Aufbau von Radioteleskopen und Grundlagen zur Empfangstechnik

25.08.2018

Empfangsleistung

Stark vereinfacht kann man sich eine Signalquelle als eine punktförmige Quelle vorstellen, die ihr Signal mit einer bestimmten Leistung gleichmäßig in den gesamten umgebenden Raum aussendet (isotrope Ausstrahlung). Denkt man sich eine Kugel mit der Signalquelle in ihrem Mittelpunkt, durchdringt die Strahlung gleichmäßig die gesamte Kugeloberfläche. Um das Signal zu empfangen, benötigt man eine Anordnung, die in der Lage ist, einen Teil dieser Leistung aufzufangen. Die Fläche dieser Anordnung entscheidet über den Bruchteil der Leistung, die aufgefangen werden kann, wie folgendes Beispiel zeigt:
In einem Abstand von 1 m ergibt sich eine Kugeloberfläche von 12,6 m². Hat die Empfangsfläche einen Flächeninhalt von 0,01 m² (z.B. ein Quadrat mit 0,1 m Kantenlänge), nimmt sie lediglich einen Bruchteil von 0,079 % der Gesamtleistung der Quelle auf. Vergößert man den Abstand (und damit den Kugelradius) auf 2 m, erhöht sich die Kugeloberfläche auf 50,4 m² und der empfangene Anteil sinkt bei unveränderter Empfangsfläche auf 0,02 %. Grundsätzlich gilt ein quadratisches Gesetzt: vergrößert man den Abstand um den Faktor n, reduziert sich die Empfangsleistung auf 1 / n².
Daraus ergibt sich eine erste wichtige Bedingung: Je größer die von einer Antenne erfasste Fläche ist, desto größer ist die von ihr empfangene Leistung.

Richtwirkung

Grundsätzlich hat jede Antenne aufgrund ihrer physikalisch bedingten Bauform eine gewisse Richtwirkung. Während man aber z.B. bei einer Autoantenne für den Radioempfang einen möglichst großen Raumwinkel erfassen möchte, weil man in der Regel die Position des Senders nicht kennt, ist es für die Radioastronomie sehr wichtig, den Ort einer Signalquelle so genau wie möglich bestimmen zu können.
Radioquellen senden elektromagnetische Wellen aus. Kommen diese aus einer sehr großen Entfernung, erreichen sie den Beobachter in Form paralleler Wellenfronten mit einer bestimmten Bewegungsrichtung senkrecht zu den Wellenfronten. Treffen sie schräg auf eine ebene Empfangsfläche (z.B. einem auf dem Boden ausgebreiteten Antennen-Feld), erreichen sie eine am Rand des Feldes platzierte Antenne früher als eine weiter im Innernen des Feldes platzierte. Positioniert man auf einer solchen Fläche eine hinreichend große Anzahl solcher Antennen, kann man die Zeitunterschiede ihres Eintreffens an den einzelnen Antennen benutzen, um die Richtung bestimmen, aus der die Wellen gekommen sind. Der Vorteil ist der recht einfache mechanische Aufbau, ein Nachteil ist aber die große Anzahl der hierfür benötigten Empfangsantennen und der zugehörigen Mess- und Auswertungselektronik.

Um lediglich eine einzige Antenne zu verwenden, kann man auf ein aus der Optik bekanntes Phänomen zurückgreifen: Oberflächen in Form eines konkaven Kugel- oder Parabol-Auschnittes haben die Eigenschaft, parallel einfallende Wellenfronten in einem Punkt, dem sogenannten Brennpunkt (Fokus) zu bündeln. Solange alle Wellenfronten, die dort eintreffen, die gleiche Phase haben, summieren sie sich durch konstruktive Interferenz und vergößern somit die Leistung, die von der Antenne aufgefangen werden kann. Eine solche Anordnung hat also zwei Vorteile: Sie erlaubt eine Vergößerung der nutzbaren Fläche und erhöht damit die empfangene Leistung, außerdem hat sie eine Richtwirkung, da sie so auf die Quelle ausgerichtet werden muss, dass die Wellenfronten parallel einfallen.
Da nur phasengleiche Wellen sich konstruktiv überlagern, ist die Richtwirkung von der Wellenlänge und dem Reflektordurchmesser abhängig. Je größer die Wellenlänge ist, desto größer muss der Reflektor sein, um genügend phasengleiche Wellen zu empfangen (quantentheoretisch lässt sich die Energieübertragung durch Photonen beschreiben, man kann also auch sagen: je größer die Fläche des Reflektors ist, desto mehr Photonen können erfasst werden). Das setzt allerdings voraus, dass der Reflektor über seine gesamte Fläche keine Abweichungen von der Idealform aufweist, die größer sind als ein Zehntel der Wellenlänge, damit sie sich nicht gegenseitig abschwächen oder sogar auslöschen. Bei einem für Satelliten-Fernsehen (10 GHz, Wellenlänge 3 cm) geeigneten Reflektor müssen die Abweichungen demnach unter 3 mm liegen. Diese maximal zulässige Abweichung ist eine vom Reflektordurchmesser unabhängige Größe und umso schwieriger einzuhalten, je größer der Reflektor ist.
Daraus ergibt sich eine zweite wichtige Bedingung: je größer der Durchmesser des Reflektors ist, desto besser ist seine Winkelauflösung, aber umso aufwändiger ist auch seine Herstellung.
Interferometrische Messungen

Deckt man einzelne Segmente eines Reflektors ab, behält aber seine Größe bei, reduziert sich zwar die empfangene Leistung, die Winkelauflösung bleibt jedoch erhalten.
Dieses Prinzip nutzt man, um virtuelle Radioteleskope zu bilden, die nahezu den Erddurchmesser haben können. Dazu kombiniert man mehrere, über die Erdoberfläche verteilte Radioteleskope zum einem Array (VLBI - Very Long Baseline Interferometry) und richtet sie gleichzeitig auf den zu untersuchenden Himmelsabschnitt aus. Hochgenaue Atomuhren erlauben es, die empfangenen Signale anschließend zu überlagern (Interferometrie) und so die Wirkung einer entsprechend großen Reflektorfläche nachzubilden. Derzeit in Betrieb sind das VLA (Very Large Array, 36 km, New Mexico) und das VLBA (Very Long Baseline Array, 8000 km, Hawaii, Jungferninseln). 
Verwendet man zusätzlich Satelliten in einer Umlaufbahn um die Sonne in Opposition zur Erde, erhält man so VLBAs mit einem Reflektordurchmesser von bis zu 300 Millionen Kilometern. Diese hätten ein Auflösungsvermögen, das selbst die besten optischen Teleskopen übertrifft. 

Dipol-Antennen

Der Reflektor bündelt die aufgenommene elektro-magnetische Strahlung zwar in einem Punkt, doch muss sie zur weiteren Verarbeitung in ein elektrisches Signal umgewandelt werden. Bei einem optischen Teleskop sind es die Sehzellen im Auge oder oder die Fotozelle eines CMOS-Chips, die diese Aufgabe übernehmen, bei einem Radioteleskop übernimmt diese Aufgabe die Antenne. 
Gemäß den Maxwellschen Gleichungen führen die elektro-magnetischen Wellen dort zu einer Bewegung von Ladungen im elektrisch leitenden Material. Verwendet man einen Metallstab, der auf die Wellenlänge abgestimmt und parallel zu den Wellenfronten angeordnet ist, führt ein Resonanzeffekt zu einer messbaren Spannung zwischen den Enden des Dipols, die durch geeignete Verstärker weiterverarbeitet werden kann. Eine solche Anordnung bezeichnet man als Dipol (siehe Bild rechts). Mitunter verwendet man nur eine Hälfte eines solchen Dipols, dann spricht man von einem Halbdipol, diese werden z.B. vor allem in den Empfangsköpfen (LNC) von Satellitenantennen benutzt.
Bei der Montage im Fokus eines Parabolreflektors treffen die reflektierten Wellenfronten aus verschiedenen Richtungen auf den Dipol. Der Wirkungsgrad der Umwandlung kann erhöht werden, indem man den Dipol mit einem Hohlzylinder (Horn oder auch Hornfeed) umgibt, der auch die schräg einfallenden Wellenfronten auf den Dipol leitet.
Elektro-magnetische Wellen können polarisiert sein, das heißt: der elektrische Feldvektor schwingt in einer bestimmten Ebene senkrecht zur Ausbreitungsrichtung. Die empfangene Leistung ist dann maximal, wenn der Dipol parallel zu dieser Richtung ausgerichtet ist und nahezu Null, wenn er rechtwinklig dazu steht. Um beide Polarisationsrichtungen zu erfassen, werden oft Kreuzdipole verwendet, deren Signale einzeln ausgewertet eine Aussage über die Polarisationsrichtung ergeben. Summiert man dagegen die beiden Signale, erhält man eine von einer etwaigen Polarisation unabhängige Empfangsleistung.

Leistungsmessung

Die vom Reflektor aufgefangene und an die Antenne übertragene Strahlung entspricht einer bestimmten elektrischen Leistung. Am Ausgang der Antenne wird jedoch eine Spannung erzeugt. Um daraus wiederum eine Leistung bestimmen zu können, muss ein elektrischer Strom fließen. Dazu schließt man den Antennenanschluss durch einen Widerstand (in der Regel 50 Ohm) ab und erhält nun die Leistung als Produkt von Strom und Spannung. Da die elektrische Stromstärke bei konstantem Widerstand proportional zur Spannung ist, ist die Leistung folglich proportional zum Quadrat der Spannung. Bei bekannten Verstärkungsfaktoren aller an der Empgangsstrecke beteiligten Komponenten kann somit die vom Reflektor aufgefangene Leistung berechnet werden. Ist die Entfernung der Signalquelle bekannt, ist es außerdem möglich, deren Abstrahlleistung zu bestimmen. 

Reflektor-Ausrichtung

An die Mechanik, mit der ein Reflektor auf eine Quelle ausgerichtet werden kann, werden hohe Anforderungen gestellt. Da sich durch die Erddrehung die Quelle über den Himmel bewegt, muss wie bei einem optischen Teleskop für Langzeitaufnahmen der Reflektor der Quelle nachgeführt werden. Außerdem ist es notwendig, auch während einer Messung immer wieder den Reflektor kurzzeitig auf eine bekannte (Referenz-) Quelle auszurichten, um die angeschlossene Auswertungselektronik zu kalibrieren.

Optische Teleskope haben häufig eine parallaktische Montierung, bei der eine Drehachse exakt parallel zur Erdachse ausgerichtet ist. Zur Kompensation der Erdrotation genügt es, lediglich diese Achse nachzuführen, deshalb heißt sie auch Stunden- oder Rektaszensionsachse. Die zweite Achse bestimmt die Ausrichtung in Bezug auf den Himmelsäquator und wird Neigungs- oder Deklinationsachse genannt.
Die im Vergleich zu optischen Teleskopen größere Masse von Radioteleskopen ist für eine derartige Montierung aus statischen Gründen weniger geeignet. Statt dessen montiert man das Teleskop auf einer horizontalen Drehachse (Azimut) und schwenkt über ein horizontales Drehlager den Reflektor in vertikaler Richtung (Elevation). Zur Kompensation der Erdrotation müssen ständig beide Ausrichtungen nachgeführt werden, was aber angesichts moderner Rechenanlagen und hoch-präziser Motorsteuerungen kein größeres Problem mehr darstellt.
Die Genauigkeit der Nachführung ergibt sich aus der Winkelauflösung (Beam-Angle) des Reflektors, die wiederum auch von der zu empfangenden Frequenz abhängt. Anzustreben ist eine Genauigkeit, die mindestens um den Faktor 10 kleiner ist als der Beam-Angle. Bei unserem 3,8 m Reflektor beträgt der Beam-Angle bei 10 GHz ca. 0,5°, sodass die Nachführung auf mindestens 0,05° genau sein muss (tatsächlich ist sie besser als 0,1°).

Bei sehr großen Teleskopen (z.B. Arecibo mit 305 m Reflektor) ist der Reflektor stationär auf dem Boden montiert, statt dessen bewegt man die Empfangsantenne im Bereich des Brennpunktes. Auf diese Weise ist auch das derzeit größte Teleskop FAST in Guizhou (China) mit einem Reflektordurchmesser von 500 m gebaut worden.
Signalverstärkung

Die von der Antenne aus der elektro-magnetischen Welle erzeugte elektrische Spannung ist bei stellaren Quellen extrem gering. Da selbst abgeschirmte Leitungen ein gewisses Eigenrauschen produzieren, muss das Signal deshalb direkt nach der Auskoppelung aus der Antenne zunächst verstärkt werden, dazu verwendet man möglichst rauscharme Verstärker (ULNA - Ultra Low Noise Amplifier). Anschließend werden Filter verwendet, um unerwünschte Signalfrequenzen - z.B. aus terrestrischen Störquellen - zu unterdrücken. 
Da bei sehr hohen Verstärkungsfaktoren sehr leicht Rückkoppelungsprozesse auftreten können, wird in der Regel durch Mischer das Signal auf eine andere Frequenz umgesetzt, bevor es weiter verstärkt und gefiltert wird.
Die Schaltung nach dem Bild rechts hat eine Gesamtverstärkung von 76 dB und ist ausgelegt für die Untersuchung der H1-Linie mit einer Bandbreite von 20 MHz. Sie erlaubt die Umschaltung der beiden Polarisationsrichtungen eines Kreuzdipols und liefert sowohl eine der Intensität entsprechende Spannung am Powermeter-Ausgang  als auch das Zwischenfrequenzsignal am RF-Out-Ausgang zur weiteren Analyse z.B. mit einem Spektrum-Analysator.

Rauschen

Jedes Signal enthält einen unvermeidbaren Anteil eines Rauschsignals (Noise). Die Qualität eines Signals wird häufig als Quotient S/N von Signal- und Rauschanteil angegeben und als Störabstand bezeichnet. Das Rauschen entsteht durch mehrere mögliche Quellen:
Thermisches Rauschen entsteht, wenn ein Strom durch einen Leiter fließt. Die von der Temperatur abhängige Wärmebewegung stört den Elektronenfluss und erzeugt somit eine Rauschspannung, die proportional zur Temperatur ist.
Schrotrauschen entsteht in Halbleitern mit pn-Übergängen. Hier tritt eine statistische Schwankung der Zahl der beteiligten Ladungsträger auf, was ebenfalls eine Rauschspannung erzeugt.
Beide Arten produzieren ein sogenanntes Weißes Rauschen, das heißt, die Rauschleistung ist unabhängig von der Frequenz und kann ein Spektrum von bis zu mehreren Gigahertz umfassen. Die einfachste Methode, dieses Rauschen zu reduzieren, ist die Verwendung von Bandpass-Filtern, die auf die Frequenz des auszuwertenden Signals abgestimmt sind und alle anderen Anteile unterdrückt.
Thermisches Rauschen lässt sich vermindern, indem man die Temperatur absenkt. Im Vergleich zur sog. Zimmertemperatur von 290 K (18° C)  erreicht man z.B. durch Absenken der Temperatur auf 145 K (-127 °C) eine Halbierung der Rauschspannung.
Beim Empfang von interstellaren Signalen erzeugt auch die kosmische Hintergrundstrahlung mit einer Temperatur von ca. 2,9 K ein Rauschen, hinzu kommt ein Rauschanteil der Erdatmosphäre, der mit etwa 15 K einen weiteren Beitrag leistet und den Störabstand verschlechtert. 

Das Bild rechts zeigt zwei Aufnahmen, die mit unterschiedlichen Vorverstärkern aufgenommen wurden. Es wurden jeweils drei Sweeps aufgenommen (2 x hellblau, grün) und anschließend gemittelt (rot). In beiden Fällen kann man gut erkennen, dass das Rauschsignal statistischen Schankungen unterliegt, die durch die Mittelwertbildung reduziert werden können.
Das Signal im oberen Teil hat einen sehr schlechten Störabstand. Die beobachtbaren Amplituden unterliegen vor allem stochastischen Schwankungen, lediglich ein Peak mit sehr geringer Signifikanz ist etwas rechts von der Mitte zu erkennen.
Das Signal im unteren Teil des Bildes hat einen deutlich besseren Störabstand. Obwohl die Rauschamplitude größer ist als im oberen Signal, sind mit hoher Signifikanz zwei Peaks erkennbar. Man erkennt auch deutlich, dass auch bei diesen beiden Peaks dem eigentlichen Signal das Rauschsignal unverändert überlagert ist.

Maßnahmen zur Verbesserung des Störabstandes

Aus den vorhergehenden Abschnitten lassen sich einige Maßnahmen ableiten, mit denen der Störabstand verbessert werden kann:
Technische Maßnahmen (Kühlung, Filterung, Verwendung rauscharmer Komponenten) tragen zu einem besseren Störabstand bei, wobei jedoch auch ein Kosten-Nutzen-Faktor zu berücksichtigen ist. Eine deutliche Absenkung der Temperatur erfordert einen hohen Aufwand, außerdem sind nicht alle aktiven Komponenten für extrem tiefe Temperaturen geeignet. Schmalbandige und steilflankige Filter sind erheblich aufwändiger in der Herstellung und müssen zudem jeder Messaufgabe neu angepasst werden. Die Herstellung rauscharmer Komponenten stößt mitunter an physikalische Grenzen und kann ebenfalls hohe Kosten verursachen.
Da es sich beim Rauschen um eine stochastisch verteilte Größe handelt, die eine gaußverteilte Amplitude in Abhängigkeit von der Zeit aufweisen, lässt sich das Rauschsignal durch eine längere Integrationszeit für einen einzelnen Messpunkt reduzieren, vergleichbar einer Langzeitaufnahme bei ungünstigen Lichtverhältnissen. Den gleichen Effekt hat eine wiederholte Durchführung einer Messung mit anschließender Mittelwertbildung. Beide Maßnahmen haben den Vorteil, dass sie kostengünstig sind, der wesentliche Nachteil ist die damit verbundene längere Messzeit. Sie sind deshalb nur für Signalquellen geeignet, die ihr Signal über einen hinreichend langen Zeitraum generieren, weil kurzfristige Ereignisse (z.B. ein nur wenige Sekunden dauernder Strahlungsausbruch) durch Integration über einen längeren Zeitraum oder eine Mittelwertbildung mit ereignislosen Sweeps abgeschwächt werden.

Signalauswertung

Je nach Versuchsziel gibt es verschiedene Möglichkeiten, wie das Signal ausgewertet werden kann.
Im einfachsten Fall bestimmt man lediglich die Signalleistung, wobei die bekannten Signalverstärkungsfaktoren der HF-Anlage und des Reflektors einen Rückschluss auf die Leistung der Quelle zulassen. 
Es lassen sich aber auch Informationen über die Geometrie der Signalquelle ermitteln. Das Bild rechts zeigt z.B. den Signalverlauf bei einem linearen Scan über den Fernsehsatelliten Astra- 1D. Die Abweichung von einer bei einer Punktquelle eigentlich zu erwartenden idealen Gaußkurve ergibt sich durch Einstreuungen von anderen Satelliten der Astra-Gruppe im Bereich der Empfangskeule der Antenne.


Häufig ist es aber auch erforderlich, die im Signal enthaltenen Frequenzanteile zu analysieren, da diese z.B. Rückschlüsse auf die Art der Quelle (z.B. Wasserstoff- oder Molekülwolken) oder ihre Eigengeschwindigkeit (Doppler-Effekt, Rot-Verschiebung) ermöglichen. Diese erfordern oft einen erheblich höheren Messaufwand, da hier sehr viel mehr Informationen erfasst werden als nur die Intensität allein.
Spezielle Messgeräte (Spektrum-Analysatoren) erzeugen z.B. über eine FFT (Fast Fourier Transformation) Spektren, die die einzelnen Frequenzen mit ihren jeweiligen Signalstärken ausweisen. Damit ist es z.B. möglich, anhand ihrer charakteristischen Spektren (s.a. H1-Linie des Wasserstoffs) Molekülwolken zu identifizieren.
Das Bild rechts zeigt die Spektralanalyse (FFT) des Astra-1D Fernseh-Satelliten. Deutlich erkennt man in dem Bereich zwischen 1200 und 2100 MHz die einzelnen Transponderkanäle, mit denen die Bildsignale übertragen werden. Diese Grafik liefert somit eine völlig andere Information über das beobachtete Objekt als der Intensitäts-Scan beim Bild darüber.

Eine Kombination dieser beiden Methoden stellt die Rasteraufnahme dar. Dazu wird ein Teil des sichtbaren Himmels in Rasterpunkte zerlegt und an jedem der Rasterpunkte sowohl eine Intensitäts- als auch eine Spektral-Messung aufgenommen und gespeichert.
Das Bild rechts zeigt eine solche Messung im Bereich der H1-Linie mit insgesamt 1456 Messpunkten, wobei die Verteilung der Signalintensität als Falschfarbendarstellung visualisiert ist. Zur leichteren Orientierung sind hier einige bekannte stellare Quellen in das Raster eingeblendet. Deutlich erkennt man den sich farbig abhebenden Teil der Milchstraße. Die Aufnahme dieser Messung hat ca. 70 Minuten gedauert.
Seit Beginn der Messung hat sich während der angegebenen Messzeit der Himmel 20° um den Polarstern gedreht. Das bedeutet, dass das auf den erdgebundenen Standort bezogene Messraster nachträglich auf die entsprechenden Himmelskoordinaten umgerechnet werden muss, die zum Zeitpunkt der Messung im Fokus des Teleskops standen. Das Bild rechts zeigt die dadurch entstehenden Verzerrungen des ursprünglich rechtwinkligen Rasters. Im Gegenzug erlaubt diese Darstellung aber eine eindeutige Zuordnung eines Messpunktes zu den Himmelskoordinaten. Dieser Effekt wird verstärkt, je länger die Messung dauert und kann auch dazu führen, dass Objekte, die zu Beginn der Messung noch über dem Horizont sichtbar waren, am Ende der Messung unter den Horizont gewandert sein können.

Zu jedem Messpunkt kann neben der Intensitätsmessung auch ein Spektrum erstellt werden, das es erlaubt, zusätzlich z.B. die zugehörige Dopplerverschiebung an diesem Punkt zu erfassen. Während die Intensitätsverteilung als Tabelle mit Fließkomma-Werten bei obiger Messung lediglich einen Umfang von knapp 10 kB hat, umfasst das Spektrum für einen einzelnen solchen Messpunkt jeweils weitere 241 Messwerte, sodass sich zusätzlich 350896 Fließkomma-Werte ergeben, die als Datei bereits 2,1 MB umfassen. Da bei unserem Teleskop die Aufnahme eines Spektrum statt 3 s ca. 180 s dauert, verlängert sich dadurch allerdings die Messzeit auf 70 Stunden (2 Tage, 22 Stunden). Dies erklärt, warum in der Regel lediglich ausgewählte Punkte auf diese Weise vermessen werden.