Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte
der Himmelskugel überstrichen. Auf diese Weise erreicht man eine zeitliche Modulation der
sogenannten Visibilität, die als Ergebnis der Messung über zumeist mehrere Tage oder Wochen
aufgezeichnet wird (hier geht implizit die Annahme mit ein, daß sich innerhalb der Meßzeit die
Intensität der Quelle nicht oder nur sehr wenig ändert). Mit Hilfe einer zweidimensionalen Fourier-
Transformation läßt sich daraus eine hochaufgelöste Abbildung der Radioquelle am Himmel
rekonstruieren die um so besser ist, je mehr Radioteleskope in Form eines Arrays an den Messungen
beteiligt sind. Verwendet man z.B. zwei Radioteleskope, deren Entfernung 5 km beträgt, und
beobachtet man bei einer Wellenlänge von 2 cm, dann erreicht man ein Auflösungsvermögen von ca. 1
Bogensekunde. In der Praxis werden jedoch oft weit mehr als zwei Radioteleskope für derartige
Messungen eingesetzt. Das „Very Large Array“ (VLA) in New Mexico / USA besteht z.B. aus 27
Parabolantennen mit einem Durchmesser von 25 Meter, die eine Y-artige Struktur aus drei Armen von
jeweils 21 Kilometer Länge bilden. Da sich die Teleskope auf Schienen befinden, können ihre
Abstände leicht verändert werden. Abhängig von der Beobachtungswellenlänge erreicht man mit dieser
Anlage eine Winkelauflösung von ausgedehnten Radioquellen zwischen 0.04 (43 GHz) und ca. 2
Bogensekunden.
Für die Entwicklung der Aperture-Synthese-Technik haben übrigens MARTIN RYLE (1918-1984) und
ANTONY HEWISH 1974 (Letzterer insbesondere für die Entdeckung der Pulsare) den Nobelpreis
erhalten.
Very Long Baseline Interferometry (VLBI)
Bei der Interferometrie ist es notwendig, die Signale der einzelnen Teleskope phasengenau zur
Überlagerung zu bringen. Die technische Realisierung dieser Forderung ist verständlicherweise mit
vielen Schwierigkeiten verbunden. Einzelne, voneinander nicht zu weit entfernte Teleskope lassen sich
ja noch recht einfach verkabeln oder die Signale über eine direkte Funkstrecke übertragen. Versucht
man jedoch Radioteleskope, die Hunderte, ja sogar Tausende Kilometer voneinander entfernt sind, zu
verbinden, dann sind Kabel aus vielerlei Gründen völlig unbrauchbar. Aber mit der Entwicklung
äußerst genauer, von der Erdrotation unabhängiger und jederzeit reproduzierbarer Zeitstandards in
Form von Atomuhren eröffnete sich ein völlig anderer Weg, die Signale unterschiedlicher
Radioteleskope, welche alle gleichzeitig eine kosmische Radioquelle beobachten, zu synchronisieren.
Die Grundidee besteht darin, nicht nur die Meßwerte aufzuzeichnen, sondern sie auch noch zusätzlich
mit präzisen Zeitmarken zu versehen. Für die Speicherung verwendet man häufig Magnetbänder, auf
welche die Signale der Radioquelle, nachdem sie nach dem Heterodyn-Prinzip auf eine niedrigere
Zwischenfrequenz transformiert wurden, aufgezeichnet werden. Auf einer Parallelspur werden
synchron zu diesem Nutzsignal in gleichmäßigen Abständen die von einer Atomuhr stammenden
Zeitimpulse gespeichert. Wenn man gewährleistet, daß die Atomuhren (meistens Wasserstoff-Maser)
bei den einzelnen Radioteleskopen des Arrays mit einer relativen Genauigkeit von besser als
synchronisiert sind, dann kann man nachträglich die Bandaufzeichnungen simultan ablaufen lassen und
im Labor (genauer mit Hilfe eines leistungsfähigen Computers, dem Korrelator) das Interferenzsignal
erzeugen. Auf diese Weise lassen sich im Prinzip alle geeigneten Radioteleskope weltweit miteinander
zu einem riesigen, interkontinentalen Interferometer zusammenschalten. Wegen der dabei erreichten
Basislängen von z.T. mehreren Tausend Kilometern nennt man dieses Verfahren „very-long baseline
interferometry“ oder kurz VLBI.
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