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Physikreferat

Thema: Radioteleskope und Radioastronomie
Referent: Sebastian Unger
Tutor: Km (12)
Kurs: Physik Gk (Bu)
Themen: 1. Womit befasst sich die Radioastronomie?
Was sind die Ziele der Radioastronomie?
2. Die Geschichte und Entstehung der Radioastronomie/-teleskope
Wichtige Entdeckungen der Radioastronomie
3. Technik, Aufbau und Funktion von Radioteleskopen
4. Radioastronomie am Beispiel: Orionnebel
1.)
Zunächst möchte ich darauf eingehen, womit sich die Radioastronomie befasst.
Die Radioastronomie ist ein Teilthema der Astronomie, bei der astronomische Objekte mittels der Radiowellen, die von ihnen ausgesendet werden, beobachtet und untersucht werden.
Zu den astronomisch wichtigsten Objekten gehören Sonnen, Planeten, Monde, Asteroiden, Kometen, Pulsare, Quasare, Schwarze Löcher, Supernovae und viele mehr. Wegen den großen Entfernungen, die, die Radiowellen vom astronomischen Objekt zum Radioteleskop zurück legen müssen, werden die schwachen Überreste von empfindlichen Verstärkern verstärkt und anschließend elektronisch gespeichert und ausgewertet.
Der Vorteil von Radioteleskopen gegenüber optischen oder Infrarotteleskopen liegt darin, dass sich die Radiowellen von Staub- und Nebelwolken weniger beeinflussen lassen und somit bessere Messergebnisse ermittelt werden können.
Zu den wichtigsten Beobachtungsspektren die im Radiowellenbereich liegen, gehört die H²- Linie die von ionisierten Wasserstoffatomen emittiert wird.
Der Wasserstoff spielt in der Astronomie eine große Rolle, da er mit fast allen anderen Elementen verschieden Verbindungen eingehen kann.

2.)
Vor über hundert Jahren bewies C. Maxwell, dass sich das Spektrum der elektromagnetischen Strahlung nicht auf das sichtbare Licht beschränkt ist, sondern sich weit zu infraroten und ultravioletten Wellenlängen ausdehnt.
Der erste der elektromagnetische Wellen im Radiobereich erzeugte und nachwies war H. Hertz im Jahre 1887.
Forscher wie T. Edison ,J. Scheiner, J. Wilsing, O. Lodge und E. Nordmann versuchten Ende des 19. und Anfang des 20. Jahrhunderts nachzuweisen, dass auch die Sonne diese Strahlung absendet. Da alle ein negatives Ergebnis bekamen schloss man aus, dass Radiostrahlung aus dem Weltall zur Erde gelangt.
1932 untersuchte K.G. Jansky in New Jersey mögliche Störquellen des Funkverkehrs im Wellenlängenbereich von 14,6m. Mit Hilfe einer speziellen Richtantenne identifizierte er drei natürliche Störquellen. Ein nahes Gewitter, ferne tropische Gewitter und ein konstantes Rauschen unbekannter Herkunft. Es ergab sich, dass der Ursprung der unbekannten Störquelle im Milchstraßenzentrum lag.
Trotz Verkündung seiner Entdeckungen, wurde sie von den Astronomen kaum wahrgenommen.
Doch Grote Reber aus Wheaton bestätigte, nach einigen Fehlschlägen in den Jahren 1937-1939, letzt endlich Janskys Beobachtungen.
Rebers Entdeckungen bekamen jedoch auch keine Resonanz von anderen Astronomen. Also verbesserte er seinen Empfänger und beobachtete systematisch den Himmel.
Vier Jahre nach seinen ersten Entdeckungen veröffentlichte er eine Radiokarte der Milchstraße und die ersten Radiomessungen der Sonne.
Dies war der eigentliche beginn der radioastronomischen Forschungen.
1944 bewies H. van Hulst, dass die Spektrallinie des Wasserstoffes bei 21cm liegt.
O. Kiepenheuer deutete 1950 die nicht-termische Galaktische Radiostrahlung als eine Synchrotronstrahlung. Diese wurde durch die Elektronenkomponenten der kosmischen Strahlung hervorgerufen.
Die rasante Entwicklung nahm von nun an kein Ende.
1954 gelang es W.Baade und R.Minkowski, die Radioquelle Cygnus A mit einer optischen Galaxie zu identifizieren.
1962 zeigte A.Sandage die Übereinstimmung der Radioposition von 3C48 mit einem sternähnlichen Objekt.
1963 konnte M.Schmidt die Entfernung von 3C273 und J.L.Greenstein und T.A. Matthews die von 3C48 aus den rotverschobenen Spektrallinien herleiten und damit die kosmologische Entfernung der Quasare nachweisen.
1965 fanden A.Penzias und R.Wilson die 3 K Hintergrundstrahlung, die als Indiz für die Big-Bang-Theorie gilt
1967 wurden die Pulsare von J.Bell und A.Hewish entdeckt, und 1968 wiesen L.Snyder, P.Palmer und B.Zuckermann das erste organische Molekül (Formaldehyd, H2CO) im All nach.
3.)
Das wichtigste Werkzeug in der Radioastronomie ist das Radioteleskop.
Allgemein gesagt besteht ein Radioteleskop aus parabolisch geformten Metallplatten die als Hohlspiegel dienen und die Radiowellen in einer Antenne sammeln.
Die benötigte Technik besteht aus einem Verstärkerzug, einem Detektor und einem Aufzeichnungsgerät.
Man unterscheidet die Teleskope zwischen beweglichen und unbeweglichen.
Die Parabolantennen eines unbeweglichen Radioteleskops werden meist auf den Zenit gerichtet.
Das größte seiner Art liegt in Puerto Rico und hat einen Durchmesser von 305m.
Bewegliche Radioteleskope haben meist einen Durchmesser von 50-100m.
Das zweit größte bewegliche Radioteleskop der Welt steht in Effelsberg mit einem Durchmesser von 100m.
Um die empfangen Radiowellen auswerten zu können ist ein sehr empfindlicher Empfänger nötig, der noch bei Signalen mit einer Leistung von nur 10 hoch (–17) Watt anspricht.
Um den Wirkungsgrad zu verbessern werden seine Bauteile oft auf Temperaturen nah des absoluten Nullpunkts gekühlt. Zur Auswertung der empfangenen Spektrallinien dienen spezielle Empfänger die man bis auf 1000 Wellenlängen gleichzeitig einstellen kann.
Um eine höhere Auflösung zu erhalten koppelt man oft kleinere Radioteleskope zu einem Interferometer. Die somit zu erreichende höhere Winkelauflösung führt zu höher auflösenden Bildern. Die Signale der verschiedenen Radioteleskope werden überlagert und mit Hilfe der mathematischen Methode der Fouriertransformation ausgewertet.
Durch die Fouriertransformation lässt sich die Darstellung „Zeitpunkt und Abtastwert“ in die Darstellung „Frequenzanteil, Amplitude und Phase“ umwandeln.
Durch diese Ergebnisse entsteht nun eine Karte des beobachteten Bereiches, die die Auflösung eines Radioteleskops, mit der Größe des Abstands der Einzelantennen im Interferometer, hat.
Doch erst mit der Hilfe des supraleitenden Tunneleffekt-Detektors ist es den Astronomen möglich geworden in noch tiefere Regionen des Universums vorzudringen.
Mit seiner Hilfe ist es möglich Strahlungen im Submillimeter-Bereich zu Messen und somit sogar Zusammensetzungen interstellarer Gase zu bestimmen.
Ich möchte nun versuchen die Funktionsweise des supraleitenden Tunneldetektors möglichst einfach darzustellen.
Der Detektor besteht aus zwei Supraleitern, die durch einen elektrisch nicht-leitenden Isolator getrennt sind. Dies bezeichnet man als einen supraleitenden Tunnelkontakt (Josephson-Kontakt).
Supraleiter sind Metalle (zum Beispiel Blei oder Niob) die nahe des absoluten Nullpunkts Strom ohne elektrischen Widerstand leiten.
Es ist laut der klassischen Physik nicht möglich, dass Strom durch den Isolator fließt. In der Quantenmechanik ist jedoch bekannt, dass es mit einer geringen Wahrscheinlichkeit möglich ist, dass das Elektron durch eine Art Tunnel im Isolator schlüpft. Diesen Vorgang bezeichnet man als „tunneln“.
Wenn das Elektron auf dem Supraleiter durch die einfallenden Radiowellen auf ein höheres Energieniveau gebracht wird, steigt die Wahrscheinlichkeit eines „tunnelns“.
Das bedeutet umso höher die Intensität und Energie der einfallenden Radiowellen, umso stärker werden die Elektronen aufgeladen und können somit mit größerer Wahrscheinlichkeit durch die Isolatorschicht gelangen.
Mit diesem Vorwissen kann ich nun auf die spezielle Verwendung des supraleitenden Tunneleffekts-Detektor bei einem Radioteleskop eingehen.
Er ist in diesem Bereich besonders geeignet, da nur die Energie einer Millimeterwelle benötigt wird, um die Elektronen auf dem Supraleiter in einen nächsthöheren Zustand zu versetzten.
Die Existenz verschiedener Energiezustände im Leitungsband eines Supraleiters wurden 1957 von John Bardeen, Leon N. Cooper und J. Robert Schrieffer begründet.
Sie fanden heraus, dass sich immer zwei Elektronen zu einem Cooper-Paar zusammenschließen. Dies ist trotz gleicher Ladungen möglich. Denn nach der uns bekannten Chemie müssten sich die Elektronen von einander abstoßen. Durch eine Wechselwirkung mit den positiv geladenen Ionen ist es jedoch möglich, dass sie sich anziehen.
Die positiven Ionen bilden ein Gitter, das von durchquerenden Elektronen gestört wird und dadurch ein weiteres Elektron anzieht, so dass die beiden Elektronen ein Cooper-Paar bilden.
Diese gekoppelte Wechselwirkung bewirkt eine Energielücke in den legitimen Elektronenzuständen.
Unterhalb dieser Lücke sind die Elektronenzustände aufgefüllt und oberhalb leer.
Um nun ein verwendbares Ergebnis zu bekommen, müssen die Radiowellen auf die besetzten Zustände gelangen um die Elektronen in ein höheres Energieniveau zu bringen und sie somit zum „tunneln“ bewegen zu können. Sie füllen dann die unbesetzten Zustände auf der anderen Seite auf. Jetzt muss man nur noch den resultierenden Ladungsfluss durch den Isolator messen um das Messergebnis verwenden zu können.
Damit die Radiowellen auf den supraleitenden Tunneldetektor gelangen, wird eine Schmetterlings-Dipol-Antenne benötigt. Sie ist wenige Millimeter lang und ein zehntel Mikrometer dick. Sie besteht aus einem Metallhorn, dass an einen metallischen Hohlleiter angeschlossen ist. In diesem Hohlleiter ist der Detektor angebracht.
Um den Verlust der einfallenden Strahlen auf Grund der sich im Träger ausbreitenden Wellen, zu reduzieren, wäre es möglich eine Linse auf der Rückseite des Trägers anbringen, welche die Strahlen auf den supraleitenden Tunnelkontakt bündelt. Würde man dies nicht machen, könnten bis zu 80 Prozent der Strahlung aus dem Weltall verloren gehen.
4.)
Der Orionnebel besteht aus mindestens 28 Molekühlarten.
Dank des supraleitenden Tunneleffektdetektors fand man durch einen Spektralanalyse heraus, dass Methanol-Molekühle hauptsächlich in chemisch nicht-aktiven Regionen vorzufinden sind und Schwefeldioxid-Molekühle dagegen in chemisch aktiven Regionen sind.
Weitere Bestandteile des Orionnebels sind: SO, CO, CN, CH2CN, CH2OH und viele weitere.

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