Institutsbericht 2010/2011 - Leibniz-Institut für Atmosphärenphysik ...

19 MAARSY: Räumliche Verteilung kosmischer Radiostrahlung
(T. Renkwitz, W. Singer, R. Latteck, G. Stober, M. Rapp)
Für das Antennenfeld des neuen VHF-Radars MAARSY wurden zahlreiche Simulationen zur
Quantifizierung des Strahlungsdiagramms durchgeführt, die es ermöglichten, die Charakteristik
für verschiedene Antennenkonfigurationen der Ausbaustufen zu bestimmen. Diese Simulationen
berücksichtigen sowohl die Eigenschaften der Einzelantennen als auch die Gruppencharakteristik
und damit die Kopplung der Antennen untereinander sowie den Einfluss des Bodens innerhalb
vorgegebener Parameter. Allerdings war es bisher nicht möglich, das Strahlungsdiagramm dieses
Radars und die Positionierung des Radarstrahls experimentell nachzuweisen. Die Kenntnis des
Strahlungsdiagramms, insbesondere die Breite und die Intensität in Hauptstrahlrichtung als auch
die Unterdrückung der Nebenzipfel, sind für die Analyse aller Radarexperimente bedeutend. Aus
diesem Grund wurden nach der vollständigen Inbetriebnahme passive Experimente durchgeführt,
in denen mit dem Radar kosmische Radioquellen beobachtet wurden.
0
5
Cassiopeia A
0
−2
zenith angle /°
10
15
20
25
Cygnus A
−4
−6
−8
power / dB
30
−10
13 15 17 19 21 23 01 03 05 07 09 11
UTC − 2011/12/01 − 2011/12/02
Abb. 19.1: Empfangene Intensität kosmischer Radiostrahlung mit dem MAARSY-Radar vom 1. – 2. Dez.
2011; Die größte Intensität geht von Cygnus A (14:15 UTC) und Cassiopeia A (17:38 UTC) aus.
Die freie Steuerbarkeit des MAARSY-Radarstrahls ermöglicht es, Scans mit sehr guter zeitlicher
und räumlicher Auflösung für die Beobachtungsfrequenz von 53,5 MHz durchzuführen. Für
dieses Experiment wurden 343 von 433 Antennen genutzt, da diese in sieben unabhängigen Antennengruppen
gleicher Eigenschaften aufgeteilt und digital verfügbar sind. Somit ist es möglich,
einen kombinierten Radarstrahl in Software zu generieren, der keine weiteren Kombinierverluste
enthält.
Power /dB
0
−2
−4
−6
−8
observation, beam width: 5.2°
simulation, beam width: 4.2°
GSM, beam width: 5.6°
0 5 10 15 20 25 30 35
zenith angle /°
Abb. 19.2: Intensität der kosmischen Radiostrahlung
für den Supernova-Überrest Cassiopeia
A in Abhängigkeit des Zenitwinkels θ für Beobachtung
(rot) und Modell (schwarz) sowie das simulierte
Strahlungsdiagramm in grün.
In Abb. 19.1 sind die zeitlichen und richtungsabhängigen
Variationen der Empfangsleistung
eines Experiments vom 1. bis zum 2.
Dezember 2011 dargestellt. In diesem Experiment
wurde der Radarstrahl vom Zenit mit 1 ◦
Auflösung bis 34 ◦ Zenitwinkel (θ) nach Süden
(φ =180 ◦ ) geschwenkt. Deutlich zu erkennen
sind die Radiogalaxie Cygnus A (um 14:15 UTC)
und der Supernova-Überrest Cassiopeia A (um
17:38 UTC) und die grüne Kontur der Milchstraße.
Für den beobachteten Zeit- und Winkelbereich
konnte eine Dynamik von 10,5 dB beobachtet werden,
die eine weitere Analyse der zuvor genannten
Hauptrauschquellen gestattet. Zur Verifikation
der Radarstrahlposition wurden der Schwenkwinkel
und die Zeit bestimmt, zu der sich das Signal
der Rauschquelle maximiert. Aus der Zeit des Signalmaximums
kann auf den Positionierungsfehler
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