#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 SignalquelleTypische FrequenzbereicheTypische
Flussdichte (Stärke)Nachweisbarkeit mit
Hobby-EquipmentKategorieSonne10 – 2000 MHz[8, 24]$10^5$ Jy
(ruhig), bis zu $10^9$ Jy (Bursts)[8, 24]Einfach[8,
9]SonnensystemJupiter-Bursts (DAM)18 – 22 MHz (typisch Radio
JOVE), bis 40 MHz[7, 23, 25]Bis zu 400.000
Jy[26]Einfach[7]SonnensystemCassiopeia 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]Galaktisch21-cm-Wasserstofflinie1420.405 MHz[20, 30]Sehr
schwach, erfordert Integration[6, 20]Fortgeschritten[6, 20,
21]GalaktischCygnus A (Cyg A)Breitband, z.B. 5 GHz[31,
32]$10^4$ Jy[24]Fortgeschritten[9]ExtragalaktischGalaktisches
Zentrum (Sgr A*)Variabel, z.B. 620 MHz[33]0.5 Jy bei 620
MHz[33]Sehr Fortgeschritten[33,
34]GalaktischPulsareVariabel, 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 Radio JOVE (Wikipedia)
Dezimetrische Radioemission des Jupiter (Wikipedia) Jupiter Radio
Emission – D. Fischer (Uni Bonn) Jupiter Beobachtung (DL0SHF)
Sonnenbeobachtung (DL0SHf) Observing the Sun with Radio Waves
(AAVSO) Amateur Radio Astronomy using RTL-SDR (RTL-SDR.com)
Wasserstofflinie (DL0SHf) Radio Astronomy with RTL-SDR Dongle
(Hackerspaces.org) Supernova Remnants (RadioAstronomy.info)
Cassiopeia A radio source (RadioAstronomy.org) Die Suche nach Cas A
(PrOradioastronomy.com) Radio Astronomy: Pulsars (NRAO) Radio
Astronomy: Light-Years (NRAO) Pulsare (DL0SHf) Radio View of Milky
Way’s Center (JPL NASA) Karl Jansky und die Entdeckung der
galaktischen Radioemission (DL0SHf) Radioastronomie für den
Hobbybereich (DL0SHf) Radio Astronomy in a Box (CHART Project) VLBI
(NRAO) Radioastronomie (MPG) Radio Astronomy: Pulsars (NRAO) Radio
JOVE Handbook (NASA) Radioastronomie Messwerte
(PrOradioastronomy.com) Jupiter Radio Emission
(PrOradioastronomy.com) Jupiter Frequencies (Radio-Sky.com) Die
Suche nach Cas A (PrOradioastronomy.com) Radio Astronomy at Ohio
State University Cassiopeia A radio source (RadioAstronomy.org) Die
21 cm Linie (PrOradioastronomy.com) Cygnus A Galaxy (Space.com) VLA
Radio Image of Cygnus A (NRAO) Sgr A* at Low Frequencies (NRAO) Das
Galaktische Zentrum (PrOradioastronomy.com) Solar Radioastronomie
(PrOradioastronomy.com) Radio JOVE Telescope Building (NASA) Radio
JOVE SDRplay Users Guide (NASA) Observing with Radio JOVE (NASA)
Die 21cm Wasserstofflinie mit SPIDER 300A (PrOradioastronomy.com)
Cassiopeia A (Wikipedia) Core Component of Cygnus A (NRAO) Event
Horizon Telescope Captures First Image of Milky Way’s Supermassive
Black Hole

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