Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Radioastronomie
Auflösungsvermögen eines einzelnen Radioteleskops noch weiter. Das bedeutet in der Praxis, daß
Radioteleskope prinzipbedingt immer beugungsbegrenzt arbeiten. Man hat seit dem Aufkommen der
Radioastronomie viel unternommen, um das Auflösungsvermögen von Radioteleskopen zu steigern.
Das führte zur Entwicklung der Interferometrie (über die noch detailliert berichtet wird, 4.4.2), mit
deren Hilfe letztendlich das Auflösungsvermögen der optischen Teleskope weit übertroffen werden
konnte. Durch diese technische Innovation gelangten nun auch kosmische Einzelobjekte geringer
Winkelausdehnung wie protostellare Scheiben oder Akkretionsscheiben und Jets um Schwarze Löcher
in das Visier der Radioastronomen. Gerade die dadurch möglich gewordenen Detailuntersuchungen
haben zu vielen neuen Einblicken und zu Neuinterpretationen optischer Beobachtungen geführt. Als
Beispiel sei z.B. das Standardmodell aktiver Galaxienkerne genannt, welches das Erscheinungsbild
verschiedener „Galaxientypen“ unter einem gemeinsamen, einheitlichen Gesichtspunkt zusammenfaßt.
Der Durchmesser eines Radiospiegels (der meist die Form eines Paraboloids hat) ist nicht nur für das
Auflösungsvermögen (ausgedrückt durch die „beam width“ oder „Keulenbreite“ α ) verantwortlich,
sondern auch für das „Sammelvermögen“, d.h. für die „Menge“ an elektromagnetischer Strahlung, die
zum Empfänger reflektiert wird. Die technische Größe, die diesen Sachverhalt beschreibt, ist die
„Empfängerfläche“. Es gilt hier das gleiche Prinzip wie in der optischen Astronomie. Je größer die
Empfängerfläche ist, desto schwächere Radioquellen können detektiert werden.
Parabolantennen haben sich in der Radioastronomie als besonders geeignet erwiesen, obwohl - meist
für Spezialzwecke – auch andere Antennentypen zum Einsatz kommen. Die Entdeckung der 3 K
Hintergrundstrahlung durch ARNO PENZIAS und ROBERT W.WILSON (1965) gelang z.B. mit einer
sogenannten Hornantenne und JANSKI führte 1932 seine bahnbrechenden Untersuchungen der
galaktischen Radiostrahlung mit einer aus Dipolen bestehenden Rahmenantenne durch.
Die Oberflächengenauigkeit, die ein Parabolreflektor aufweisen muß, hängt von der Wellenlänge ab, in
der die kosmischen Objekte beobachtet werden sollen. Je kürzer die Wellenlänge ist, desto größere
Anforderungen werden an die Genauigkeit der Form der Antennenschüssel gestellt. Die Abweichungen
von der idealen Paraboloidform sollten etwas geringer sein als die Beobachtungswellenlänge. In
diesem Zusammenhang stellen gerade Reflektoren für den Millimeter- und Submillimeterbereich
besondere technische Herausforderungen dar. Bei nicht zu kleinen Wellenlängen braucht die
Reflektorfläche nicht unbedingt aus Metallplatten bestehen. Auch ein Drahtnetz – dessen
Maschenweite ungefähr der Bedingung min /10 λ ≤ genügt, ist geeignet.
Bei sehr großen Reflektoren müssen darüber hinaus auch noch die Verformungen durch das
Eigengewicht, die bei der Ausrichtung auf kosmische Objekte in unterschiedlicher Höhe über dem
Horizont entstehen, auf diffizile Art und Weise ausgeglichen werden. Das Effelsberger 100-Meter
Teleskop nutzt dafür beispielsweise das Prinzip der „homologen Verformung“ was nichts anderes
bedeutet, als daß man die Formänderungen des Spiegels bei verschiedenen Kippwinkeln bewußt
zuläßt. Der Ausgleich wird durch die Form der Stützkonstruktion erreicht, die so ausgelegt ist, daß sie
die Deformationen durch die Schwerkraft letztendlich wieder rückgängig macht. Die dafür
notwendigen sehr komplexen Berechnungen während der Konstruktionsphase erfolgen heute mit den
Methoden der finiten Elemente (FEM), die in allen Bereichen des Maschinenbaus überaus erfolgreich
eingesetzt wird.
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