Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Radioastronomie
Zwei feststehende Radioteleskope A und B, die um d (der Basislänge) voneinander entfernt sind, sollen
ein und dieselbe Punktquelle beobachten. Fällt die als eben angenommene Wellenfront schräg, d.h. bei
einer Zenitdistanz Θ ein, dann erreicht sie zuerst das Radioteleskop A und τ d Sekunden später das
Radioteleskop B. Dieser Zeitunterschied ist der größeren Lauflänge L (dem Gangunterschied)
geschuldet, den das Signal auf dem Weg zu B zusätzlich zurücklegen muß. Aufgrund der Erdrotation
ändert sich L dauernd, wodurch – sobald man beide Eingangssignale in einem Korrelator überlagert –
sich je nach Phasenlage Verstärkung und Auslöschung periodisch wiederholen. Trifft z.B. bei A eine
Wellenfront und bei B ein Wellental ein, dann erfolgt destruktive Interferenz und das korrelierte Signal
wird ausgelöscht. Trifft dagegen bei B auch eine Wellenfront ein, dann kommt es zu einer
Signalverstärkung (konstruktive Interferenz). Befindet sich die Radioquelle genau über dem
Mittelpunkt der Grundlinie des Interferometers, dann läuft das korrelierte Signal vom Maximum zum
Minimum sobald sich die Wellenlängendifferenz um λ / 2 ändert. Offensichtlich muß sich dazu die
Radioquelle am Himmel um den Winkel λ /d weiterbewegt haben. Was man am Ausgang des
Korrelators beobachtet, sind demnach nichts anderes als gewöhnliche Interferenzstreifen, deren
„Winkelabstand“ dem Auflösungsvermögen einer Antenne mit dem Durchmesser d entspricht.
Ein Defizit dieser einfachen Anordnung ist jedoch, daß - wenn das Interferometer ein maximales
Signal liefert - zwar klar ist, daß die Weglängendifferenz ein ganzzahliges Vielfaches der
Beobachtungswellenlänge ist. Man weiß aber nicht, wie viele Wellenlängen das konkret sind. Oder
anders ausgedrückt, aus einem detektierten Maximum kann man nicht ad hoc den Ort der Punktquelle
in der Auflösung des Interferometers bestimmen. Das wird erst möglich, wenn weitere Radioteleskope
mit unterschiedlicher Basislänge eingesetzt werden. Man gelangt dann zur sogenannten Synthese-
Interferometrie. Die Idee besteht darin, daß mehrere zusammengeschaltete Radioteleskope genau dann
alle gleichzeitig ein maximales Signal liefern, wenn sich die Radioquelle genau über dem Mittelpunkt
aller Grundlinien des Interferometers befindet. Es soll jedoch nicht unerwähnt bleiben, daß sich die
Ortsbestimmung von ausgedehnten Radioquellen (die gewissermaßen vom Interferometer aufgelöst
werden) schwieriger gestaltet. Mit vielen verschiedenen Basislängen ist aber eine Feinuntersuchung bis
hin zur mathematischen Bildrekonstruktion (Apertur-Synthese) mit sehr hoher räumlicher Auflösung
möglich.
Erdrotations-Synthese
Bei diesem Verfahren, welches am Mullard Radio-Astronomie-Observatorium in Cambridge
(England) entwickelt wurde, reichen im Prinzip zwei Teleskope mit einem festen Abstand aus, die
möglichst in Ost-West-Richtung angeordnet sein sollten. Diese beiden Antennen bewegen sich
aufgrund der Erdrotation am Tag einmal – von außerhalb der Erde betrachtet – auf einen Kreis, wobei
von der Radioquelle aus gesehen stets nur die Projektion der Verbindungslinie der beiden
Radioteleskope zu sehen ist. Sie ist offensichtlich am größten, wenn die Radioquelle genau senkrecht
über d steht und wird 0, wenn die beiden Teleskope in bezug auf die Radioquelle eine Linie bilden.
Das bedeutet, das allein durch die Rotation der Erde die Größe τ d (die Zeitverzögerung der beiden
Signale, die der gleichen Wellenfront entsprechen) einen kontinuierlichen Wertebereich durchläuft.
Oder anders ausgedrückt: Denkt man sich einen Radiospiegel als „raumfest“, dann scheint der andere
im Laufe eines Tages um ihn herumzuwandern. Innerhalb von 12 Stunden wird demnach ein „Ring“ an
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