#10 – Radiosignale im Universum: Amateur vs. Wissenschaft

 

Die Erforschung kosmischer Radiosignale mit Amateur-Equipment

Einleitung: Die Faszination der Radioastronomie für Hobbyisten

Die Radioastronomie stellt ein faszinierendes Teilgebiet der Astronomie dar, das sich der Untersuchung von Himmelsobjekten mittels Radiowellen widmet. Im Gegensatz zum sichtbaren Licht können Radiowellen interstellaren Staub und Gaswolken durchdringen, die für optische Teleskope undurchlässig sind. Dies eröffnet einzigartige Einblicke in Phänomene und Regionen des Universums, die sonst verborgen blieben.[1, 2] Die Möglichkeit, das Universum auf einer für das menschliche Auge unsichtbaren Ebene zu erkunden, macht dieses Feld besonders reizvoll.

Die Geschichte der Radioastronomie begann mit Pionieren, die mit vergleichsweise einfachen Mitteln bahnbrechende Entdeckungen machten. Karl Jansky entdeckte in den 1930er Jahren zufällig Radiostrahlung aus dem Zentrum unserer eigenen Milchstraße, und Grote Reber baute in den 1940er Jahren in seinem Garten eine 9,5 Meter große Parabolantenne, um diese kosmischen Radiowellen nachzuweisen.[1, 2] Diese frühen Erfolge zeigen, dass signifikante Beobachtungen auch außerhalb großer Forschungsinstitute möglich sind. Die Tatsache, dass die grundlegenden und bahnbrechenden Entdeckungen der Radioastronomie mit Geräten gemacht wurden, die nach heutigen Maßstäten als „Amateur-Ausrüstung“ gelten würden, unterstreicht das Potenzial für Hobbyisten, den Pioniergeist des Feldes fortzusetzen und möglicherweise sogar wichtige Beiträge zu leisten. Dies verleiht der Amateur-Radioastronomie eine besondere Anziehungskraft, da sie nicht nur als Hobby, sondern als direkte Fortführung der wissenschaftlichen Entdeckungsreise positioniert wird.

Für Amateure bietet die Radioastronomie eine spannende Möglichkeit, das Universum auf einer unsichtbaren Ebene zu erleben. Ein wesentlicher Vorteil gegenüber der optischen Astronomie ist die Unabhängigkeit von klaren Nächten; Radiobeobachtungen können oft auch tagsüber oder bei bewölktem Himmel durchgeführt werden.[3] Dies erweitert die Beobachtungsmöglichkeiten erheblich und ermöglicht eine kontinuierlichere Datenerfassung. Die Fähigkeit, Phänomene zu „sehen“, die optischen Teleskopen verborgen bleiben, unterstreicht den einzigartigen Wert der Radioastronomie für Amateure und fördert eine umfassendere, multi-Wellenlängen-Perspektive auf Himmelsobjekte. Lebendige Gemeinschaften und Organisationen wie die Society of Amateur Radio Astronomers (SARA) bringen Amateur-Radioastronomen zusammen, fördern den Wissensaustausch und initiieren gemeinsame Projekte, was den Einstieg und die Weiterentwicklung in diesem Bereich erleichtert.[4]

Der Einstieg in die Amateur-Radioastronomie ist oft überraschend kostengünstig. Einfache DIY-Setups, die häufig auf umfunktionierten Satellitenschüsseln oder selbstgebauten Dipolantennen basieren, ermöglichen bereits die Detektion einiger der stärksten Radioquellen im Universum.[5, 6, 7, 8, 9] Die Gesamtkosten für grundlegende Projekte können teilweise unter 100 Euro liegen, beispielsweise durch die Wiederverwendung alter Satellitenschüsseln und den Einsatz preiswerter Komponenten wie LNBs (Low Noise Block Downconverter) und Software Defined Radio (SDR) Sticks.[5, 6, 10] Fortgeschrittene Amateure können sogar zu professionellen Forschungsprojekten beitragen, indem sie Daten sammeln, analysieren und ihre Beobachtungen mit der wissenschaftlichen Gemeinschaft teilen.[11]

Grundlagen des Radioempfangs aus dem All

Radiowellen sind ein Teil des elektromagnetischen Spektrums, charakterisiert durch lange Wellenlängen und niedrige Frequenzen. Sie werden von einer Vielzahl von Himmelsobjekten emittiert, darunter Sterne, Galaxien, Supernova-Überreste und Pulsare.[1, 2] Die auf der Erde empfangene Intensität astronomischer Radiowellen ist aufgrund der immensen Entfernungen extrem gering. Daher erfordert die Radioastronomie sehr große Antennen zur Bündelung der schwachen Signale und extrem empfindliche Empfangsgeräte zur Verarbeitung.[1, 2] Die Standardeinheit für die spektrale Flussdichte (Signalstärke) in der Radioastronomie ist das Jansky (Jy), benannt nach Karl Jansky. Ein Jansky entspricht $10^{-26}$ Watt pro Quadratmeter pro Hertz.[12, 13, 14] Diese Einheit ermöglicht es, die Stärke kosmischer Radioquellen unabhängig von den spezifischen Eigenschaften des Empfangsgeräts zu quantifizieren.

Unterschiede zwischen professioneller und Amateur-Radioastronomie

Die Radioastronomie wird sowohl von professionellen Observatorien als auch von Amateuren betrieben, wobei sich die Ansätze und die eingesetzte Technik erheblich unterscheiden.

Professionelle Radioastronomie:

Professionelle Observatorien nutzen gigantische Antennen, wie das 100-Meter-Green-Bank-Teleskop, das ehemalige 305-Meter-Arecibo-Observatorium oder Arrays wie das Very Large Array (VLA) mit 27 einzelnen 25-Meter-Schüsseln, um höchste Empfindlichkeit und Winkelauflösung zu erzielen.[1, 15, 16, 17] Die Ausrüstung umfasst hochpräzise Montierungen (oft Alt-Azimut), aktive Oberflächen zur Kompensation von Verformungen und komplexe, oft gekühlte Empfängersysteme, die vor Radiofrequenzinterferenzen (RFI) geschützt sind.[15, 18] Typische Beobachtungszeiten, auch „Integrationszeiten“ genannt, können von 2000 Sekunden für Einzelgerichte bis zu 12 Stunden für Apertursynthese-Instrumente reichen, abhängig vom Beobachtungsziel und der Variabilität der Quelle.[19] Die Kosten für solche Anlagen belaufen sich auf Millionen bis Milliarden Euro.

Amateur-Radioastronomie:

Amateure verwenden kleinere Antennen, die oft DIY-Lösungen sind, wie umgebaute Satellitenschüsseln (typischerweise 1-3 Meter Durchmesser) oder selbstgebaute Dipolantennen.[5, 6, 20, 21] Sie setzen auf kostengünstige und leicht verfügbare elektronische Komponenten wie LNBs, Software Defined Radio (SDR) Sticks und Personal Computer für die Signalverarbeitung.[5, 6, 7, 8, 10, 18, 20, 21] Obwohl die Empfindlichkeit geringer ist, kann durch Techniken wie die Integration oder Mittelung von Signalen über längere Zeiträume das Rauschen reduziert und schwache Signale sichtbar gemacht werden.[6, 8, 18, 21, 22] Die Kosten für den Einstieg liegen typischerweise bei wenigen hundert Euro.[5, 6, 10, 21] Das Hauptziel ist oft die Detektion bekannter, starker Radioquellen und das praktische Verständnis der Grundlagen der Radioastronomie.[4, 9]

Herausforderungen für Amateure: Radiofrequenzinterferenzen (RFI)

Eine der größten Herausforderungen in der Radioastronomie, insbesondere für Amateure in besiedelten Gebieten, ist die zunehmende Radiofrequenzinterferenz (RFI) durch menschliche Quellen wie Mobilfunk, WLAN, Fernsehen und andere elektronische Geräte. Experten sprechen von einem „sich schließenden Fenster ins All“, da immer mehr Frequenzbereiche durch Störungen unbrauchbar werden.[1] Diese Störungen können die schwachen kosmischen Nutzsignale maskieren oder zu Fehlalarmen führen.[18] Die zunehmende RFI stellt eine grundlegende Begrenzung dar, die zukünftige Amateur-Entdeckungen erschweren und die Notwendigkeit ausgefeilterer RFI-Minderungstechniken oder die Verlagerung in abgelegenere Gebiete mit sich bringen könnte. Dies unterstreicht die Dringlichkeit und Wichtigkeit von RFI-Bewusstsein und -Minderungsstrategien für Amateur-Radioastronomen, was die Wahl der Ausrüstung und der Beobachtungsorte beeinflussen kann.

Die Wahl eines möglichst störungsarmen Standorts (abseits von Stromleitungen und Gebäuden) und der sorgfältige Schutz der Elektronik sind daher entscheidend für erfolgreiche Beobachtungen.[6, 23] Um dennoch schwache Signale erfassen zu können, ist die Integration oder Mittelung von FFT-Abtastwerten über die Zeit eine entscheidende Methode, die in mehreren Kontexten erwähnt wird, insbesondere für die Wasserstofflinie und Pulsare.[6, 18, 21, 22] Diese Technik zeigt, wie eine grundlegende Einschränkung, nämlich die geringere Empfindlichkeit kleiner Amateurantennen, teilweise durch die Nutzung von Zeit und Rechenleistung überwunden werden kann. Es besteht ein direkter kausaler Zusammenhang zwischen Signalschwäche und der erforderlichen Beobachtungsdauer sowie der Signalverarbeitung. Dies vermittelt ein Schlüsselprinzip, das Amateuren die Detektion ansonsten unerfassbarer Quellen ermöglicht, und betont die Bedeutung von Software- und Datenverarbeitungsfähigkeiten neben dem Hardwarebau.

Die bekanntesten Radiosignalquellen und ihre Nachweisbarkeit

Die folgende Tabelle bietet eine Übersicht über bekannte Radiosignalquellen im Universum, deren typische Frequenzbereiche, geschätzte Flussdichten und ihre Nachweisbarkeit mit Hobby-Equipment. Die Quellen sind nach ihrer Bekanntheit und absteigenden Signalstärke geordnet, wobei der Schwerpunkt auf der Messbarkeit mit nicht-wissenschaftlicher Ausrüstung liegt.

Tabelle 1: Bekannte Radiosignalquellen und ihre Nachweisbarkeit für Amateure

Signalquelle	Typische Frequenzbereiche	Typische Flussdichte (Stärke)	Nachweisbarkeit mit Hobby-Equipment	Kategorie
Sonne	10 – 2000 MHz[8, 24]	$10^5$ Jy (ruhig), bis zu $10^9$ Jy (Bursts)[8, 24]	Einfach[8, 9]	Sonnensystem
Jupiter-Bursts (DAM)	18 – 22 MHz (typisch Radio JOVE), bis 40 MHz[7, 23, 25]	Bis zu 400.000 Jy[26]	Einfach[7]	Sonnensystem
Cassiopeia A (Cas A)	1420 MHz, auch 408/1240 MHz[18, 27, 28]	2400 – 2720 Jy bei 1420 MHz[27, 28, 29]	Mittel / Fortgeschritten[9, 18, 27]	Galaktisch
21-cm-Wasserstofflinie	1420.405 MHz[20, 30]	Sehr schwach, erfordert Integration[6, 20]	Fortgeschritten[6, 20, 21]	Galaktisch
Cygnus A (Cyg A)	Breitband, z.B. 5 GHz[31, 32]	$10^4$ Jy[24]	Fortgeschritten[9]	Extragalaktisch
Galaktisches Zentrum (Sgr A*)	Variabel, z.B. 620 MHz[33]	0.5 Jy bei 620 MHz[33]	Sehr Fortgeschritten[33, 34]	Galaktisch
Pulsare	Variabel, z.B. 400 MHz, 1400 MHz[14, 18]	Extrem schwach, z.B. Vela Pulsar 5 Jy bei 400 MHz[14]	Sehr Fortgeschritten / Professionell[14, 18, 22]	Galaktisch

Die Sonne: Der stärkste Radiosender in unserer Nähe

Die Sonne ist die mit Abstand hellste natürliche Radioquelle am Himmel, was sie zu einem idealen Ziel für den Einstieg in die Radioastronomie macht.[12] Sie emittiert verschiedene Arten von Radiostrahlung, darunter kurzzeitige „Bursts“ (Typ I, II, III, IV, V), die mit Sonneneruptionen und koronalen Massenauswürfen verbunden sind, sowie eine kontinuierliche Hintergrundstrahlung.[8, 35] Die mit Flares verbundenen solaren Radioemissionen weisen die höchste empfangene Leistungsdichte aller Himmelsradioquellen auf.[8] Die stärksten und häufigsten Emissionen der Sonne liegen im Hochfrequenzband (HF). Frequenzen unter 10 bis 15 MHz werden jedoch von der Erdatmosphäre, insbesondere der Ionosphäre, blockiert und können daher nicht direkt von der Erde aus empfangen werden.[8] Typische Frequenzbereiche für Amateurbeobachtungen liegen zwischen 10 MHz und 2000 MHz.[8]

Die Sonne wird als primärer Startpunkt für neue Amateur-Radioastronomen empfohlen, um Vertrauen und grundlegende Fähigkeiten aufzubauen, bevor sie sich an anspruchsvollere Ziele wagen. Die relative Einfachheit des erforderlichen Aufbaus und die hohe Signalstärke senken die Eintrittsbarriere erheblich, was die Sonne zu einem idealen ersten Projekt macht.[8, 9]

Benötigte Technik (Hobby vs. Wissenschaftlich)

Hobby:

Ein sehr einfacher Einstieg ist bereits mit einem Kurzwellenempfänger in Kombination mit einer Dipolantenne möglich, um stärkere solare Radioemissionen zu detektieren.[8] Ein gängiges DIY-Setup verwendet eine umfunktionierte Satellitenschüssel (mindestens 1 Meter Durchmesser, parabolisch oder Offset), einen LNB (Low Noise Block Downconverter), Koaxialkabel, F-Stecker, eine 12-18V Gleichstromversorgung und ein Satelliten-Signalstärkemessgerät. Eine gebrauchte Schüssel kostet nur etwa 3-5€, ein LNB ca. 10€ und ein gebrauchter Satellitenfinder ca. 5€.[5, 6] Das von der NASA unterstützte Radio JOVE Projekt bietet Bausätze mit Dipolantennen und Empfängern (oder modernen SDRplay RSP1B-Empfängern) speziell für den Frequenzbereich um 20 MHz an.[7, 23, 36, 37, 38] Ein einzelner Dipol kann bereits die stärkeren solaren Bursts erfassen, während ein Dual-Dipol-Array die Empfindlichkeit erhöht.[36]

Wissenschaftlich:

Professionelle Observatorien nutzen spezialisierte Radioteleskope und Interferometer, um hochauflösende Spektren und Bilder der Sonnenaktivität zu erstellen, die detaillierte Einblicke in die physikalischen Prozesse auf der Sonne ermöglichen.

Messmethoden, Dauer und Besonderheiten

Messmethoden:

Die direkteste Methode ist das Audio-Monitoring: Während eines solaren Bursts erhöht sich die Lautstärke des Hintergrundrauschens im Empfänger, erreicht einen Höhepunkt und nimmt dann wieder ab.[8] Mit einem SDR-Empfänger und entsprechender Software (z.B. SDRSharp oder Radio-Sky Spectrograph) können Breitbandspektren und Spektrogramme visualisiert werden. Hier leuchten die Signalintensitäten während eines Bursts auf und zeigen oft eine charakteristische „Haifischflossen“-Form.[8] Bei Drift-Scans wird die Antenne fest auf eine bestimmte Himmelsregion ausgerichtet, und die Bewegung der Sonne am Himmel durch die Erdrotation wird genutzt, um ein Signalprofil zu erfassen.[6, 36] Um sicherzustellen, dass ein empfangenes Signal tatsächlich von der Sonne stammt und nicht von einem terrestrischen Satelliten, kann ein Polarisationstest durchgeführt werden. Satellitensignale sind polarisiert (horizontal oder vertikal), während die Sonnenstrahlung unpolarisiert ist. Bleibt das Signal beim Drehen der Antenne unverändert, kommt es von der Sonne.[5]

Dauer:

Einzelne solare Bursts können sehr kurz sein, von wenigen Sekunden bis zu mehreren Minuten.[8] Drift-Scans zur Bestimmung des Gesichtsfelds der Antenne oder zur Erfassung eines Signalprofils können Minuten dauern (z.B. 11 Minuten für eine 2,75°-Ausdehnung bei der Sonne).[6] Langzeitbeobachtungen über Stunden oder Tage sind für die Erfassung von Sturmereignissen oder die Überwachung der Sonnenaktivität relevant.[8]

Besonderheiten:

Beobachtungen der Sonne sind naturgemäß nur tagsüber möglich. Die Ionosphäre der Erde fungiert als natürlicher Filter und blockiert solare Radioemissionen unterhalb von 10-15 MHz.[8] Dies ist ein kritisches Naturphänomen, das bestimmt, welche Frequenzen von der Erde aus beobachtbar sind. Die Eigenschaften der Ionosphäre diktieren direkt den nutzbaren Frequenzbereich für die bodengestützte solare Radioastronomie und erklären, warum bestimmte Amateur-Kits in spezifischen Frequenzbereichen arbeiten. Solare Flares können auch indirekt über „Sudden Ionospheric Disturbances“ (SIDs) bei sehr niedrigen Frequenzen (LF und VLF) detektiert werden. Hierbei wird nicht die Radiostrahlung selbst, sondern die durch Röntgen- und extreme UV-Strahlung verursachte Ionisierung der Erdatmosphäre gemessen.[8] Die Ausrichtung einer Satellitenschüssel auf die Sonne ist relativ unkompliziert, da die Sonne eine große Winkelausdehnung von etwa 0,5 Grad am Himmel besitzt.[6]

Jupiter-Bursts: Die Radiostürme des Gasriesen

Jupiter-Bursts, auch als dezimetrische Radioemission (DAM) bekannt, sind natürliche Radiosignale im Kurzwellenbereich, die vom Planeten Jupiter ausgehen.[7] Sie wurden 1955 entdeckt und sind aufgrund ihrer Frequenz und hohen Signalstärke besonders gut für Amateurbeobachtungen und Schulprojekte geeignet.[7] Die stärksten Jupiter-Bursts entstehen, wenn vulkanische Aktivität auf Jupiters Mond Io Gas in die Magnetosphäre des Jupiters schleudert.[7, 25] Io ist eine bedeutende Plasmaquelle, die Jupiters Magnetosphäre kontinuierlich mit Material versorgt.[25] Diese Verbindung zwischen der geologischen Aktivität eines spezifischen Mondes und einem planetaren Radiophänomen macht Jupiter zu einem dynamischen Ziel, bei dem beobachtbare Radioereignisse an vorhersagbare (oder zumindest annähernd vorhersagbare) Orbitalmechanismen und interne Prozesse eines Mondes gebunden sind. Dies unterstreicht die Bedeutung des Verständnisses der Dynamik des Jupitersystems (Ios Position, Jupiters Rotation) für erfolgreiche Beobachtungen.

Man unterscheidet zwischen „L-Bursts“ (long) und „S-Bursts“ (short), die unterschiedliche spektrale und zeitliche Eigenschaften aufweisen.[7] Die Signale sind im Bereich von 18-22 MHz am besten zu empfangen (typisch für das Radio JOVE Projekt), obwohl das gesamte Spektrum der Jupiter-Radioemissionen von 0.01 bis 40 MHz reicht.[23, 25] Die maximale Frequenz für Io-bezogene Ereignisse liegt bei etwa 25 MHz.[26] Die Emissionen sind stark in hohlen Kegeln gebündelt.[26]

Benötigte Technik (Hobby vs. Wissenschaftlich)

Hobby:

Das Radio JOVE Projekt ist das bekannteste und am besten unterstützte Projekt für Amateure zur Beobachtung von Jupiter-Bursts.[1, 7, 38] Die empfohlene Antennenkonfiguration für die Überwachung von Jupiter und Sonne ist ein Dual-Dipol-Array, bestehend aus Kupferdraht, Isolatoren, Koaxialkabel und einem Leistungs-Combiner.[23, 36, 37] Eine einfachere Einzel-Dipol-Antenne kann ebenfalls die stärksten Jupiter-Bursts empfangen, hat aber eine geringere Verstärkung.[36] Die Antennenanlage benötigt eine relativ ebene Fläche von etwa 9 x 13,5 Metern.[23] Als Empfänger sind der RJ 1.1 Empfänger oder der modernere SDRplay RSP1B gängige Optionen. Sie verfügen über eine abstimmbare Bandbreite von 300 kHz, die um 20.1 MHz zentriert ist.[23, 37, 38] Zusätzliches Equipment umfasst eine kalibrierte Rauschquelle und ein Bandpassfilter zur Eliminierung von RFI, einen tragbaren digitalen Rekorder (z.B. TASCAM DR-40) zur Aufzeichnung der Audiodaten und eine 12V-Batterie zur Stromversorgung der Elektronik.[37] Die Software Radio-Sky Spectrograph (RSS) wird zur Anzeige der Signalintensität über Frequenz und Zeit in Form von Spektrogrammen verwendet. Zusätzlich ist die Freeware Radio Jupiter Pro sehr nützlich, um die besten Beobachtungszeiten für Jupiter-Stürme vorherzusagen.[23, 38]

Wissenschaftlich:

Große Radioteleskope und Arrays, wie die Station 1 des Long Wavelength Array (LWA1), werden für detaillierte Studien der Jupiter-Emissionen eingesetzt, um neue Charakteristika und Strukturen in den dynamischen Spektren zu identifizieren.[26]

Messmethoden, Dauer und Besonderheiten

Messmethoden:

Die einfachste Methode ist das direkte akustische Monitoring der Bursts, die als charakteristische Geräusche im Empfänger hörbar werden.[7] Die Darstellung der Signalstärke über Frequenz und Zeit in Spektrogrammen ermöglicht eine detaillierte Analyse der Burst-Struktur und -Entwicklung.[23, 38] Die Nutzung von Programmen wie Radio Jupiter Pro ist unerlässlich, da die Jupiter-Bursts nicht kontinuierlich auftreten, sondern von der Rotation des Planeten und der Position seines Mondes Io abhängen.[23] Ohne solche Software wären Amateurbeobachtungen weitgehend zufällig. Dies demonstriert, wie Software-Tools die praktische Durchführbarkeit und Erfolgsquote der Amateurastronomie verbessern und die Lücke zwischen theoretischem Wissen und praktischer Anwendung schließen.

Dauer:

Einzelne Bursts können kurz sein (Sekunden bis Minuten).[7] Beobachtungen können über mehrere Stunden oder sogar Tage erfolgen, um Aktivitätsmuster zu erfassen. Eine 12V-Batterie kann den Empfänger und Rekorder für bis zu 10 Tage Dauerbetrieb versorgen.[37]

Besonderheiten:

Obwohl die Signale stark sind, sind sie nicht immer vorhanden; erfolgreiche Beobachtungen erfordern Geduld und die Nutzung von Vorhersagen.[7, 23] Die Antennenanlage sollte fernab von Stromleitungen und Gebäuden aufgestellt werden, um elektrische Störungen (RFI) zu minimieren.[23] Es ist wichtig, Funktionen wie Automatic Gain Control (AGC), Noise Blanker (NB) und Noise Reduction (NR) am Empfänger zu deaktivieren, da diese die eingehenden Signale verfälschen können.[23]

Die 21-cm-Wasserstofflinie: Der Blick in die Milchstraße

Die 21-cm-Wasserstofflinie, auch als H I-Linie bekannt, ist eine fundamentale Spektrallinie, die durch einen sogenannten Spin-Flip-Übergang von neutralen Wasserstoffatomen entsteht.[30] Sie hat eine sehr präzise und konstante Frequenz von 1420.40575177 MHz.[16, 20, 30] Diese Linie ist von entscheidender Bedeutung für die Radioastronomie, da die Radiowellen in diesem Bereich interstellare Gas- und Staubwolken durchdringen können, die für sichtbares Licht undurchlässig sind.[30] Durch die Messung des Dopplereffekts dieser Linie können die Geschwindigkeiten von Wasserstoffwolken relativ zur Erde bestimmt werden. Dies ermöglicht wiederum Rückschlüsse auf die Rotationskurve und die spiralförmige Struktur unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße.[20, 30] Die Analyse dieser Daten ist sogar eine Grundlage für die Untersuchung von Dunkler Materie.[10] Die 21-cm-Linie stellt einen einzigartigen Zugang zu den unsichtbaren Komponenten unserer Galaxie dar und liefert Erkenntnisse, die die optische Astronomie nicht bieten kann. Dies positioniert die 21-cm-Linie als wissenschaftlich tiefgreifendes Ziel für Amateure.

Das Signal der 21-cm-Linie ist jedoch sehr schwach und erfordert eine aufwendige Integration über längere Zeiträume, um es aus dem allgegenwärtigen Hintergrundrauschen herauszufiltern.[6, 21]

Benötigte Technik (Hobby vs. Wissenschaftlich)

Hobby (DIY):

Eine Satellitenschüssel (mindestens 1 Meter Durchmesser, parabolisch oder Offset) ist eine gängige Wahl als Antenne.[5, 20] Alternativ können auch eine 2.4 GHz WLAN-Gitterantenne mit 24 dB Gewinn oder eine Hornantenne verwendet werden.[6, 21] Hornantennen sind besonders kostengünstig und können sogar aus einfachen Materialien wie Karton und Alufolie oder Aluminiumblech gebaut werden, wobei die Gesamtkosten unter 300 USD liegen können.[21] Ein rauscharmer Verstärker (LNA), der speziell auf 1420 MHz abgestimmt ist, ist unerlässlich, z.B. der Nooelec SAWbird+ H1.[6, 20] Ein RTL-SDR USB-Stick mit Bias-T-Funktion, die die Stromversorgung des LNA über die Signalleitung ermöglicht, ist als SDR erforderlich.[6, 20, 21] Es ist entscheidend, einen originalen RTL-SDR.COM Stick zu verwenden, da viele Fälschungen auf dem Markt sind.[6] Ein Laptop oder ein Raspberry Pi wird für die digitale Signalverarbeitung und Datenanalyse benötigt.[6, 10, 20] Weiteres Zubehör umfasst Koaxialkabel, verschiedene Adapter (z.B. N-Type auf SMA, SMA auf SMA) und ein 50-Ohm-Abschlusswiderstand für Kalibrierungszwecke.[6] Ein stabiles Stativ, das eine präzise Einstellung von Azimut (horizontaler Richtung) und Elevation (Höhe) der Antenne ermöglicht, ist ebenfalls notwendig.[5]

Wissenschaftlich:

Professionelle Radioteleskope wie das SPIDER 300A (mit 3m Parabolantenne und dem H142-One Empfänger) sind speziell für 1420 MHz optimiert und können die Wasserstofflinie mit hoher Präzision erfassen.[27, 39] Auch größere Observatorien wie das Green Bank Telescope (GBT) oder das ehemalige Arecibo-Observatorium arbeiten in diesem wichtigen Frequenzbereich.[16]

Messmethoden, Dauer und Besonderheiten

Messmethoden:

Die Kernmethode ist die digitale Signalverarbeitung. Die Software (z.B. SDR#) integriert oder mittelt viele FFT-Abtastwerte (Fast Fourier Transformation) über die Zeit. Dies reduziert das Eigenrauschen des SDR-Empfängers und macht den schwachen Peak der Wasserstofflinie sichtbar.[6] Vor der eigentlichen Messung wird ein Referenz-Hintergrund-Scan erstellt (z.B. mit einem 50-Ohm-Abschlusswiderstand am LNA oder abgeklemmter Antenne). Dieser Scan, der das Eigenrauschen des Systems enthält, wird später von den eigentlichen Messungen subtrahiert, um unerwünschte Signalverläufe und Rauschen zu eliminieren.[6] Diese Hintergrundkalibrierung und Rauschunterdrückung sind von entscheidender Bedeutung, da das Signal der 21-cm-Linie extrem schwach ist und ohne diese Schritte im Rauschen untergehen würde. Daten von der Himmelsregion, die die Quelle enthält („on“-Position), werden mit Daten von einem benachbarten, rauschärmeren Punkt am Himmel („off“-Position) verglichen, um das Quellenspektrum zu isolieren.[27, 39] Bei Drift-Scans wird die Antenne fest auf den Zenit ausgerichtet, und die Erdrotation bewegt die Galaxie langsam durch das Gesichtsfeld der Antenne. Dies ist eine einfache Methode, um die Verteilung des Wasserstoffs zu kartieren.[6]

Dauer:

Die Mittelung von FFT-Werten erfordert typischerweise 5-10 Minuten pro Messung, um ein klares Signal zu erhalten.[6] Ein initialer Hintergrund-Scan dauert etwa 6-7 Minuten.[6] Umfassendere Projekte, wie die Messung der galaktischen Rotationskurve, können mehrere Wochen in Anspruch nehmen (z.B. 6 Wochen für ein Harvard-Projekt).[21]

Besonderheiten:

Das Signal der 21-cm-Linie ist extrem schwach, was eine sorgfältige Rauschunterdrückung und präzise Kalibrierung unerlässlich macht.[6] Die Minimierung von Radiofrequenzinterferenzen (RFI) ist von größter Bedeutung, insbesondere in städtischen Umgebungen, wo Störungen allgegenwärtig sind.[6, 20] Obwohl die 21-cm-Strahlung keine bevorzugte Polarisation aufweist, ist die genaue Ausrichtung der Antenne wichtig, um die Bewegung der Galaxie durch die Erdrotation optimal zu nutzen.[6] Die Beobachtung bestimmter Regionen der Milchstraße, wie des Galaktischen Zentrums, kann „unchristliche Zeiten“ (sehr frühe Morgenstunden) erfordern, um sie im Zenit zu haben, wo die atmosphärische Dämpfung am geringsten ist.[6] Die Qualität des RTL-SDR-Sticks und der USB-Kabel kann die Empfindlichkeit des gesamten Systems erheblich beeinflussen.[6]

Weitere bemerkenswerte Quellen für fortgeschrittene Amateure

Neben den bereits detailliert beschriebenen, relativ leicht zugänglichen Radioquellen gibt es weitere Objekte im Universum, deren Radiosignale für Amateure mit fortgeschrittener Ausrüstung und Kenntnissen erfassbar sind.

Cassiopeia A (Cas A)

Cassiopeia A ist ein Supernova-Überrest und nach der Sonne die zweithellste extrasolare Radioquelle am Himmel.[18, 27, 40] Im Jahr 1980 hatte sie eine Flussdichte von 2720 ± 50 Jy bei 1 GHz, und 2477 Jy bei 1420 MHz.[28, 29] Da der Supernova-Überrest abkühlt, nimmt seine Flussdichte ab, insbesondere unter 1 GHz, wo er inzwischen weniger intensiv ist als Cygnus A.[29] Cas A ist jedoch weiterhin die hellste extrasolare Radioquelle bei Frequenzen über 1 GHz.[29] Obwohl Cas A im sichtbaren Licht extrem schwach ist, da sie hinter interstellarem Staub der Milchstraßenebene verborgen liegt, wurde sie bereits 1947 als eine der ersten Radioquellen identifiziert.[27]

Benötigte Technik (Hobby vs. Wissenschaftlich):

Für die Detektion von Cas A ist eine größere Antenne, typischerweise eine Parabolantenne mit 3m bis 6m Durchmesser, erforderlich.[18, 39] Ein rauscharmer Verstärker (LNA) und ein SDR-Empfänger sind ebenfalls notwendig.[18] Professionellere Amateur-Teleskope wie das SPIDER 300A, das eine 3-Meter-Parabolantenne und einen H142-One-Empfänger verwendet, sind speziell für die Detektion von Cas A bei 1420 MHz ausgelegt.[27, 39]

Messmethoden, Dauer und Besonderheiten:

Die Detektion erfordert präzises Zielen, da die Quelle optisch nicht sichtbar ist.[27] Fortgeschrittene Methoden umfassen Cross-Scans, bei denen die Intensität der Radioemission entlang eines Kreuzes, das auf das Objekt zentriert ist, aufgezeichnet wird, um das Maximum der Emission zu bestimmen.[27] Die kalibrierte Spektrum-Aufzeichnung mittels On-Off-Technik hilft, das Signal von Cas A vom Hintergrundrauschen zu isolieren.[27] Auch die Erstellung von Radiokarten ist möglich, indem eine bestimmte Himmelsregion Punkt für Punkt abgetastet wird.[27] Die Herausforderungen liegen in der im Vergleich zur Sonne schwächeren Signalstärke, der Notwendigkeit einer präzisen Ausrichtung und der Minimierung von RFI.[18, 27]

Cygnus A (Cyg A)

Cygnus A ist eine der stärksten Radioquellen am Himmel und ein herausragendes Beispiel für eine Radiogalaxie mit einem aktiven galaktischen Kern (AGN).[31, 32] Sie ist durch zwei ausgedehnte Jets und Loben mit „Hotspots“ intensiverer Strahlung an ihren Rändern gekennzeichnet, die weit über die sichtbare Ausdehnung der Galaxie hinausreichen.[31, 32] Die typische Flussdichte von Cygnus A beträgt $10^4$ Jy.[24] Obwohl sie eine der hellsten extrasolaren Radioquellen ist, ist ihre Detektion für Amateure sehr anspruchsvoll und erfordert in der Regel eine sehr anspruchsvolle Ausrüstung.[9] Die erste Detektion einer schwachen Radiokomponente im Zentrum von Cygnus A wurde 1973 mit einem professionellen Interferometer bei 1660 MHz durchgeführt, wobei eine Flussdichte von nur 0,7 ± 0,1 fu (entspricht 0.7 Jy) gemessen wurde.[41]

Galaktisches Zentrum (Sagittarius A*)

Das Galaktische Zentrum, insbesondere Sagittarius A* (Sgr A*), das supermassereiche Schwarze Loch im Herzen unserer Milchstraße, ist eine weitere bemerkenswerte Radioquelle.[34, 42] Obwohl es die erste von Karl Jansky entdeckte Radioquelle war, ist das Signal von Sgr A* selbst, insbesondere bei niedrigen Frequenzen, relativ schwach und variabel.[2, 33, 34] Die erste Detektion von Sgr A* unter 1 GHz erfolgte durch das professionelle Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) bei 620 MHz mit einer Flussdichte von 0,5 ± 0,1 Jy.[33] Die Komplexität der Region und die Schwäche des Signals machen die direkte Detektion von Sgr A* für Amateure extrem schwierig und erfordern hochentwickelte professionelle Instrumente.

Pulsare

Pulsare sind schnell rotierende Neutronensterne, die regelmäßige, kurze Pulse von Radiostrahlung aussenden.[18, 22] Ihre Signale erscheinen im Empfänger als kurze Pulse von Breitbandrauschen.[22] Obwohl die Signale von Pulsaren extrem schwach sind – der Vela-Pulsar, einer der stärksten, erreicht nur etwa 5 Jy bei 400 MHz [14] – ist die Zeit zwischen den Pulsen außerordentlich stabil.[22]

Benötigte Technik (Hobby vs. Wissenschaftlich):

Die Detektion von Pulsaren ist die anspruchsvollste Aufgabe für Amateur-Radioastronomen. Sie erfordert eine sehr große und gerichtete Antenne, idealerweise eine Parabolantenne mit 3m bis 6m Durchmesser, wobei für die Detektion schwächerer Pulsare sogar 15m bis 20m Durchmesser notwendig sein können.[14, 18] Ein rauscharmer Verstärker (LNA) mit einer sehr guten Rauschzahl und ein Empfänger mit hoher Bandbreite (zehn MHz) sind ebenfalls erforderlich.[18] RTL-SDR-Dongles können verwendet werden, um 2MHz Bandbreite zu erfassen.[18]

Messmethoden, Dauer und Besonderheiten:

Die Hauptmethode zur Detektion bekannter Pulsare ist die synchrone Mittelung, auch „Folding“ oder „kohärente Integration“ genannt, bei der viele Pulse gemittelt werden, um das Rauschen zu reduzieren.[22] Dies ist entscheidend, da das Signal eines einzelnen Pulses zu schwach ist, um direkt erkannt zu werden.[18] Die Daten müssen mit hoher zeitlicher Genauigkeit erfasst werden, oft unter Verwendung von Atomuhr-Standards.[22] Drift-Scans mit einer großen Yagi-Antenne können eine Zunahme des Radiorauschens zeigen, wenn Objekte wie Cas A das Gesichtsfeld passieren, aber Pulsare sind weitaus schwieriger zu isolieren.[18] Die Herausforderungen liegen in der extremen Schwäche der Signale, der Notwendigkeit einer hohen Bandbreite und Abtastrate, der genauen Zeitmessung und der Anfälligkeit für lokale RFI.[18, 22]

Fazit und Ausblick

Die Radioastronomie bietet auch für Amateure ein weites und faszinierendes Feld der Erkundung, das über die Grenzen der optischen Beobachtung hinausgeht. Die historische Entwicklung des Fachgebiets, beginnend mit Pionieren, die mit vergleichsweise einfachen Mitteln bahnbrechende Entdeckungen machten, dient als ständige Ermutigung für Hobbyisten.[17, 20] Die Möglichkeit, Phänomene zu untersuchen, die im sichtbaren Spektrum verborgen bleiben, und die Unabhängigkeit von Tageslicht oder klarem Himmel, erweitern die Beobachtungsmöglichkeiten erheblich.[18, 20]

Für den Einstieg sind die Sonne und Jupiter-Bursts aufgrund ihrer hohen Signalstärke und der Verfügbarkeit kostengünstiger DIY-Lösungen wie umfunktionierter Satellitenschüsseln oder spezialisierter Kits wie Radio JOVE ideal.[1, 4, 5, 6, 18] Die Detektion solarer Bursts ist selbst mit einem einfachen Kurzwellenempfänger möglich, während Jupiter-Bursts durch die Nutzung von Vorhersage-Software und Dipol-Arrays zugänglich werden.[1, 4, 6, 23] Die kritische Rolle des Jupitermondes Io bei der Erzeugung der stärksten Jupiter-Emissionen verdeutlicht die dynamische Natur dieser Quellen und die Bedeutung des Verständnisses planetarer Systemdynamiken für erfolgreiche Beobachtungen.[1, 2, 4]

Die 21-cm-Wasserstofflinie, obwohl weitaus schwächer, stellt ein wissenschaftlich tiefgreifendes Ziel dar, das Einblicke in die Struktur und Dynamik der Milchstraße und sogar in die Verteilung der Dunklen Materie ermöglicht.[8, 9] Ihre Detektion erfordert fortgeschrittenere Techniken wie rauscharme Verstärker, Software Defined Radios und vor allem die Integration von Signalen über längere Zeiträume sowie sorgfältige Kalibrierung.[6, 7, 8, 9] Die Notwendigkeit der Rauschunterdrückung durch Hintergrundkalibrierung ist ein grundlegendes Prinzip, das Amateuren die Erfassung ansonsten unerfassbarer Signale ermöglicht und die Bedeutung von Software- und Datenverarbeitungsfähigkeiten hervorhebt.[6]

Für fortgeschrittene Amateure bieten Supernova-Überreste wie Cassiopeia A und Radiogalaxien wie Cygnus A weitere Herausforderungen. Während Cas A mit größeren Amateur-Teleskopen und speziellen Messmethoden wie Cross-Scans und Radiokartierung erfasst werden kann, bleiben Quellen wie das Galaktische Zentrum (Sagittarius A*) und Pulsare aufgrund ihrer extremen Schwäche und Komplexität größtenteils dem professionellen Bereich vorbehalten.[12, 16, 18] Die Detektion von Pulsaren erfordert nicht nur sehr große Antennen, sondern auch hochpräzise Zeitmessung und aufwendige Signalverarbeitung durch „Folding“.[13, 14, 15, 18]

Die größte Herausforderung für alle Radioastronomen, insbesondere für Amateure in besiedelten Gebieten, bleibt die zunehmende Radiofrequenzinterferenz (RFI). Das „sich schließende Fenster ins All“ erfordert von Amateuren ein hohes Bewusstsein für RFI-Minderungstechniken und die sorgfältige Wahl des Beobachtungsortes.[18, 20, 23]

Zusammenfassend lässt sich festhalten, dass die Amateur-Radioastronomie nicht nur ein spannendes Hobby ist, sondern auch eine wertvolle Möglichkeit bietet, grundlegende astrophysikalische Konzepte praktisch zu erfahren und möglicherweise sogar zu wissenschaftlichen Erkenntnissen beizutragen.[18] Die kontinuierliche Weiterentwicklung von kostengünstiger Hardware und leistungsfähiger Software wird den Zugang zu immer komplexeren Phänomenen für eine wachsende Gemeinschaft von engagierten Hobbyforschern weiter erleichtern.

Anhang: Verlinkte Quellen

Quellenangaben

1. Radio JOVE (Wikipedia)
2. Dezimetrische Radioemission des Jupiter (Wikipedia)
3. Jupiter Radio Emission – D. Fischer (Uni Bonn)
4. Jupiter Beobachtung (DL0SHF)
5. Sonnenbeobachtung (DL0SHf)
6. Observing the Sun with Radio Waves (AAVSO)
7. Amateur Radio Astronomy using RTL-SDR (RTL-SDR.com)
8. Wasserstofflinie (DL0SHf)
9. Radio Astronomy with RTL-SDR Dongle (Hackerspaces.org)
10. Supernova Remnants (RadioAstronomy.info)
11. Cassiopeia A radio source (RadioAstronomy.org)
12. Die Suche nach Cas A (PrOradioastronomy.com)
13. Radio Astronomy: Pulsars (NRAO)
14. Radio Astronomy: Light-Years (NRAO)
15. Pulsare (DL0SHf)
16. Radio View of Milky Way’s Center (JPL NASA)
17. Karl Jansky und die Entdeckung der galaktischen Radioemission (DL0SHf)
18. Radioastronomie für den Hobbybereich (DL0SHf)
19. Radio Astronomy in a Box (CHART Project)
20. VLBI (NRAO)
21. Radioastronomie (MPG)
22. Radio Astronomy: Pulsars (NRAO)
23. Radio JOVE Handbook (NASA)
24. Radioastronomie Messwerte (PrOradioastronomy.com)
25. Jupiter Radio Emission (PrOradioastronomy.com)
26. Jupiter Frequencies (Radio-Sky.com)
27. Die Suche nach Cas A (PrOradioastronomy.com)
28. Radio Astronomy at Ohio State University
29. Cassiopeia A radio source (RadioAstronomy.org)
30. Die 21 cm Linie (PrOradioastronomy.com)
31. Cygnus A Galaxy (Space.com)
32. VLA Radio Image of Cygnus A (NRAO)
33. Sgr A* at Low Frequencies (NRAO)
34. Das Galaktische Zentrum (PrOradioastronomy.com)
35. Solar Radioastronomie (PrOradioastronomy.com)
36. Radio JOVE Telescope Building (NASA)
37. Radio JOVE SDRplay Users Guide (NASA)
38. Observing with Radio JOVE (NASA)
39. Die 21cm Wasserstofflinie mit SPIDER 300A (PrOradioastronomy.com)
40. Cassiopeia A (Wikipedia)
41. Core Component of Cygnus A (NRAO)
42. Event Horizon Telescope Captures First Image of Milky Way’s Supermassive Black Hole

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Quelle: https://g.co/gemini/share/903eb986c9c6

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