Bau eines Radioteleskop

Die Radioastronomie ist jenes Teilgebiet der Astronomie, welches astronomische Objekte im Radiowellenbereich beobachtet und untersucht. Da natürliche Quellen Radiowellen ausstrahlen, ermöglicht die Radioastronomie die Beobachtungsmöglichkeiten auf einen weiteren Spektralbereich und den damit verbundenem Erkenntnisgewinn. Eigentlich den professionellen Astronomen vorbehalten, bestehen auch für den Amateur Möglichkeiten für radioastronomische Beobachtungen des Himmels. Während es im Bereich der optischen Astronomie eine breite Auswahl an industriell gefertigten Teleskopen zu kaufen gibt, muss das Konzept für ein Radioteleskop selbst entwickelt und verwirklicht werden. Diese Disziplin ist unter Amateurastronomen äußerst spärlich vertreten und so gibt es nur wenige (internationale) Vereine, wie den European Radio Astronomy Club oder die Society of Amateur Radio Astronomers, die sich diesem Interessensgebiet widmen.

Im Folgenden soll der Aufbau eines einfachen und mobilen Radioteleskops für den Amateurbereich beschrieben werden, dessen Ziel die Beobachtung der 21 cm Linie ist. Die 21 cm Linie ist das Resultat des Hyperfeinstrukturübergang des Wasserstoffgrundzustands zwischen den Quantenzahlen des Gesamtdrehimpuls. Ihre Frequenz liegt bei 1420,4058 MHz, was in etwa den namensgebenden 21 cm als Wellenlänge entspricht. Vereinfacht gesprochen ist das die Frequenz, bei der neutrales Wasserstoff Radiowellen emittieren kann. Da Wasserstoff das mit Abstand häufigste Element Universum ist, ergeben sich breite Beobachtungsmöglichkeiten.

Das folgende Radioteleskop wird dabei obigem Blockschema folgen. Die Antenne wandelt dabei die eingehenden Radiowellen in eine Spannung. Anschließend wird ein Verstärker das äußerst schwache und bis dato kaum weiterverarbeitbare Signal verstärken. Das nun aufbereitete Signal wird einem Spektrumanalyser zugeführt, der es in seine Teilfrequenzen zerlegt und die Intensität des Signals in Abhängigkeit der Frequenz bestimmen kann. Mittels PC Schnittstelle werden nun diese Informationen an einen Computer übergeben, der die Spektren aufzeichnet, schließlich mittelt und zur weiteren Auswertung bereitstellt. Das Resultat ist ein Diagramm, bei der die Intensität über der Frequenz aufgetragen ist und die neutrale Wasserstofflinie als spitzes Intensitätsmaximum sichtbar sein sollte.

Beginnen wir mit der Antenne. Diese sollte die größtmöglichste Verstärkung (engl. Gain) und eine minimale Winkelauflösung bieten. Dazu verwendet man in der Regel Parabolspiegel, wie sie privat auch für den Empfang von TV über Satellit benutzt werden. Professionelle Astronomen nutzen hierbei Spiegel mit einem Durchmesser von bis zu 100 m. Im Amateurbereich kommen dagegen aus Platz und Kostengründen selten größere Spiegel als 3 m zum Einsatz. Für unsere Zwecke wäre auch eine handelsübliche 1 m Satellitenschüssel problemlos einsetzbar. Um die Portabilität aber weiter zu erhöhen soll im Folgenden jedoch eine Helixantenne zum Einsatz kommen, die bei vergleichbar geringen Ausmaßen eine akzeptable Verstärkung bietet. Sie hat mit 15 Windungen eine Verstärkung von ungefähr 13 dBd, exzellente Transportmöglichkeiten aber dafür wie zu erwarten eine schlechte Winkelauflösung.

Als Verstärker wird der rauscharme Vorverstärker SLN 1420 der SSB Electronic GmbH verwendet. In diesem Fall besitzt er ein Rauschmaß von 0,566 dB und eine Verstärkung von 28 dB. Die Bandbreite liegt bei 40 MHz (-3 dB). Es besteht die Möglichkeit zur externen Spannungsversorgung mittels 12 V - 15 V, so dass eine zusätzliche Einspeisung in ein Koax-Kabel entfällt.

Da Spektrumanalyser sich in der Regel in sehr hohen preislichen Regionen aufhalten, kommt ein Breitband-Handspektrometer zum Einsatz. Obwohl dieser eigentlich für die Beobachtung zur Einhaltung von Grenzwerten elektromagnetischer Strahlung entworfen wurde, lässt er sich dennoch auch - mit Einbußungen - für dieses enge Frequenzband einsetzen. Die Verbindung zwischen Verstärker und Spektrometer wird mittels eines SMA-Kabels hergestellt, die PC Verbindung via USB.

Trotz der kleinen Antenne gelingt es ohne größere Probleme die Wasserstofflinie abzubilden. Hierzu werden über einen Zeitraum, idealerweise nachgeführt, eine Menge von Spektren des zu beobachtenden Himmelsabschnitts aufgenommen. Anschließend wird ähnlich wie bei der optischen Astrofotografie die Datensätze gemittelt, um das Rauschen zu minimieren und das Signal-Rausch-Verhältnis anzuheben. Neben Beobachtungen der galaktischen Ebene ist außerdem die Beobachtung der Sonne und des Mondes denkbar.