Radioastronomie - Radio astronomy

Radioastronomie ist ein Teilgebiet der Astronomie , das Himmelsobjekte bei Radiofrequenzen untersucht . Der erste Nachweis von Radiowellen von einem astronomischen Objekt erfolgte 1933, als Karl Jansky von den Bell Telephone Laboratories über Strahlung aus der Milchstraße berichtete . Nachfolgende Beobachtungen haben eine Reihe verschiedener Quellen von Radioemissionen identifiziert. Dazu gehören Sterne und Galaxien , aber auch völlig neue Objektklassen wie Radiogalaxien , Quasare , Pulsare und Maser . Die Entdeckung der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung , die als Beweis für die Urknalltheorie gilt , erfolgte durch die Radioastronomie.

Radioastronomie wird mit großen Radioantennen betrieben , die als Radioteleskope bezeichnet werden und entweder einzeln oder mit mehreren verbundenen Teleskopen unter Verwendung der Techniken der Radiointerferometrie und Apertursynthese verwendet werden . Der Einsatz von Interferometrie ermöglicht es der Radioastronomie, eine hohe Winkelauflösung zu erreichen , da das Auflösungsvermögen eines Interferometers durch den Abstand zwischen seinen Komponenten und nicht durch die Größe der Komponenten bestimmt wird.

Geschichte

Karte, auf der Jocelyn Bell Burnell 1967 zum ersten Mal Beweise für einen Pulsar erkannte (ausgestellt in der Cambridge University Library )

Bevor Jansky in den 1930er Jahren die Milchstraße beobachtete, spekulierten Physiker, dass Radiowellen aus astronomischen Quellen beobachtet werden könnten. In den 1860er Jahren James Clerk Maxwell ‚s Gleichungen hatten gezeigt , dass elektromagnetische Strahlung zugeordnet ist , Elektrizität und Magnetismus , und zu jedem existieren könnte Wellenlänge . Mehrere Versuche wurden unternommen, um die Radiostrahlung der Sonne nachzuweisen, darunter ein Experiment der deutschen Astrophysiker Johannes Wilsing und Julius Scheiner im Jahr 1896 und ein Zentimeterwellen-Bestrahlungsgerät, das von Oliver Lodge zwischen 1897 und 1900 aufgestellt wurde. Diese Versuche konnten aufgrund von technische Grenzen der Instrumente. Die Entdeckung der radioreflektierenden Ionosphäre im Jahr 1902 führte Physiker zu dem Schluss, dass die Schicht jede astronomische Radioübertragung in den Weltraum zurückwerfen würde, sodass sie nicht nachweisbar wäre.

Karl Jansky machte Anfang der 1930er Jahre die Entdeckung der ersten astronomischen Radioquelle durch Zufall . Als Ingenieur bei Bell Telephone Laboratories untersuchte er die Statik, die die transatlantischen Kurzwellen- Sprachübertragungen störte . Mit einer großen Richtantenne bemerkte Jansky, dass sein analoges Stift-und-Papier-Aufzeichnungssystem ständig ein sich wiederholendes Signal unbekannter Herkunft aufzeichnete. Da das Signal etwa alle 24 Stunden seinen Höhepunkt erreichte, vermutete Jansky ursprünglich, dass die Quelle der Störung die Sonne war, die das Sichtfeld seiner Richtantenne kreuzte. Kontinuierliche Analysen zeigten, dass die Quelle nicht genau dem 24-Stunden-Tageszyklus der Sonne folgte, sondern sich stattdessen in einem Zyklus von 23 Stunden und 56 Minuten wiederholte. Jansky diskutierte die rätselhaften Phänomene mit seinem Freund, Astrophysiker und Lehrer Albert Melvin Skellett, der darauf hinwies, dass die Zeit zwischen den Signalspitzen genau der Länge eines Sterntages entsprach ; die Zeit, die "feste" astronomische Objekte wie ein Stern bei jeder Erddrehung brauchten, um vor der Antenne vorbeizukommen. Durch seine Beobachtungen mit optischen astronomischen Karten zu vergleichen, Jansky schloß schließlich , dass die Strahlungsquelle erreichte , als seine Antenne am dichtestenen Teil der gerichtet war Milchstraße in der Konstellation von Schützen . Er kam zu dem Schluss, dass die seltsamen Funkstörungen durch interstellares Gas und Staub in der Galaxie erzeugt werden könnten, da die Sonne (und daher andere Sterne) keine großen Sender von Funkrauschen seien. (Janskys Spitzenradioquelle, eine der hellsten am Himmel, wurde in den 1950er Jahren als Schütze A bezeichnet und später angenommen, dass sie von Elektronen in einem starken Magnetfeld emittiert wird, anstatt galaktisch "Gas und Staub" zu sein dass es sich um Ionen handelt, die sich um ein massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie an einem Punkt befinden, der jetzt als Sagitarius A* bezeichnet wird. Das Sternchen zeigt an, dass die Teilchen bei Sagitarius A ionisiert sind.)

Jansky verkündete seine Entdeckung im April 1933 und das Gebiet der Radioastronomie war geboren. Er wollte die Radiowellen der Milchstraße genauer untersuchen, aber Bell Labs beauftragte ihn mit einem anderen Projekt, sodass er keine weiteren Arbeiten im Bereich der Astronomie machte. Seine Pionierleistungen auf dem Gebiet der Radioastronomie wurden durch die Benennung der fundamentalen Einheit der Flussdichte , des Jansky (Jy), nach ihm gewürdigt .

Grote Reber ließ sich von Janskys Arbeit inspirieren und baute 1937 in seinem Hinterhof ein parabolisches Radioteleskop mit 9 m Durchmesser. Er begann damit, Janskys Beobachtungen zu wiederholen, und führte dann die erste Himmelsdurchmusterung im Radiofrequenzbereich durch. Am 27. Februar 1942 entdeckte James Stanley Hey , ein Forschungsoffizier der britischen Armee , zum ersten Mal von der Sonne emittierte Radiowellen. Später in diesem Jahr entdeckte auch George Clark Southworth in den Bell Labs wie Jansky Radiowellen von der Sonne. Beide Forscher waren an die Radarsicherheit in Kriegszeiten gebunden, daher veröffentlichte Reber, der dies nicht war, seine Erkenntnisse aus dem Jahr 1944 zuerst. Mehrere andere Personen entdeckten unabhängig voneinander solare Radiowellen, darunter E. Schott in Dänemark und Elizabeth Alexander, die auf der Norfolkinsel arbeitet .

An der Universität Cambridge , wo während des Zweiten Weltkriegs Ionosphärenforschung betrieben wurde , gründete JA Ratcliffe zusammen mit anderen Mitgliedern des Telekommunikationsforschungsinstituts , das während des Krieges Radarforschung betrieben hatte , eine Radiophysik - Gruppe an der Universität , in der die Radiowellenemissionen der Sonne untersucht wurden beobachtet und studiert. Diese frühe Forschung weitete sich bald auf die Beobachtung anderer Himmelsfunkquellen aus und Interferometrietechniken wurden entwickelt, um die Winkelquelle der detektierten Emissionen zu isolieren. Martin Ryle und Antony Hewish von der Cavendish Astrophysics Group entwickelten die Technik der Earth-Rotation- Aperture-Synthese . Die Radioastronomiegruppe in Cambridge gründete in den 1950er Jahren das Mullard Radio Astronomy Observatory in der Nähe von Cambridge. In den späten 1960er und frühen 1970er Jahren, als Computer (wie der Titan ) in der Lage wurden, die rechenintensiven Fourier-Transformations- Inversionen zu handhaben , verwendeten sie die Apertursynthese, um eine 'One-Mile' und später eine '5 km' effektive Apertur unter Verwendung von . zu erzeugen die One-Mile- und Ryle-Teleskope. Sie verwendeten das Cambridge Interferometer , um den Radiohimmel zu kartieren, und erstellten den zweiten (2C) und dritten (3C) Cambridge-Katalog der Radioquellen .

Techniken

Fenster der von der Erde aus beobachtbaren Radiowellen, auf einer groben Darstellung der atmosphärischen Absorption und Streuung (oder Opazität ) verschiedener Wellenlängen elektromagnetischer Strahlung der Erde .

Radioastronomen verwenden verschiedene Techniken, um Objekte im Radiospektrum zu beobachten. Instrumente können einfach auf eine energiereiche Radioquelle gerichtet werden, um ihre Emission zu analysieren. Um eine Himmelsregion detaillierter "abzubilden", können mehrere überlappende Scans aufgenommen und zu einem Mosaikbild zusammengefügt werden. Die Art des verwendeten Instruments hängt von der Stärke des Signals und der benötigten Detailtiefe ab.

Beobachtungen aus der Erde ‚s Oberfläche werden auf Wellenlängen beschränkt , die durch die Atmosphäre gelangen kann. Bei niedrigen Frequenzen oder langen Wellenlängen wird die Übertragung durch die Ionosphäre begrenzt , die Wellen mit Frequenzen unterhalb ihrer charakteristischen Plasmafrequenz reflektiert . Wasserdampf stört Radioastronomie bei höheren Frequenzen, die für den Aufbau Radioobservatorien geführt hat , dass bei Durchführung Beobachtungen Millimeterwellenlängen bei sehr hohen und trockenen Stellen, um den Wasserdampfgehalt in der Sichtlinie zu minimieren. Schließlich können Sendegeräte auf der Erde Hochfrequenzstörungen verursachen . Aus diesem Grund werden viele Funkobservatorien an abgelegenen Orten gebaut.

Radioteleskope

Radioteleskope müssen möglicherweise extrem groß sein, um Signale mit niedrigem Signal-Rausch-Verhältnis zu empfangen . Da auch die Winkelauflösung eine Funktion des Durchmessers des " Objektivs " im Verhältnis zur Wellenlänge der beobachteten elektromagnetischen Strahlung ist, müssen Radioteleskope im Vergleich zu ihren optischen Gegenstücken viel größer sein . Zum Beispiel ist ein optisches Teleskop mit einem Durchmesser von 1 Meter zwei Millionen Mal größer als die Wellenlänge des beobachteten Lichts, was eine Auflösung von ungefähr 0,3 Bogensekunden ergibt , während ein Radioteleskop, das um ein Vielfaches so groß ist, je nach beobachteter Wellenlänge, nur ein Objekt von der Größe des Vollmonds (30 Bogenminuten) auflösen können.

Funkinterferometrie

Das Atacama Large Millimeter Array (ALMA), viele Antennen, die in einem Radiointerferometer miteinander verbunden sind
M87 optisches Bild.jpg
Ein optisches Bild der Galaxie M87 ( HST ), ein Radiobild derselben Galaxie mittels Interferometrie ( Very Large ArrayVLA ) und ein Bild des mittleren Abschnitts ( VLBA ) mit einem Very Long Baseline Array (Global VLBI) bestehend aus Antennen in den USA, Deutschland, Italien, Finnland, Schweden und Spanien. Der Teilchenstrahl wird vermutlich von einem Schwarzen Loch im Zentrum der Galaxie angetrieben .

Die Schwierigkeit bei der Erzielung einer hohen Auflösungen mit einzelnen Radioteleskopen auf Radio führte Interferometrie , von britischen Radioastronom entwickelte Martin Ryle und australischen Ingenieur, Radiophysiker und Radioastronom Joseph Lade Pawsey und Ruby - Payne-Scott im Jahr 1946. Der erste Einsatz eines Radiointerferometer für eine astronomische Beobachtung wurde von Payne-Scott, Pawsey und Lindsay McCready am 26. Januar 1946 unter Verwendung einer einzigen umgewandelten Radarantenne (Breitseiten-Array) bei 200 MHz in der Nähe von Sydney, Australien, durchgeführt . Diese Gruppe nutzte das Prinzip eines Sea-Cliff-Interferometers, bei dem die Antenne (früher ein Radar aus dem Zweiten Weltkrieg) die Sonne bei Sonnenaufgang beobachtete, wobei Interferenzen aus der direkten Strahlung der Sonne und der reflektierten Strahlung vom Meer resultierten. Mit dieser Basislinie von fast 200 Metern stellten die Autoren fest, dass die Sonnenstrahlung während der Burst-Phase viel kleiner war als die der Sonnenscheibe und aus einer Region stammte, die mit einer großen Sonnenfleckengruppe verbunden ist. Die australische Gruppe legte die Prinzipien der Apertursynthese in einer bahnbrechenden Veröffentlichung von 1947 dar. Die Verwendung eines Meeresklippen- Interferometers wurde während des Zweiten Weltkriegs von zahlreichen Gruppen in Australien, dem Iran und Großbritannien demonstriert, die Interferenzen beobachtet hatten Streifen (die direkte Radarrückstrahlung und das vom Meer reflektierte Signal) von ankommenden Flugzeugen.

Die Cambridge-Gruppe von Ryle und Vonberg beobachtete die Sonne erstmals bei 175 MHz Mitte Juli 1946 mit einem Michelson-Interferometer, das aus zwei Funkantennen mit Abständen von einigen zehn Metern bis zu 240 Metern bestand. Sie zeigten, dass die Radiostrahlung kleiner als 10 Bogenminuten war und entdeckten auch zirkulare Polarisation in den Typ-I-Ausbrüchen. Etwa zur gleichen Zeit hatten auch zwei andere Gruppen eine zirkulare Polarisation entdeckt ( David Martyn in Australien und Edward Appleton mit James Stanley Hey in Großbritannien).

Moderne Radiointerferometer bestehen aus weit voneinander entfernten Radioteleskopen, die das gleiche Objekt beobachten und über Koaxialkabel , Wellenleiter , Glasfaser oder andere Übertragungsleitungen miteinander verbunden sind . Dies erhöht nicht nur das gesammelte Gesamtsignal, sondern kann auch in einem Prozess namens Apertursynthese verwendet werden , um die Auflösung erheblich zu erhöhen. Diese Technik funktioniert durch Übereinanderlegen ( „ störende “) , 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, das die Größe der am weitesten auseinander liegenden Antennen im Array hat. Um ein qualitativ hochwertiges Bild zu erzeugen, sind viele verschiedene Abstände zwischen verschiedenen Teleskopen erforderlich (der projizierte Abstand zwischen zwei beliebigen Teleskopen von der Radioquelle aus gesehen wird als "Basislinie" bezeichnet) – so viele verschiedene Basislinien wie möglich sind erforderlich um eine gute Bildqualität zu erhalten. Das Very Large Array verfügt beispielsweise über 27 Teleskope, die gleichzeitig 351 unabhängige Basislinien liefern.

Interferometrie mit sehr langer Basislinie

Ab den 1970er Jahren ermöglichten Verbesserungen der Stabilität von Radioteleskopempfängern die Kombination von Teleskopen aus der ganzen Welt (und sogar aus der Erdumlaufbahn), um Interferometrie mit sehr langer Basislinie durchzuführen . Anstatt die Antennen physisch zu verbinden, werden die an jeder Antenne empfangenen Daten mit Zeitinformationen, normalerweise von einer lokalen Atomuhr , gepaart und dann zur späteren Analyse auf Magnetband oder Festplatte gespeichert. Zu diesem späteren Zeitpunkt werden die Daten mit ähnlich aufgezeichneten Daten von anderen Antennen korreliert, um das resultierende Bild zu erzeugen. Mit dieser Methode ist es möglich, eine Antenne zu synthetisieren, die effektiv die Größe der Erde hat. Durch die großen Entfernungen zwischen den Teleskopen lassen sich sehr hohe Winkelauflösungen erzielen, die in keinem anderen Bereich der Astronomie weit übertroffen werden. Bei den höchsten Frequenzen sind synthetisierte Strahlen von weniger als 1 Millibogensekunde möglich.

Die herausragenden VLBI-Arrays, die heute in Betrieb sind, sind das Very Long Baseline Array (mit Teleskopen in ganz Nordamerika) und das European VLBI Network (Teleskope in Europa, China, Südafrika und Puerto Rico). Jedes Array arbeitet normalerweise separat, aber gelegentliche Projekte werden zusammen beobachtet, was zu einer erhöhten Empfindlichkeit führt. Dies wird als globales VLBI bezeichnet. Es gibt auch ein VLBI-Netzwerk, das in Australien und Neuseeland als LBA (Long Baseline Array) tätig ist, und Arrays in Japan, China und Südkorea, die zusammen das East-Asian VLBI Network (EAVN) bilden.

Von Anfang an war die Aufzeichnung von Daten auf Festplatten die einzige Möglichkeit, die an jedem Teleskop aufgezeichneten Daten für eine spätere Korrelation zusammenzuführen. Die heutige Verfügbarkeit weltweiter Netze mit hoher Bandbreite macht es jedoch möglich, VLBI in Echtzeit durchzuführen. Diese Technik (als e-VLBI bezeichnet) wurde ursprünglich in Japan entwickelt und in jüngerer Zeit in Australien und in Europa von der EVN (Europäisches VLBI-Netzwerk) übernommen, die jährlich eine zunehmende Anzahl wissenschaftlicher e-VLBI-Projekte durchführt.

Astronomische Quellen

Ein Radiobild der Zentralregion der Milchstraße. Der Pfeil zeigt einen Supernova-Überrest an, der die Position einer neu entdeckten vorübergehenden, platzenden Niederfrequenz-Radioquelle GCRT J1745-3009 ist .

Die Radioastronomie hat zu einem erheblichen Anstieg des astronomischen Wissens geführt, insbesondere durch die Entdeckung mehrerer Klassen neuer Objekte, darunter Pulsare , Quasare und Radiogalaxien . Dies liegt daran, dass die Radioastronomie es uns ermöglicht, Dinge zu sehen, die in der optischen Astronomie nicht nachweisbar sind. Solche Objekte repräsentieren einige der extremsten und energetischsten physikalischen Prozesse im Universum.

Auch die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung wurde erstmals mit Radioteleskopen nachgewiesen. Radioteleskope wurden jedoch auch verwendet, um Objekte viel näher an der Heimat zu untersuchen, einschließlich Beobachtungen der Sonne und der Sonnenaktivität sowie Radarkartierungen der Planeten .

Andere Quellen sind:

Internationale Regulierung

Antenne 110m des Radioteleskops Green Bank , USA
Jupiter-Radio-Bursts

Der Radioastronomiedienst (auch: Radioastronomy Radiocommunication Service ) ist gemäß Artikel 1.58 der Radio Regulations (RR) der Internationalen Fernmeldeunion (ITU) definiert als " Funkdienst unter Verwendung der Radioastronomie". Gegenstand dieses Funkdienstes ist der Empfang von Funkwellen, die von astronomischen oder himmlischen Objekten gesendet werden .

Frequenzzuteilung

Die Zuteilung von Funkfrequenzen erfolgt gemäß Artikel 5 der ITU Radio Regulations (Ausgabe 2012).

Um die Harmonisierung bei der Frequenznutzung zu verbessern, wurden die meisten in diesem Dokument vorgeschriebenen Dienstzuweisungen in nationale Frequenzzuweisungs- und Nutzungstabellen aufgenommen, die in die Zuständigkeit der jeweiligen nationalen Verwaltung fallen. Die Zuweisung kann primär, sekundär, exklusiv und freigegeben sein.

  • Primärzuordnung: wird durch Großbuchstaben angezeigt (siehe Beispiel unten)
  • Zweitbelegung: wird durch Kleinbuchstaben gekennzeichnet
  • ausschließliche oder gemeinsame Nutzung: liegt in der Verantwortung der Verwaltungen

Entsprechend der entsprechenden ITU-Region werden die Frequenzbänder (primär oder sekundär) wie folgt dem Funkastronomiedienst zugewiesen .

Zuordnung zu Dienstleistungen
     Region 1           Region 2           Region 3     
13 360–13 410 kHz   FEST
      RADIOASTRONOMIE
25 550–25 650          RADIOASTRONOMIE
37,5–38,25 MHz   FEST
MOBILE
Radioastronomie
322–328,6 FEST
MOBILE
Radioastronomie
406,1–410 FEST
MOBILE außer Luftfahrtmobile
RADIO ASTRONOMIE
1 400–1 427 ERDKUNDE-SATELLIT (passiv)
RADIOASTRONOMIE-RAUMFORSCHUNG
(passiv)
1 610,6–1 613,8

MOBIL-SATELLIT

(Erde-Weltraum)

Radioastronomie
AERONAUTICAL

RADIONAVIGATION



1 610,6–1 613,8

MOBIL-SATELLIT

(Erde-Weltraum)

Radioastronomie
AERONAUTICAL

RADIONAVIGATION

FUNKBESTIMMUNG-

SATELLITEN (Erde-Weltraum)
1 610,6–1 613,8

MOBIL-SATELLIT

(Erde-Weltraum)

Radioastronomie
AERONAUTICAL

RADIONAVIGATION

Funkbestimmung-

Satellit (Erde-Weltraum)
10,6–10,68 GHz   RADIO ASTRONOMY und andere Dienste
10,68–10,7           RADIO ASTRONOMIE und andere Dienste
14.47–14.5           RADIO ASTRONOMIE und andere Dienste
15.35–15.4           RADIO ASTRONOMIE und andere Dienste
22.21–22.5           RADIO ASTRONOMIE und andere Dienste
23.6–24                RADIO ASTRONOMIE und andere Dienste
31,3–31,5             RADIO ASTRONOMIE und andere Dienste

Siehe auch

Verweise

Weiterlesen

Zeitschriften
Bücher
  • Bruno Bertotti (Hrsg.), Moderne Kosmologie im Rückblick . Cambridge University Press 1990.
  • James J. Condon, et al.: Essential Radio Astronomy. Princeton University Press, Princeton 2016, ISBN  9780691137797 .
  • Robin Michael Green, Sphärische Astronomie . Cambridge University Press, 1985.
  • Raymond Haynes, Roslynn Haynes und Richard McGee, Explorers of the Southern Sky: A History of Australian Astronomy . Cambridge University Press 1996.
  • JS Hey, Die Evolution der Radioastronomie. Neale Watson Akademiker, 1973.
  • David L. Jauncey, Radioastronomie und Kosmologie. Springer 1977.
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  • Albrecht Krüger, Einführung in die Solare Radioastronomie und Radiophysik. Springer 1979.
  • David PD Munns, A Single Sky: Wie eine internationale Gemeinschaft die Wissenschaft der Radioastronomie schmiedete. Cambridge, MA: MIT Press, 2013.
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  • Joseph Lade Pawsey und Ronald Newbold Bracewell, Radioastronomie. Clarendon-Presse, 1955.
  • Kristen Rohlfs, Thomas L. Wilson, Werkzeuge der Radioastronomie . Springer 2003.
  • DT Wilkinson und PJE Peebles, Serendipitous Discoveries in Radio Astronomy. Green Bank, WV: National Radio Astronomy Observatory, 1983.
  • Woodruff T. Sullivan III, Die frühen Jahre der Radioastronomie: Reflexionen 50 Jahre nach Janskys Entdeckung. Cambridge, England: Cambridge University Press, 1984.
  • Woodruff T. Sullivan III, Kosmisches Rauschen: Eine Geschichte der frühen Radioastronomie. Cambridge University Press, 2009.
  • Woodruff T. Sullivan III, Klassiker der Radioastronomie . Reidel Verlag, Dordrecht, 1982.

Externe Links