Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Radioastronomie
Die Entwicklung leistungsfähiger Empfänger – insbesondere für die Radiospektroskopie – stellt eine
große ingenieurtechnische Herausforderung dar. Spektroskopie in der Radioastronomie unterscheidet
sich prinzipbedingt stark von der spektralen Zerlegung gewöhnlichen Lichts, wie es beispielsweise mit
Beugungsgittern geschieht. Das Ziel ist aber das Gleiche: Die Untersuchung eines bestimmten
Frequenzbereichs nach Auffälligkeiten wie z.B. Emissionslinien, die von interstellaren Molekülen
stammen. Der größte Teil der Strahlung, die von Radioteleskopen gemessen wird, besteht aus
thermischer bzw. nichtthermischer Kontinuumsstrahlung. Seit der Vorhersage der 21 cm-Emission des
neutralen Wasserstoffs durch VAN DE HULST im Jahre 1944 weiß man, daß sich radioastronomische
Methoden auch für den Nachweis mehr oder weniger komplizierter Moleküle, die sich besonders in
kühlen interstellaren Gas- und Staubwolken ansammeln, einsetzen lassen. Gerade aus diesem Gebiet
konnten in den letzten Jahrzehnten viele interessante Entdeckungen gemeldet werden – so z.B. daß es
in Richtung galaktisches Zentrum riesige Äthanolvorkommen gibt („Wodka Gorbatschov“), die noch
völlig unerschlossen sind … ;-)
Das Prinzip der Radiospektroskopie besteht darin, den nutzbaren Frequenzbereich in viele kleine,
aneinanderliegende schmale „Bänder“ einzuteilen, die man gewöhnlich als „Kanäle“ bezeichnet.
Indem man die Intensität der Radiostrahlung in jeden einzelnen von diesen Kanälen bestimmt, erhält
man in der Auflösung der Kanalbandbreite ein Spektrum. Wenn man beispielsweise Radiolinien von
Molekülen aufzeichnen möchte, dann muß die Kanalbandbreite natürlich kleiner gewählt werden als
die zu erwartenden Linienbreiten.
Bei einem akustooptischen Spektrometer (AOS) wird die vom Verstärker kommende
Wechselspannung zur Erzeugung einer Schallwelle in einem geeignet gewählten Kristall, der
sogenannten Bragg-Zelle, verwendet. Auf diese Weise entstehen im Kristall Dichteinhomogenitäten
(die zu Änderungen im Brechungsindex führen), deren Veränderung man mit optischen Methoden
verfolgen kann. Dazu wird der Kristall mit einem monochromatischen Laserstrahl bestrahlt und dessen
Ablenkung und Stärke hinter der Bragg-Zelle gemessen, wobei die Ablenkung und die
Intensitätsänderung durch die Beugung des Laserlichts an diesen modulierten Inhomogenitäten
verursacht wird. Wie man zeigen kann, ist in diesem Fall die Winkelauslenkung der Frequenz ν und
die Intensität der Amplitude A des eingespeisten Radiosignals proportional. Hinter dem Kristall
braucht deshalb nur noch eine Zeile von optischen Detektoren (CCD’s) angeordnet und deren
digitalisierten Signale zur Weiterverarbeitung an einen Computer übergeben zu werden. Mit dieser
Methode erreicht man übrigens eine sehr hohe spektrale Auflösung.
Bei sehr kurzen Radiowellen – z.B. bei Millimeterwellen – verwendet man heute für spektroskopische
Zwecke oft sogenannte Autokorrelationsspektrometer, die eine besonders gute spektrale Auflösung
erreichen und in modernen Ausführungen bereits eine ausgefeilte digitale Datenanalyse beinhalten. Für
die Signalverarbeitung wird die mathematische Methode der schnellen Fouriertransformation (FFT)
eingesetzt und in Echtzeit angewendet.
Der Einsatz digitaler Verfahren – möglich gemacht durch die immense Steigerung der Rechenleistung
von Personalcomputern – kennzeichnet quasi die vierte Generation der radioastronomischen
Beobachtungstechnologie. In Verbindung mit interferometrischen Methoden (s.u.) erreicht man
mittlerweile räumliche Auflösungen, welche z.B. die Abbildung des Schwarzen Lochs im galaktischen
Zentrum langsam in den Bereich des Möglichen rückt.
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