"Ich werde hier sicherlich nicht so grandiose Ergebnisse präsentieren können wie diese von unseren Astrofotografen Dr. Otmar Nickel, Peter Kirchgessner oder Peter Thomas Bär (um nur drei der vielen guten Astrofotographen der AAG zu nennen), die zum Teil unter widrigen Umständen, unter denen ich noch nicht einmal die Kamera auspacken würde, phantastische Aufnahmen präsentieren.
Es ist ein Versuch, eine der Nischen der Amateur-Astronomie etwas näher zu bringen."
Ein radioastronomischer Ausflug oder was mit einfachen Mitteln möglich ist
Beschreibung eines einfachen Experiments, ohne weiter auf mathematische oder physikalische Hintergründe einzugehen.
In den letzten 20 bis 25 Jahren hat sich sehr viel im HF-Bereich getan, insbesondere oberhalb 1 GHz. Und dies dank WLAN, steigenden Anforderungen an mobile Kommunikation, dem Bedarf an drahtlosen Hochgeschwindigkeit-Fernverbindungen und nicht zuletzt dem Bedarf an immer kleineren Sat-Antennen, wofür zwangsläufig immer leistungsfähigere LNBs1 gebraucht werden. Die Entwicklung von neuen, extrem rauscharmen Halbleitern in den letzten 15 bis 20 Jahren hat mit dazu beigetragen.
1LNB (Low Noise Block): Empfangseinheit mit rauscharmen Verstärker einer Sat‐Antenne
Vor rund drei Jahren habe ich mich entschieden, einen kleineren Versuch im spannenden Bereich der Radioastronomie zu starten. Ein Radiometer‐Receiver2 für einen passablen Preis war recht schnell gefunden. Auch halbwegs passable und preisgünstige LNAs3 findet man im erstaunlichen Umfang.
2Radiometer: Ein Receiver, der die empfangene Leistung im gesamten Bereich seiner Bandbreite aufsummiert
3LNA: Low Noise Amplifier, rauscharmer Verstärker
Die Helixantenne
Der nächste Schritt war die Wahl einer Antenne. Mit einer Sat-Antenne konnte ich mich nicht so richtig anfreunden (Fehler!), also entschied ich mich dann für einen ersten Test mit einer Wendelantenne. Zwei Gründe sprachen für diese Wahl. Zum einen erschien sie mir einfacher zu bauen als die Yagi-Antenne (kleiner Irrtum!). Wichtiger aber: Sie besitzt einen großen Vorteil gegenüber einer Yagi. Die Yagi-Antenne empfängt optimal nur in einer Polarisationsebene; senkrecht dazu geht der Gewinn gegen Null. Alle andere Ebenen bewegen sich dazwischen.
Eine Wendelantenne, auch Helixantenne oder kurz Helix genannt, empfängt bei einer linear polarisierten Welle zwar um ca. 10‐20 % schwächer, aber dafür in allen Polarisationsebenen. Grob gesagt, empfängt sie damit insgesamt ca. zweimal mehr an Leistung als eine Yagi‐Antenne (isotrope Polarisationsverteilung vorausgesetzt).
Der Träger durfte im anvisierten Frequenzbereich keine Dämpfung aufweisen; das passende Material dafür war schnell ermittelt. Die einzelnen Segmente wurden im 3D-Drucker gefertigt und zusammengeklebt. Berechnet wurde die Helix auf eine Mittenfrequenz von 1420 MHz und hat eine Bandbreite von ca. 60 MHz. Sie hat 23 Windungen, durch gewählte Geometrie beträgt ihr Öffnungswinkel ca. 27⁰. (etwas zum Öffnungswinkel: siehe Anhang 1)
Die Antenne ist mit der 50Ω Anpassung 130 cm lang. Zwei "Low‐Cost" LNAs sind direkt an der 50Ω Anpassung angeschlossen, das Kabel geht dann zum Radiometer.
Die Ergebnisse mit der Helixantenne
Die Ergebnisse waren erst einmal, na ja, sagen wir mal enttäuschend. Noch nicht einmal konnte die Sonne klar aus den Signalen gelesen werden, dafür meteorologische Effekte (Wolken). Nach späterem Durchmessen der LNAs stellte sich heraus, ihre Verstärkung für diesen Frequenzbereich ist zu hoch ausgewiesen worden. Ein dritter LNA brachte nichts, da er den Eingangspegel nicht verkraftet hat. Also, ich habe einen handelsüblichen Sat-Verstärker vor das Radiometer gesetzt und dann war das Signal der Sonne beim Durchgang zu erfassen.
Fazit von der Arbeit mit der Helixantenne
Mit der Helix-Antenne lassen sich Ergebnisse erzielen, dennoch gibt es im Bereich der Verstärkung und der Signalaufbereitung noch einiges zu verbessern. Ursprünglich waren zwei oder sogar vier zusammengeschaltete Antennen geplant. Nach dem anfänglichen Misserfolg habe ich das erst einmal nicht mehr weiterverfolgt. Mein Ziel ist es dennoch, in diesem Frequenzbereich etwas mehr zu "sehen" als es bis jetzt der Fall war, egal mit welcher Antennenart.
Am 03.06.20 habe ich versucht, eine neue Messung durchzuführen. Leider waren die meteorologischen Bedingungen nicht optimal. Inzwischen konnte ich das nachholen. Kurz vor dem geplanten Abbau der Anlage zog ein leichtes Gewitter auf. Ich drehte die Antenne in Richtung Gewitter und wartete bis es angefangen hat zu tröpfeln. Das hieß für mich, Strom aus und schnell einpacken!
Die Satelliten-Antenne
Jetzt erst noch einmal rund sechs Monate zurück. Nach dem anfänglichen Misserfolg mit der Helix-Antenne habe ich Anfang Dezember 2019 doch angefangen, über eine kleine Sat-Antenne nachzudenken. Ich musste ausschließen, dass mein Radiometer fehlerhaft sein könnte. Das gesamte Equipment dafür war für rund 90 € zu bekommen. Alles weitere dafür notwendige Zubehör war ja, dank der Helix, schon vorhanden. Nach Erhalt der Einzelteile stellte sich heraus, dass das Tragrohr meines einfachen Camping-Stativs für diese Aufgabe zu dünnwandig war. Beim Festziehen der Halterung hat es sich erheblich deformiert. Nachdem ich das Tragrohr durch ein stabileres ersetzt habe (vorher: 0,75mm, nachher: 2,5mm Wandstärke), konnte es problemlos seine Aufgabe erledigen. Das Stativ ist in drei Stufen höhenverstellbar.
Erste Erfolge mit der Sat-Antenne
Die Asymmetrie liegt an der nicht korrekten Ausrichtung der Antenne (der Peak links stammt von einem Vogel, der gerade die Antenne "verdreckt").
Meteorologischer Einfluss auf Messergebnisse
Es war durchgehend bewölkt in verschiedenen Stärken. Da braucht man die Anlage erst gar nicht einzuschalten, außer für Tests.
Das ist ein Problem, womit alle Astronomen zu kämpfen haben, auch die Radioastronomen. Man ist zwar fast unabhängig von der Tageszeit, aber leider nicht vom Wetter.
Bei noch stärkerer Wolkenbildung kann das von ihnen ausgehende Störsignal fast die Größenordnung der Sonne bei unbedecktem Himmel annehmen.
Neigungsmesser und Frequenzerweiterung
Bislang habe ich die Elevation mittels der Scala am Spiegel (max. +/‐ 1,5⁰ genau) und den Azimut mittels Kompass (max. +/‐ 2⁰ genau) händig eingestellt. Ich stelle die Antenne zwar immer noch per Hand, aber ich habe die Scala durch einen elektronischen Neigungsmesser ersetzt, der +/‐0,01⁰ genau ist. Damit sind Fehler bei dem Einstellen der Elevation sehr klein, weit unterhalb der Antennenauflösung. Und die Messung eines viel schwächeren Signals (bspw. das Signal der Venus) sollte damit möglich sein. Das ist allerdings ziemlich an der Grenze dessen, was das kleine System gerade noch zu leisten vermag.
Zwischenzeitlich habe ich zusätzlich einen LNB für 20 GHz angeschafft. Damit können jetzt Frequenzen bei 11,2 GHz und 19,8 GHz gemessen werden.
Die Venus
In der letzen Mai Woche ist es mir tatsächlich mehrmals gelungen, die Venus zu detektieren. Darunter zwei Mal richtig gut! Das Wetter am 01.06.20 war traumhaft. Leider nur nicht in dem Zeitraum als die Venus ihren 180⁰ Durchgang hatte. Zur Erklärung: Ich nutze den 180⁰ Durchgang, weil sich in dieser Zeit die Elevation in nur sehr kleinem Maß ändert. Kleine Fehler in der Einstellung des Azimut können in diesem Fall vernachlässigt werden.
Die Entfernungen zur Erde betrugen 0,291 AE am 30. Mai und 0,290 AE am am darauffolgenden Tag. Im Zeitraum vom 02.06 bis zum 05.06 war die Venus der Sonne so nahe, das ihr Signal im Signal der Sonne verschwand. Leider ist hier kein großer zeitlicher Spielraum vorhanden. Die uns erreichende Leistung jeder Art elektromagnetischer Wellen fällt bekanntlich mit dem Quadrat der Entfernung ab. Ist die Venus von uns erst einmal ca. 0,45–0,5 AE entfernt, verschwindet das Signal für diese kleine Antenne im Untergrund des Störungs‐Rauschens.
Elektronikraum
Empfang, Aufbereitung und Speicherung der Daten findet in meinem kleinen Elektronik-Labor statt. Das ist ein kleiner, separater Kellerraum aus Stahlbeton, der elektromagnetische Einflüsse gut abschirmt. Seine Temperatur liegt fast das ganze Jahr konstant bei 18⁰C. Hier sind das Radiometer und der Steuer-Rechner untergebracht. Das Radiometer reagiert leider sehr empfindlich auf Temperaturschwankungen. Deshalb benötige ich längere, verlustarme Kabel, um die Antenne mit dem Receiver zu verbinden. Das Ergebnis spricht aber für sich. Eine thermisch hoch isolierte Box für das Radiometer ist gerade in Bau, so dass ich das Radiometer bei Bedarf auch direkt an der Antenne betreiben kann. Um die Temperatur in diesem Raum möglichst nicht zu verändern, wird der Rechner von einer anderen Stelle aus ferngesteuert.
Radiometer
Der eigentliche radioastronomische Messplatz besteht aus dem Radiometer und einem alten Notebook (für diesen Zweck vorläufig ausreichend).
Die Eckdaten des Radiometers: Eingangsverstärkung ca. 20db*, Bandbreite 50 MHz bei einer Mittenfrequenz von 1415 MHz. Nach der Demodulationsstufe folgt ein programmierbarer NF-Verstärker, dessen Verstärkung in 10 Stufen von 1 bis 500 (relativer Wert, max. 15db Verstärkung) eingestellt werden kann.
*db: Dezibel, ein auf dem 10er Logarithmus basierendes Maß für die Verstärkung (V). (V=1=0db, V=2=3db, V=10=10db, V=100=20db, V=1000=30db usw.) Vorteil bei dieser Darstellung: Hintereinander geschaltete Verstärkungsstufen können einfach addiert werden.
Das Radiometer hat Funktionen zur Integration und zum Samplings der Eingangssignale. Beide sind in mehreren Stufen einstellbar, um das Verhältnis von Störungssignal/Nutzsignal den Bedingungen optimal anzupassen. Auch der Null-Pegel kann an die Signalstärke angepasst werden. Die Null-Linie, ab der gemessen wird, kann also verschoben werden. Nach Demodulation wird das Signal von einem 14 Bit ADWandler in eine für den Rechner lesbare Form umgesetzt.
Aufgrund der variablen Verstärkung und der Nullpunkt-Verschiebung, ist die Angabe der Zählrate auf der linken Ordinate der Messprotokolle eine relative Angabe. Sie reicht immer von 0 bis 16000. Die absolute Größe spielt auch keine Rolle. Interessant ist nur das Verhältnis des Nutzsignals zum Untergrundsignal. Bei schwachen Signalen kann man in den Bereich hinein zoomen, z. B. von 1000 bis 2000.
Die Daten werden in einem lesbaren Textfile abgelegt. Im Header wird alles Wichtige wie Datum, Verstärkungsfaktor, Integrationsrate und Samplingrate vermerkt. Die Aufzeichnungsrate pro Sekunde hängt von der Integrationseinstellung und der Sampingrate ab. Sie reicht von mehreren Messungen pro Sekunde bis einige Sekunden pro Messpunkt. Da ist experimentieren gefragt, um eine vernünftige Ausgabe zu erhalten. Alle Möglichkeiten habe ich noch nicht ausprobiert und halte mich meist an einem von Entwicklern empfohlenen Bereich. Hier gibt es sicherlich noch einiges Verbesserungspotential. Zusätzlich besteht die Möglichkeit, die graphische Ausgabe als Print Screen im PNG‐Format abzulegen. Der Textfile lässt sich wieder in die Software einlesen, um Bereiche durch Zoomen in X- und Y-Richtung nachträglich genauer zu betrachten.
Sat-Antenne-Messung
Die Beschriftung auf der rechten Ordinate bezieht sich auf den internen, temperaturstabilisierten Decoder (Demodulator), der auf 40⁰ Celsius stabil gehalten wird. Sie dient eigentlich nur zur Funktionskontrolle und kann ausgeblendet werden.
Als weiterer Empfänger steht ein kleiner, hochempfindlicher und schmalbandiger Handscanner zur Verfügung. Die Bandbreite beträgt entweder 12KHz oder 250 KHz.
Zurzeit verfolge ich diesen Weg nicht weiter. Der Integrationsfaktor von RadioSkyPipe ist absolut nicht vergleichbar mit diesem der Radiometer-Software. Hier geht es eher um eine Mischung aus Sampling und Mittelwertbildung. Auch diese Software speichert Daten, die zusätzlich in einen XML- oder Textfile exportiert werden können.
Hinweis: Diese Software kann auch mit einem SDR-Dongle eingesetzt werden.
Was kann ich mit den mir verfügbaren Mitteln sichtbar machen? Was sehe ich in den mir zugänglichen Frequenzbereichen?
Das ist ein Thema, das jeden Experimentator ganz besonders interessiert. Schauen wir zuerst auf die beiden Frequenzen im GHz Bereich, also bei 11,2 GHZ und bei 19,8 GHz. Hier wird vorwiegend die thermische Strahlung gemessen, die ein aufgeheizter Körper oder Gaswolke, bspw. ein HII Gebiet, abgibt. Diese Strahlung wird auch Schwarzkörperstahlung genannt. Im Anhang 2 findet sich eine kurze Beschreibung dazu.
Es gibt auch aktiv strahlende Objekte. Das stärkste in unserem Sonnensystem ist die Sonne. Bei ihr folgt allerdings zusätzlich ein gewisser Prozentsatz der Strahlung dem Gesetz eines schwarzen Körpers. Danach die Gasriesen, allen voran Jupiter. Hier spielt die Musik (und das im wahrsten Sinn des Wortes, siehe Projekt "Radio Jove" der NASA) bei sehr viel niedrigeren Frequenzen – unterhalb 40 MHz. Die nächste starke aktive Quelle außerhalb unserer Galaxis ist die Radiogalaxis Cygnus A. Werfen wir erst einen Blick auf die detektierbaren Quellen in unserem Sonnensystem.
Detektierbare Quellen im Sonnensystem
Jansky (Jy): Messwert für den uns erreichenden Energiefluss (Strahlungsfluss, Flux) einer Radio-Quelle, benannt nach einem der ersten Pioniere und Entdecker der Radioastronomie. Ein unglaublich kleiner Wert! Auf meiner Antennengeometrie (Öffnungswinkel, Fläche) und der Bandbreite des Radiometers bedeutet: 1 Jy=10‐18 bis 10‐19 Watt, abhängig von der Winkelausdehnung der Quelle. Die Venus leistet damit rund 6,1*10‐17 Watt. Etwas zu wenig um einen Kaffee zu kochen!
Wer es genau wissen will: 1 Jy = 10‐26 W / ( m2 * Hz )
MJy = Megajansky
kJy = Kilojansky
Man sieht bei diesen sogenannten Plots auch: All diese Quellen strahlen bei 19,8 GHz erheblich stärker als bei 11,2 GHz. Daher sollte hier auch die höhere Frequenz gewählt werden. Nicht aber bei Messungen der aktiven Sonne (Protuberanzen, Sonnenflecken). Da wählt man besser den 11,2 GHz Bereich, da hier das Verhältnis zwischen aktiver und ruhiger Sonne fast 1 zu 2 ist.
Nebenbei: Die aktive Sonne hat ihr Maximum bei 300 MHz, für Sonnenbeobachter sind also niedrigere Frequenzen die bessere Wahl (rund 100‐800MHz).
Deep Sky Objekte
Cass A, Orion Nebel und Krebs Nebel (Taurus A) sind reine bis fast reine Schwarzkörperstrahler (HII Gebiete, auch Hα‐Gebiete genannt). Meist sind das aktive Sternentstehungsgebiete. Die entstehenden Sterne haben Gas und Staub noch nicht fortgeblasen, sie heizen aber diese Gebiete schon recht kräftig von innen auf. Cygnus A dagegen ist eine sehr aktive Galaxis.
Um solch schwache Objekte mit einer so kleinen Anlage zu detektieren, ist noch einiges an Verbesserungen notwendig. Der Kunstgriff, den ich bei der Venus verwendet habe, ist hier nicht wirklich anwendbar. Des Weiteren ist auch die gesamte Galaxis aktiv. Leider habe ich noch keine Durchmusterung in diesen Frequenzbereichen gefunden. Dennoch lässt sich auch mit einer kleinen Anlage einiges detektieren.
Hinweis zu diesen Diagrammen (auch Kraus' Plot genannt), näheres im Anhang 3: Die zuhauf im Internet zu findenden Plots sollten nicht zu einer Prognose der Signalstärken herangezogen werden, außer, man erstellt sich auf Folie ein passendes doppelt logarithmisches Raster. Denn beide Achsen, Ordinate wie Abszisse, sind logarithmisch. Hier kann man sich extrem verschätzen.
Die Frequenz von 1420 MHz
In der näheren Umgebung ist für mich nur die Sonne interessant. Bei dieser Frequenz liegt die ruhige Sonne bei 486 KJy (Schwarzköperstrahlung) und die aktive bei 47,6 MJy (durch aktive Prozesse, z. B. Synchrotonstrahlung, Ionisationseffekte, u. Ä bewirkte Effekte). Protuberanzen und Flecken sollten sich hier schon deutlich bemerkbar machen. Auch wenn sie uns zurzeit "diesen Gefallen" nur in geringem Umfang machen. Auch Cassiopeia A (Cas A), Cygnus A (Cyg A) und der Krebs‐Nebel (Tau A) sind aussichtsreiche Kandidaten. Ihre Flux-Werte liegen in diesem Frequenzbereich bei 2,1kJy (Cas A), 1,5kJy.(Cyg A) und 1kJy (Tau A).
Das eigentlich Interessante bei dieser Frequenz ist der neutrale, optisch unsichtbare Wasserstoff, die sogenannten HI Gebiete. Aufgrund eines quantenmechanischen Effekts strahlt der neutrale Wasserstoff aktiv bei dieser Frequenz. (Bei Interesse, eine kurze Beschreibung im Anhang 4). Diese Strahlung ist recht schwach. Das wird aber durch die große Menge an Wasserstoff ausgeglichen. Wasserstoff ist das bei weitem häufigste Element im All. Daher sind wir auf der Erde in der Lage, dieses Signal klar zu empfangen.
Da dieses Gas stark in den Spiralarmen konzentriert ist, können wir diese damit indirekt sehen. Wie? Eigentlich recht einfach: Die Galaxis rotiert. Die Spiralarme rotieren mit der Galaxis, aber mit leicht unterschiedlichen Geschwindigkeiten in Bezug auf unsere Position (Relativbewegung). Da alle elektromagnetische Wellen, egal ob Röntgen, Licht oder Ultralangwellen die Lichtgeschwindigkeit nicht überschreiten können, unterliegen sie daher einer Rot- oder Blauverschiebung, die davon abhängig ist, ob die Relativbewegung positiv oder negativ ist. Genau das können wir messen, und damit auch indirekt die einzelnen Spiralarme identifizieren. Zusätzlich auch die Relativbewegung unseres Sonnensystems zu ihnen im Lauf eines Jahres. Das Gas in unserem Spiralarm sollte für uns sehr nahe bei 1420,4 MHz liegen. Die Eigenbewegung der Erde müsste zu leichten zyklischen Verschiebungen führen und die Turbulenzen in den Gaswolken – zu einer Verbreiterung der Linien.
Es bleibt noch einiges zu tun, um gute Ergebnisse zu erzielen. Bei den Messungen konnte ich z. B. festgestellen, dass bei 16 GHz das Nutz/Stör Signalverhältnis zwar stimmt, aber die empfangene Leistung ca. 50 % unter dem zu erwartenden Wert liegt. Durch aufgeklebte Spiegelplättchen konnte ich festgestellen, dass 50 % der Strahlung außerhalb des Feeders des LNBs liegen. Hier bieten sich diverse Lösungen an. Zusätzlich scheint die Oberfläche der Sat-Antenne weniger parabolisch als sphärisch zu sein.
Eine Lösung, die hier sicherlich auch gebraucht werden wird.
Eine 120 cm Prime‐Fokus ist schon vorhanden, günstig über E…‐Kleinanzeigen erworben. Diese soll, wenn sie fertig ist, vollbeweglich sein. Bedauerlicherweise fehlen mir immer noch Teile, um alles zusammen zu setzen, leider seit schon über einem halben Jahr. Und ich muss ein einfaches Steuerprogramm entwickeln. Diese geplante Anlage wird dann in allen drei Frequenzbereichen einsatzfähig sein.
Eine Bemerkungen zum Schluss: Man muss in diesem Sektor, ähnlich wie bei der Astrofotografie, Ausdauer und Geduld mitbringen. Messungen können sehr lange dauern (bleibt Zeit zum Lesen) und müssen öfter wiederholt werden. Auch das kennt jeder Astrofotograf. Und: Ich werde der optischen Astronomie ganz sicher auch weiterhin treu bleiben.