliert) und nochmals verstärkt werden. Je
stärker also die ankommenden Signale sind, umso größer ist auch die im
angeschlossenen Messgerät angezeigte Spannung. Damit alles funktionieren kann,
müssen die Geräte vom Netzgerät noch mit einer Spannung von 13V versorgt
werden. Das geschieht dadurch, dass man es an die Ausgangsbuchse des
SAT-Finders anschließt und auf 13 V einstellt. Da die Ausgangsbuchse des
SAT-Finders eine F-Buchse ist, muß man einen Adapter mit Koax-Kabel anfertigen.
Der Pluspol des Netzgerätes wird an den Mittelleiter des Kabels, der Minuspol
an den Schirm angeschlossen.
Die Besonderheit dieser Empfangsanlage liegt darin, dass
man im SAT-Finder zusätzlich zwei Drähte an den Anschlüssen des eingebauten
Messgerätes anlöten muss. Das so abgegriffene Signal wird über ein
Anschlusskabel zum Messgerät geführt.
Messung von Radiosignalen
In
großen Radioteleskopen sind viele spezielle Geräte eingebaut. Hierzu zählen
sehr rauscharme und gekühlte Vorverstärker, Empfänger, Filter,
Auswertungsgeräte, eine Computersteuerung und -positionierung. Das alles ist
notwendig, um die äußerst schwachen Signale zu empfangen, zu verstärken, aus
dem Rauschen herauszufiltern und auszuwerten. Um das Rauschen der
elektronischen Bauteile so gering wie möglich zu halten, werden einige Geräte
bis auf -260°C abgekühlt.
Bei der Messung von Radiosignalen wertet man die Signalstärken auf
unter-schiedlichen Frequenzen aus. Je größer die Signalstärke z.B bei 1,42 GHz
ist, umso mehr Wasserstoff ist vorhanden. Um aber die Geschwindigkeiten von
Objekten bestimmen zu können, wird die Verschiebung der Frequenz der
„Wasserstofflinie“ bei 1,42 GHz, einer natürlichen Frequenz mit hoher
Genauigkeit, mittels des Dopplereffektes (Erklärung im Lexikon) ausgemessen.
Bei der Auswertung von solchen Signalen hat man neben der Struktur der
Milchstraße auch die Existenz von Pulsaren entdeckt. Das sind Sterne, die sich
sehr schnell (z.B. 60 mal pro Sekunde!) um die eigene Achse drehen und dabei
ganz besondere Signale aussenden. Ein Blick bis an die Grenze des Universums
ist nur mit Radiosignalen möglich, da viele Gas- und Staubwolken den Blick mit
Teleskopen versperren. Auch der Blick in das Zentrum unserer Milchstraße ist
deshalb nur mit Radioteleskopen möglich. So ist auch die „Kosmische Hintergrundstrahlung“,
die der Wissenschaft als Nachweis des Urknalles dient, mit einem Radioteleskop
entdeckt worden. Alle diese Messungen sind sehr schwierig durchzuführen und
zeitraubend, da die schwachen nutzbaren Signale aus dem Rauschen
herausgefiltert und interpretiert werden müssen. Man hört dabei keine Töne wie
beim Radio, sondern das Signal versteckt sich hinter all den Störsignalen, die
ebenfalls aus dem All kommen und muss mit hohem technischem Aufwand messbar
gemacht werden. Wie schwach die Signale aus dem All wirklich sind, soll ein
Beispiel zeigen: Ließe ein unachtsamer Mondbesucher sein eingeschaltetes Handy
dort oben liegen, wären dessen Signale die stärkste Strahlungsquelle aus dem
All, die man empfangen würde. Das Handy wäre mit der großen Station in Effelsberg
sogar noch bis zum halben Weg zur Sonne nachzuweisen.
Bei Messungen mit der oben beschriebenen einfachen
Empfangsanlage benötigt man stärkere Signale und kann zu einem ersten Test den
Spiegel zunächst einmal Richtung Süden auf den Fernsehsatelliten ASTRA richten.
Bei ordnungsgemäßem Aufbau und einwandfreier Funktion wird der SAT-Finder durch
die Beachtung der Veränderungen des Signaltones genau ausgerichtet. Eventuell
muss man zur genauen Einstellung Korrekturen am Drehknopf (Nullpunkt) des
SAT-Finders vornehmen. Danach wird das angeschlossene Messgerät je nach
Spiegelgröße ein Signal zwischen 4 – 7 Volt anzeigen und es ist die
Bestätigung, dass die Anlage gut arbeitet. Durch eine Einstellung des Spiegels
auf maximale Signalstärke kann eine sehr genaue Ausrichtung erfolgen.
Zur Messung der Signalstärke der Sonne wird man einen
sonnigen Tag auswählen. Der Spiegel ist fest montiert, sinnvoll in Richtung
Süd-Südwest eingestellt (hier stören keine Fernseh-Satelliten) und wird beim
Vorbeigang der Sonne durch Kippen höhenmäßig darauf ausgerichtet. Da die
Signale der Sonne mit etwa 0,3 bis 0,7 Volt sehr schwach sind, ist ein sehr
präzises Ausrichten notwendig. Am nächsten Tag kann man dann den Vorbeigang der
Sonne vor dem Spiegel am Messgerät beobachten. Das Signal steigt langsam an,
erreicht ein Maximum und fällt mit dem Verschwinden der Sonne aus dem
Empfangsbereich wieder ab. Ist die Sonne ruhig,
erhält man ein gleichmäßiges Signal. Bei Ausbrüchen auf der Sonne sind während
der Beobachtung mehr oder weniger starke Schwankungen der Signalstärke
festzustellen.
Bild
5: Aufzeichnung eines Sonnendurchganges bei ruhiger Sonne mit der
Empfangsanlage nach Bild 4, aufgezeichnet mit einem angeschlossenen
Digitalvoltmeter mit Schnittstelle zu einem Laptop
Die Empfangsanlage der Sternwarte Burgsolms
All
diese Überlegungen haben dazu geführt, die einfache Empfangsanlage für
radioastronomische Signale zu erweitern und dann an der Sternwarte zu installieren.
Insbesondere sollen dabei eine höhere Empfindlichkeit, bessere Steuerbarkeit
und Reproduzierbarkeit der Position erreicht werden. Weiterhin wird Wert auf
eine gute Bearbeitung (Signalprozessor) und Aufzeichnung der Signale gelegt. Es
ist auch vorgesehen, dass ein bestimmter vorgewählter Bereich des Himmels
gescannt werden kann. Das hat zur Folge, dass der Einsatz von Computern
erforderlich ist. Das Bild zeigt das Konzept der Empfangsanlage.
Bild 6: Konzept der Station für
Radioastronomie an der Sternwarte Burgsolms
Der Spiegel mit einem Durchmesser von 1,6 m, ausgerüstet
mit einem sehr empfindlichen und extrem rauscharmen LNC (1), ist während der
Erprobungsphase noch für den Bereich 10–12 GHz ausgelegt. Der Spiegel ist über
lineare Antriebe (2) in horizontaler und vertikaler Richtung schwenkbar. Der
Schwenkbereich liegt in beiden Richtungen bei ca. +/- 40°. Die Positionen
werden über sehr lineare Potentiometer (3) gemessen und angezeigt. Die
Ansteuerung der Antriebe erfolgt über eine Steuerelektronik (4) mit
Pulsweitenmodulation. Die Steuerimpulse kommen über die gemeinsame
Schnittstelle (5) und werden im Computer erzeugt. Alle Antriebe können von Hand
mit vorwählbaren Geschwindigkeiten gesteuert oder automatisch auf die
vorgewählte Position gefahren werden. Insgesamt sind 12 unterschiedliche
Betriebsarten vorwählbar. Dazu gehören das automatische Anfahren der
Parkposition, Handbetrieb, Positionieren, verschiedene Scanfunktionen,
On-Off-Betrieb zur automatischen Calibrierung während eines Messvorganges, usw.
Das empfangene Signal einer Radioquelle gelangt vom LNC
zum Demodulator mit Vorverstärker (6). Hier wird ein logarithmischer
Präzisionsdemodulator eingesetzt, der Signale bis -73dBm, das ist umgerechnet
eine Spannung von 1,5 µV (= 1,5 millionstel Volt), noch erkennt. Das
demodulierte Signal wird danach über einen umschaltbaren Instrumentenverstärker
verstärkt. Von dieser Einheit aus wird der LNC auch mit Spannung versorgt.
Ein wichtiger Baustein ist die mit viel Elektronik
bestückte Signalanpassung (7). In diesem Gerät werden die unterschiedlichen
Signale (digitale und analoge) auf die Nennspannung des Interfaces (5)
angepasst, um die volle Auflösung (Genauigkeit) nutzen zu können. Im
Interfacebaustein erfolgt dann die Umsetzung auf die für den Computer lesbaren
Impulse. Über den Interfacebaustein läuft also die gesamte Kommunikation mit
dem Computer. Hierüber werden vom Computer alle Signale wie Messwerte, Positionen,
Steuersignale usw. ein- und ausgelesen. Auf dem Bildschirm stehen somit alle
Informationen zur Verfügung, die man für den Betrieb und die Messung benötigt.
Zusätzlich ist noch ein Datenschreiber (9) angeschlossen, der das empfangene
Signal und die Positionen des Spiegels auf Papier dokumentiert.
Bild 7: Der Bildschirm zur Bedienung der Empfangsstation
Um
die Bedienung zu vereinfachen, wurde eine Bildschirmbedienung
(Mensch-Maschine-Kommunikation) programmiert, die mit der Maus bedient werden
kann. Hierüber können alle Funktionen vorgewählt und alle erforderlichen
Einstellungen für die Messungen durchgeführt werden. Neben den Anzeigen der
wichtigen Signale sind auch eine Langzeitaufzeichnung der Messwerte und ein
Signalprozessor programmiert. Dieser filtert die sehr schwachen Signale der
Radioquellen aus dem Rauschen heraus und macht sie messbar.
Die
Empfangsanlage befindet sich noch im Aufbau und wird zurzeit mit einem
160 cm-Spiegel betrieben, der für den Testbetrieb an die große Montierung
angebaut wurde.
Bild 8: Die Teststation
für Radioastronomie der Sternwarte Burgsolms mit 1,6m-Spiegel
Bild 9: Der
spezielle hochempfindliche LNC für die Empfangsanlage
Auf dem Bild kann man vor dem Spiegel rechts den LNC
erkennen und er ist in Bild 9 zu sehen. Die Antriebe zum Kippen und Drehen des
Spiegels sind angebaut und werden über die angeschlossenen Kabel mit Strom
versorgt. Von der Sonne, vom sehr schwach strahlenden Mond und von der
Milchstraße konnten schon interessante Daten aufgezeichnet werden.
Bild 10 zeigt eine Messung beim Durchgang der
Milchstraße. Parallel zur Aufnahme der Signale wurde der Himmel mit einem
Planetariums-Programm verfolgt und so konnten die starken Signale eindeutig
zwei Bereichen der Milchstraße mit Sternwolken (Masseansammlungen) zugeordnet
werden.
Um die Objekte sicher finden zu können, wurde inzwischen
noch ein Sucherteleskop mit CCD-Kamera an den Spiegel angebaut.
Die Teststation steht zum weiteren Ausbau und zur
Optimierung noch in Haiger und wird nach Abschluss der Arbeiten in Burgsolms
aufgestellt. Über die technischen Fortschritte und Ergebnisse wird hier weiter
berichtet.
Alfred Schmidt
Zum Schluss noch einige interessante Links zum Thema
Radioastronomie:
www.astronomie.de/fachbereiche/radioastronomie/mpifr
www.astro.uni-bonn.de
www.mpifr-bonn.mpg.de
http://de.wikipedia.org/wiki/Radioastronomie
