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Das Prinzip der Radiointerferometrie


Radioteleskope ermöglichen es Astronomen, Vorgänge im Universum zu beobachten, die bei anderen Wellenlängen nicht zugänglich sind. Teleskope für den Infrarotbereich, für optische Wellenlängen oder gar den Röntgenbereich beobachten in erster Linie "heiße" Materie (Sterne, heißes oder warmes Gas), können aber die Emission von "nicht-thermischen" Prozessen nicht wahrnehmen. Solche Strahlung wird zum Beispiel von dünnem Gas in Magnetfeldern abgegeben, wie es in allen Galaxien vorkommt, aber auch in der Nähe von Schwarzen Löchern und Pulsaren. Diese sogenannte Synchrotron-Strahlung ist überdies der einzige Weg, um etwas über den Ursprung und die Entwicklung von Magnetfeldern im Universum herauszufinden.

Text? Der Unterschied zwischen der optischen Erscheinung einer Galaxie und ihrem Aussehen im Radiobereich wird sehr schön durch das nebenstehende Bild illustriert. Es zeigt eine kombinierte optische und Radioaufnahme der Galaxie NGC5128, unter Radioastronomen besser bekannt als Centaurus A. Die Radioemission ist um ein vielfaches ausgedehnter als die optische Galaxie (in der Bildmitte) vermuten läßt (NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration, Capella Observatory, and Ilana Feain, Tim Cornwell, and Ron Ekers, CSIRO/ATNF, R. Morganti, ASTRON, and N. Junkes, MPIfR).

Leider sind Radiowellen sehr groß (Wellenlängen von Metern bis Zentimetern), und deswegen haben Radioteleskope eine sehr geringe Auflösung, können also nur grobe Details in einer Radioquelle abbilden. Das menschliche Auge hat zum Beispiel ein höheres Auflösungsvermögen als die meisten Radioteleskope. Die Lösung dieses Problems ist, mehrere, weit voneinander entfernte Radioteleskope zu nutzen und ihre Signale zu kombinieren. Das Auflösungsvermögen wird dann von dem größten Abstand der verwendeten Teleskope bestimmt. Diese sogenannte Interferometrie, oder auch Apertursynthese wurde in den 1960er Jahren entwickelt und ist die Grundlage fast aller neuen Radioteleskope, die derzeit gebaut werden.

Text?Auch wenn bei der Radiointerferometrie mitunter 40 Einzelteleskope oder mehr gleichzeitig beobachten, werden doch nur die Signale von jeweils zwei Teleskopen miteinander verrechnet. Auf diesem Bild sieht man 5 Teleskope eines Radiointerferometers in Australien (ATNF), die zusammen 10 Interferometerpaare ergeben. Jedes Einzelteleskop empfängt und verstärkt dabei eine Radiowelle, und dieses Signal wird digitalisiert und zu einem Großrechner geschickt. Das meiste dieses Signals ist "Rauschen", ein völlig zufälliges Signal, das aus der Elektronik oder anderen Quellen kommt. Nur ein kleiner Teil des digitalisierten Signals enthält Informationen über die beobachtete Radioquelle. Der Großrechner multipliziert kurze Stücke dieser Daten miteinander und filtert so den Anteil der Signale heraus, der an beiden Teleskopen gleich ist, und daher von der beobachteten Quelle kommt. Viele solcher Messungen können dann zusammengenommen und zu einem Bild verarbeitet werden.

Das Neue an Lofar ist, daß die einzelnen Teleskope, oder Stationen, keine beweglichen Teile mehr enthalten. Die Blickrichtung wird nicht mehr durch das Ausrichten eines großen Reflektors gewählt, sondern wird durch geschicktes Addieren der Signale gewählt. Lofar kann seiner Blickrichtung deswegen sehr schnell (innerhalb weniger Sekunden) ändern. Herkömmliche Teleskope brauchen hingegen mehrere Minuten, um zum Beispiel von Osten nach Westen zu schwenken. Außerdem ist der Bereich am Himmel, den Lofar gleichzeitig beobachten kann, sehr groß. Bei einer Frequenz von 150 MHz beispielsweise können viele Quadratgrad gleichzeitig abgebildet werden, sehr viel mehr als mit herkömmlichen Methoden.