Arecibo-Observatorium

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Teleskop
Arecibo-Radioteleskop
Die seilgetragene Plattform mit drehbarem Azimuth-Arm und daran verschiebbaren Antennen, links das Radom des Gregory-Spiegelsystems, rechts die 430-MHz-Feed-Line
Die seilgetragene Plattform mit drehbarem Azimuth-Arm und daran verschiebbaren Antennen, links das Radom des Gregory-Spiegelsystems, rechts die 430-MHz-Feed-Line
Typ Radioteleskop
Standort ca. 15 km südlich von Arecibo (Puerto Rico)
Höhe 497 m (Zentrum d. Sphäre)
Geogra­fi­sche Koor­di­naten 18° 20′ 39″ N, 66° 45′ 10″ WKoordinaten: 18° 20′ 39″ N, 66° 45′ 10″ W
Wellenlänge 1 m bis 3 cm
Apertur 305 m
Bauzeit 1960 bis 1963
Inbetriebnahme 1. November 1963
Besonderheit lange weltgrößtes Teleskop

Das Arecibo-Observatorium, 15 km südlich der Hafenstadt Arecibo in Puerto Rico, ist bekannt für sein großes Radioteleskop. Es hat einen unbeweglichen Hauptspiegel von 305 Metern Durchmesser. Mit darüber beweglich montierten Instrumenten kann knapp 20° um den Zenit herum beobachtet werden. Geplant wurde das Teleskop zur Erforschung der Ionosphäre. Dazu ist es auch mit Sendern ausgestattet, deren Radiowellen von der Ionosphäre zurückgestreut werden. Mit stärkeren Sendern wurde dann Radarastronomie betrieben. Im passiven Betrieb wird Strahlung von Radioquellen empfangen. Mit der großen Reflektorfläche und nach mehrfacher Aufrüstung eignet sich das Teleskop besonders für die Durchmusterung, das Aufspüren schwacher, schmalbandiger oder intermittierender Quellen, wie HI-Gebiete[1] bzw. Pulsare,[2] auch im Verbund anderen Radioteleskopen (VLBI).[3] Zu den weiteren Instrumenten des Arecibo-Observatoriums gehören optische Instrumente zur Atmosphärenforschung, ein LIDAR, ein kleineres Radioteleskop und ein 30 km entfernt errichteter Ionosphärenheizer.[4] Am Observatorium, das rund um die Uhr in Betrieb ist, sind etwa 140 Menschen beschäftigt. Ein unabhängiges Gremium verteilt nach wissenschaftlichen Kriterien Beobachtungszeit an jährlich rund 200 Astronomen in aller Welt, die diese meist aus der Ferne wahrnehmen. Das Besucherzentrum des Observatoriums zählt dagegen rund 100.000 Besucher pro Jahr.

Geschichte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Idee zur Ionosphärenforschung mit einem großen, vertikalen Radar und den Willen zur Umsetzung hatte William E. Gordon. Konstruiert und – vom Sommer 1960 bis November 1963 – gebaut wurde das Observatorium für 9 Mio Dollar aus Mitteln der ARPA. Die Einrichtung hieß zunächst Arecibo Ionospheric Observatory (AIO) und war dem US-Verteidigungsministerium unterstellt. Im Oktober 1969 wurde sie der National Science Foundation (NSF) überantwortet und im September 1971 in National Astronomy and Ionosphere Center (NAIC) umbenannt. Für noch einmal neun Millionen Dollar wurde das Teleskop 1972 bis 1974 für die Astronomen tauglich gemacht und noch einmal 1992 bis 1998 für 25 Mio. Dollar wesentlich verbessert. Im Auftrag der NSF gemanagt wurde das NAIC von 1969 bis 2011 von der Cornell University, seither von SRI International. Seit 2006 reduziert die NSF schrittweise ihren Beitrag zu den Betriebskosten von jährlich 6 Mio. Dollar, es droht die Stilllegung.[5][6] Mit FAST wird zurzeitVorlage:Zukunft/In 2 Jahren in China ein ähnliches, etwas größeres Teleskop in Betrieb genommen. Zur weit überlegenen Konkurrenz[7] würde das Square Kilometre Array.

Beschreibung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Detailreiche Aufnahme der Instrumentenplattform

Hauptspiegel[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Hauptspiegel des Radioteleskops wird getragen von einem in der Projektion rechtwinkeligen Gitter aus Drahtseilen über dem Boden einer ausgearbeiteten Karst-Mulde. Diesem Gitter lag bis 1971 lediglich ein Drahtnetz auf, zu wellig, um bei den Empfangsfrequenzen von damals 318, 430 und 611 MHz beugungsbegrenzte Auflösung zu erreichen, und zu weitmaschig (1/2-Zoll) für höhere Frequenzen. Während der ersten Aufrüstung des Teleskops wurde dieses Drahtnetz durch 38.778 individuell justierbare, gelochte Aluminiumpaneele ersetzt. Die Abweichungen der Oberfläche von der angestrebten sphärischen Form betrugen damit nur 2 mm (RMS), was den nutzbaren Frequenzbereich auf 10 GHz erweiterte. Während der zweiten Aufrüstung wurde um den Hauptspiegel ein feinmaschiger Zaun als Abschirmung gegen thermische Umgebungsstrahlung errichtet.

Instrumentenplattform[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bei Variation der Blickrichtung bewegt sich der primäre Fokus auf einer Kugelschale mit halbem Radius (Brennweite für paraxiale Strahlen). Entsprechend müssen die Instrumente bewegt werden, mit einer Präzision im Millimeterbereich. Als Basis hängt an starren Drahtseilen ein dreieckiges Fachwerk. Je sechs Seile führen zu drei Stahlbetonpfeilern außerhalb des Hauptspiegels, die ihrerseits mit je sieben Seilen nach außen hin abgespannt sind. An einem Schienenring an der Unterseite der Plattform dreht sich zur Einstellung des Azimut ein Gitterbalken. Die Unterseite dieses Azimut-Arms ist kreisförmig gebogen und mit Schienen versehen, an denen sich zwei Antennenträger unabhängig voneinander bewegen. Damit wird der Zenitwinkel eingestellt. Während der ersten Aufrüstung wurden Ausleger an die Ecken der Plattform montiert, die über den Azimut-Arm hinausragen und über Seilpaare mit Verankerungen unter dem Hauptspiegel verbunden sind, um die Höhe der Plattform zu stabilisieren.

Korrektur der Kaustik[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Kaustik durch sphärische Aberration

Die Kopplung des Strahlungsfeldes aus dem Hauptspiegel an die Wellenleiter der Sende- und Empfangsgeräte ist aufwändig wegen der zu korrigierenden sphärischen Aberration. Eine Lösung, die erst im zweiten Anlauf gelang,[4] nutzt einen sogenannten line feed (siehe Hohlleiter und Schlitzantenne) auf der optischen Achse (der Geraden in Blickrichtung durch den Mittelpunkt der Sphäre). Auf der optischen Achse kreuzen sich Strahlen vom Rand des Hauptspiegels in geringerer Höhe als achsennahe Strahlen. Zudem treffen sie sich „früher“, auf kürzerem Weg (ab Radioquelle oder ab Wellenfrontebene, vor der Reflexion). Der Ort, an dem eine bestimmte Wellenfront die optische Achse trifft, wandert schneller als mit Lichtgeschwindigkeit nach oben. Auch die Phasengeschwindigkeit der Welle im Hohlleiter ist schneller als Lichtgeschwindigkeit. Der über die Länge variierende Querschnitt des Hohlleiters passt die Geschwindigkeiten einander an, sodass sie am oberen Ende positiv interferieren. Diese Anpassung ist empfindlich von der Freiraumwellenlänge abhängig, sodass nur über eine geringe Bandbreite von etwa 10 MHz ein hoher Antennengewinn zustande kam. Es wurden zunächst line feeds für Frequenzen von 318, 430 und 611 MHz gebaut. Nur der 430-MHz line feed ist noch in Gebrauch, sowohl zum Senden als auch zum Empfangen. Er ist 29 m lang und leuchtet den ganzen Hauptspiegel aus (Apertur im Zenit 305 m). Mit steigendem Zenitwinkel verschlechtern sich allerdings schnell der Antennengewinn und das thermische Rauschen (aus der Umgebung neben dem Hauptspiegel).

Die andere Lösung, installiert während der zweiten Aufrüstung, nutzt einen Sekundärspiegel hinter dem Fokus des Hauptspiegels (wie bei einem Gregory-Teleskop), wo auch die paraxialen Strahlen schon wieder divergieren. Über die Form des Sekundärspiegels wird die Wellenfront wieder sphärisch gemacht. Auch ein noch kleinerer dritter Spiegel trägt dazu bei, seine Hauptaufgabe ist aber die Verkürzung der nach dem zweiten Spiegel verlängerten effektiven Brennweite. So wird mehr Leistung in die anschließende Hornantenne eingekoppelt. Die Gregory-Optik kann über die ganze Bandbreite der verschiedenen Empfänger, 0,3 bis 10 GHz, benutzt werden, die nach Bedarf jeweils zusammen mit ihren Hornantennen und tiefgekühlten Mischern/Vorverstärkern ferngesteuert in den Fokus gedreht werden. Die Gregory-Optik leuchtet ein ovales Gebiet des Hauptspiegels aus (213 × 237 m). Daher ist der Antennengewinn etwas geringer als mit den line feeds (bei gleicher Wellenlänge, im Zenit). Sie ist in einem vor der Witterung schützenden Dom untergebracht.

Räumliche und Polarisationsauflösung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Winkelauflösung ist frequenzabhängig. Das Produkt der Frequenz mit dem Vollwinkel, innerhalb dessen der halbe Fluss einer Punktquelle empfangen wird, beträgt etwa 5 Bogenminuten·GHz, unabhängig von der Einspeisung mit line feed oder Gregory-Optik.

Die line feeds eignen sich nur für ein Pixel Bildauflösung, und auch an der Gregory-Optik wird in einigen Frequenzbändern mit einem Pixel (einer Hornantenne) gearbeitet. Das ist in der Radioastronomie nicht ungewöhnlich, da viele Radioquellen mit einem einzelnen Teleskop ohnehin nicht aufgelöst werden können. Oft wird periodisch zwischen einem Objekt und dem benachbarten Himmelshintergrund geschwenkt. Seit 2004 gibt es an der Gregory-Optik das 7-Pixel-Hornantennenarray ALFA (Arecibo L-band Feed Array),[8] das die Winkelauflösung nur wenig verbessert, aber Durchmusterungen enorm beschleunigt hat.[9]

Während der erste line feed für nur eine lineare Polarisationsrichtung konstruiert war, sind die Nachfolgemodelle und die Gregory-Optik samt Hornantennen transparent für jegliche Polarisation. Die Analyse der Polarisation wird ermöglicht durch Hohlleiter-Polarisationsweichen und zwei bzw. vier Empfängerkanäle pro Pixel.

Kohärente Signalpfade[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Je nach Frequenzband und Alter der Ausrüstung werden die vorverstärkten Signale vor oder nach der Umsetzung auf eine niedrigere Zwischenfrequenz zu einem Kontrollraum neben dem Teleskop geleitet, über Koaxialkabel oder analog betriebene Glasfaserverbindungen. Dabei gibt es für jede Signalkomponente eine Faser, ALFA braucht derer 14. Lokaloszillatoren befinden sich teilweise im Gregory-Dom, in den am Azimut-Arm verfahrbaren Kabinen sowie im Kontrollraum. Für eine kohärente Signalverarbeitung sind die Lokaloszillatoren nicht frei laufend, sondern per Frequenzsynthese geführt, von einem System sich gegenseitig überwachender Atomuhren im Kontrollraum über optische Fasern.[10] Der Anschluss an externe Uhren geschieht per GPS. Geringes Phasenrauschen und geringe Frequenzdrift sind wichtig für die Zusammenschaltung mehrerer Teleskope (VLA, VLBI), für planetare Radarmessungen sowie für die Beobachtung von Pulsaren.[11]

Technische Daten[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gesamtansicht

Hauptspiegel:

  • Apertur: 305 m
  • Krümmungsradius 265 m
  • Oberflächengenauigkeit: 2,2 mm (RMS)

Antennenplattform:

  • Gewicht der Antennenplattform: 800 t
  • Spannweite des Azimut-Arms: 100 m (±19,7° Zenitwinkel, Deklination −1,3° bis +38°)
  • Abstand seines Bogens vom Hauptspiegel: 137 m
  • Verfahrgeschwindigkeit am Arm (Zenitwinkel): max. 2,4°/min
  • Drehgeschwindigkeit des Arms (Azimutwinkel): max. 24°/min
  • Positioniergenauigkeit: 3 mm (5 pointing accuracy)

Sender:

  • Sendeleistung: seit 1998 1 MW, gepulst mehr

Empfänger:

  • Empfangsbereich: 300 MHz bis 10 GHz

Trivia[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  • 1974 wurde ein stärkerer Radar-Sender öffentlichkeitswirksam[12] in Betrieb genommen mit der Ausstrahlung der Arecibo-Botschaft.
  • 1985 wurde ein Asteroid, (4337) Arecibo, nach dem Observatorium benannt.
  • In den 1990er Jahren wurde die Anlage einer breiteren Öffentlichkeit bekannt durch die Kinofilme Goldeneye und Contact sowie eine Folge der Fernsehserie Akte X.
  • Signale des Teleskops werden teilweise auch nach Anzeichen außerirdischer Intelligenz durchsucht (SETI).
  • Das Computerspiel The Moment of Silence hat seinen Schauplatz unter anderem im Arecibo Teleskop.

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

 Commons: Arecibo-Observatorium – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Amelie Saintonge et al.: The Arecibo Legacy Fast ALFA Survey: V. HI Source Catalog of the Anti-Virgo Region at dec=27 degrees. Astronomical Journal 135, 2008, doi:10.1088/0004-6256/135/2/588, arxiv:0711.0545.
  2. J. M. Cordes, et al.: Arecibo Pulsar Survey Using ALFA. I. Survey Strategy and First Discoveries. Astrophys. J. 637, 2006, doi:10.1086/498335, arxiv:astro-ph/0509732.
  3. Jessica L. Rosenberg, Stephen E. Schneider: The Arecibo Dual-Beam Survey: Arecibo and VLA Observations. Astrophys. J. Suppl. 130, 2000, doi:10.1086/317347, arxiv:astro-ph/0004205.
  4. a b J. D. Mathews: A short history of geophysical radar at Arecibo Observatory. Hist. Geo Space Sci. 4, 2013, doi:10.5194/hgss-4-19-2013 (freier Volltext).
  5. Thorsten Dambeck: USA machen All-Abhörgerät taubstumm. Der Spiegel, 21. November 2006.
  6. NSF: Dear Colleague Letter: Concepts for Future Operation of the Arecibo Observatory. Oktober 2015.
  7. J. S. Deneva, et al.: Pulsar surveys present and future: The Arecibo pulsar-ALFA survey and projected SKA survey. Proc. 363. WE-Heraeus Seminar on: Neutron Stars and Pulsars, Bad Honnef, Mai 2006, arxiv:astro-ph/0701181.
  8. NAIC: ALFA: Arecibo L-Band Feed Array.
  9. NAIC: Surveys and Data Products (von ALFA).
  10. NAIC: Local Oscillators (LOs) and the Intermediate Frequency (IF) Chain .
  11. NAIC: Time Transfer Issues at Arecibo Observatory - 2000.
  12. Cornell News: It's the 25th anniversary of Earth's first (and only) attempt to phone E.T. (Memento vom 2. August 2008 im Internet Archive), Pressemeldung der Cornell-Universität vom 12. November 1999.