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Interferometer aus Radioteleskopen Aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Ein Interferometer aus Radioteleskopen wird benutzt, um mit vielen kleineren Einzelanlagen eine hohe Winkelauflösung zu erreichen. Diese führt zu trennscharfen Bildern nahe beieinander liegender Radioquellen oder kompakter Quasare und ist auch bei räumlich ausgedehnten Strahlungsquellen von großer Bedeutung.
Die Radioteleskope der Radioastronomie unterscheiden sich nur wegen der erheblich größeren Wellenlänge von den Spiegelteleskopen der optischen Astronomie. Es gelten aber identische physikalische Gesetze, wenn es um das Auflösungsvermögen Δα entfernter Objekte geht. Das Dawes-Kriterium liefert die Abschätzung (Δα im Bogenmaß):
die auch theoretisch bestätigt wird. Ein Spiegelteleskop mit 10 m Durchmesser kann bei grünem Licht theoretisch einen Wert von Δα ≈ 0,011 Bogensekunden erreichen, in der Praxis muss man 0,2 Bogensekunden rechnen. Das Very Large Array mit 36 km Durchmesser kann bei 7 mm Wellenlänge eine beste Winkelauflösung von 0,04 Bogensekunden erreichen, gemessen wurden 0,05 Bogensekunden. Das wird übertroffen durch das Very Long Baseline Array mit einer größten Entfernung D von 8611 km und Δα ≈ 0,001 Bogensekunden – 500 mal besser als mit optischen Geräten!
Das Dawes-Kriterium sagt nicht aus, dass alle Photonen, die innerhalb des Öffnungsdurchmessers D „eingefangen“ werden, auch tatsächlich ausgewertet werden müssen. Das Auflösungsvermögen wird nicht verschlechtert, wenn man nur die im Abstand D auftreffenden Randstrahlen auswertet. Dadurch nimmt man aber massive Probleme mit Mehrdeutigkeit in Kauf.
Wie im obersten Bild gezeigt, darf die Fläche eines Parabolspiegels aus Gründen der Windlast auch durchlöchert sein. Es ist sehr schwer, die Parabolform eines sehr großen Spiegels (siehe Radioteleskop Effelsberg) beim Bewegen und Kippen sicherzustellen. Feste Spiegel wie beim Arecibo-Observatorium schränken die Beobachtungsmöglichkeiten zu stark ein, weshalb man zu Anordnungen separater Einzelantennen übergeht. Dabei werden die blauen Segmente im obersten Bild zu Einzelparaboloiden verformt und in gegenseitigem Abstand mit jeweils einem separaten Empfänger im Fokus gebaut. Aus deren Beiträgen wird im Computer das Bild rekonstruiert, wobei mehrere Probleme zu lösen sind:
Ursache für diese Mehrdeutigkeiten sind die gleichen Abstände der Antennen. Eine eindeutige Lokalisierung von Objekten erfordert möglichst viele unterschiedliche Abstände (engl.: baseline) zwischen den Antennen, die zusätzlich unterschiedlich orientiert sein müssen. Nur dann ergibt sich für jede Kombination aus zwei Antennensignalen ein anderes Interferenzmuster. Summiert man ausreichend viele, bleibt pro Objekt ein einziger Häufungspunkt übrig und die Bildqualität wird akzeptabel. Mit n Teleskopen kann man
unterschiedliche baselines wählen (siehe abzählende Kombinatorik). Am Very Large Array mit seinen 27 Antennen lassen sich also maximal 351 baselines unabhängig voneinander einstellen. Die sternförmige Schienenanlage ermöglicht auch unterschiedliche Orientierungen.
Technisch funktioniert die Radio-Interferometrie durch Überlagerung der Signale von zwei oder mehr Radioteleskopen. Die Überlagerung kann elektrisch erfolgen, falls direkte Kabelverbindungen zwischen den Teleskopen praktikabel sind, oder sie wird auf Computern simuliert. Bei Very Long Baseline Array werden die empfangenen Signale gemeinsam mit präzisen Zeitmarken gespeichert und per Internet übertragen. Bei speziellen Interferometriemethoden wie dem VLBI sucht man die beste Korrelation zweier Signale iterativ, indem man sie in kleinsten Schritten zeitlich gegeneinander verschiebt.
Das überlagerte Signal wird mit Hilfe mathematischer Methoden der Fourier-Analysis ausgewertet. Das Ergebnis ist eine Karte des beobachteten Bereiches, die idealerweise die gleiche Auflösung hat wie von einem Radioteleskop mit einem Durchmesser, der dem Abstand der Einzelantennen des Interferometers entspricht.
Beispiele für Radiointerferometer:
In jedem Fall führt die Interferometrie nur dann zu einem Ergebnis, wenn sich der Wegunterschied der unterschiedlichen Signale ändert, denn in der Fourier-Transformation wird die Stärke des Signals in Abhängigkeit vom Wegunterschied ausgewertet. Da Interferometer in der Radioastronomie meist auf der Rotation der Erde beruhen, tritt die Weglängenveränderung in Ost-West-Richtung auf, so dass die Auflösung vorwiegend in dieser Richtung verbessert wird.
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