Radiointerferometrie mit großen Basislängen (VLBI) Teil I

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    06-Jul-2016

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  • Eugen Preuss Radiointerferometrie mit grogen BasisIangen (VLBI) Teil I

    Ein aufmerksamer Beobachter in einer Raum- station mit gutem Blick auf Nordamerika und Europa wurde etwa alle zwei Monate das In- strumentarium, von dem hier die Rede ist, bei der Arbeit bemerken. Bis zu rund zehn der grogen vollbeweglichen Radioteleskope fur den cm- und dm-Wellenbereich, wie sie zu beiden Seiten des Nordatlantiks stehen, sind dann wahrend eines mehrtagigen Netzwerk- betriebs zu einem gegebenen Zeitpunkt je- weils auf ein- und dieselbe kosmische Radio- strahlungsquelle ausgerichtet. Unser fiktiver Beobachter wurde jedoch auch bei genauerem Hinsehen keinerlei hochfrequenztechnische Verbindung zwischen den Antennen entdek- ken konnen. Dennoch handelt es sich hier nicht um eine bloBe Simultanbeobachtung, sondern in diesem Augenblick sind die welt- weit verteilten Antennen Elemente eines ein- zigen Groginstrumentariums, eines ,,Radioin- terferometers rnit grogen Basislingen". Die Standorte solcher Antennen auf der Nord- halbkugel zeigt Abbildung 1.

    Als Name fur diese Megmethodik hat sich ,,VLBI", Akronym fur "Very-Long-Baseline Interferometry", eingeburgert. VLBI ist eine Prazisionsmefimethode mit einem aufleror- dentlich weiten Anwendungsbereich, der ganz uberwiegend die Grundlagenforschung er- fafit, und hier hauptsachlich wieder die Astro- und Geophysik.'

    Sie ermoglicht

    0 die Bestimmung der Bildstruktur kosmi- scher Radioquellen mit einer in der gesamten Astronomie unubertroffenen Winkelauflo- sung 5 10-'";

    die Messung der Position von naturlichen oder kunstlichen Radioquellen mit einer Ge- nauigkeit x lo-'";

    die Bestimmung vektorieller Abstande zwischen Punkten auf der Erdkruste von in- terkontinentalem Ausmag rnit cm-Genauig- keit sowie

    die weltweite Ubertragung von Zeit und Frequenz mit hochster Prazision.

    Der uberwiegende Anteil aller derzeitigen VLBI-Beobachtungen dient der Untersu- chung folgender Phanomene, die spater noch ausfuhrlicher erlautert werden sollen:

    Kompakte Radioquellen in den Zentren ,,aktiver Galaxien". Dies sind Sternsysteme

    Physik in unserer Zeit / 16. Jabrg. 1V8J / Nr. 4 0 VCH N~rlagsgesellschafi mbH, 0-6940 Weinheim, 198J 0031-V2>2/8>/0407-0123 $ 02.>0/0

    Abb. 1. Nordliche VLBI-Stationen. Die Standorte befinden sich in den USA, Ka- nada, England, Spanien, Niederlande, Deutschland, Schweden, r innland, Italien, I'olen und der Sowjctunion. S! mbnlerklii- rung: bereits aktivc Antennen, 0 ge- plante Antennen.

    Abb. 2. 100-ni-R3tliotelcskop des Max- Planck-Instituts fur Kadioastrononiie, Bonn, bei Bad Miinstereifel-Effelsberg in der Eifel; grolite vollbewegliche Parabolan- tenne der Welt, niit ca. 30% seiner hlelbeit an VLBI-Beobachtungen beteiligt. Luft- bildfreigabe durch tien Kegierungsprasiden- ten in Diisseldorf unter Nr. 73-3602.

    Abb. 3.20-in-Radioteleskol~ der Pundamen- talstation Wettjlell, Bayrischer Wald, des Sonderforschung\bereiche\ 78 ..Satelliten- gcodiisie".

    mit oft extrem hoher Energieausschuttung aus einem sehr kleinen Kernbereich.

    0 Interstellare Maser in unserer Galaxis als Quellen von OH- und H,O-Linienstrahlung bei einer Wellenlange von 18 bzw. 1,3 cm.""

    Schwankungen des Erdrotationsvektors nach Betrag und Richtung, elastische Verfor- mungen des Erdkorpers infolge Gezeitenwir- kungen und tektonische Verschiebungen von Teilen der Erdkruste.

    Wichtige langfristige, eng verkoppelte und da- her fur Astro- und Geowissenschaften glei- chermafien interessante Forschungsziele sind

    "Die Bezeichnungen ,,Astrophysik" und ,,Geophysik" sind hier in einem weiten Sinne als Oberbegriff fur messende (beobachtende) und theoretische Disziplinen zu verstehen. Die Begriffsgrenzen von Astronomie und Astrophysik oder Geodasie und Geophysik erscheinen heute ohnehin zunehmend ver- schwommen. Bei den wissenschaftlichen Zie- len, um die es hier geht, handelt es sich letzt- lich um Physik der Welt im GroBen, und so- wohl der Beobachter als auch der Theoretiker ,,treiben Physik".

    ""vgl. S. Drapatz, Pbyszk unseyer Zeit 11, 145 (1980) und M. Probster, Phyxik in unserer Zeit 14, 65 (1983).

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  • erstens die Schaffung eines cm-genauen glo- balen geodatischen Bezugssystems und zwei- tens die Nutzbarmachung eines durch extra- galaktische Objekte festgelegten kosmischen Inertialsystems.

    VLB-Interferometer sind nach Entstehung und Arbeitsweise der Familie der radioastro- nomischen Interferometer zuzurechnen. Grob gesprochen bestehen all diese Instru- mente - ob grog oder klein - aus den ,,Inter- ferometerelementen", meist groien Parabol- antennen (siehe Abbildung 2 und 3) und ei- ner zentralen Korrelationsanlage, in der die Si- gnale von den einzelnen Elementen paarweise zur Interferenz gebracht werden. Dies ge- schieht durch direkte Messung der Ko- harenzfunktion zwischen zwei Raum-Zeit- Punkten i und j, d.h. durch Berechnen des Kreuzkorrelationskoeffizienten pij der in den Antennen i und j induzierten Spannungen Vi und V,:

    Innerhalb der Familie interferometrischer Te- leskope sind die Unterschiede zwischen In- strumententypen uberwiegend technischer und nicht prinzipieller Natur. Bei ,,Lokalin- terferometern" mit Antennenabstanden oder Basislangen kleiner als 150 km sind die Inter- ferometerelemente uber Kabel, Hohlleiter oder Richtfunkstrecken mit der Korrela- tionsanlage verbunden. Charakteristisch fur ,,VLB-Interferometer" mit Basislangen von oft interkontinentalem Ausmai ist das Fehlen jeglicher hochfrequenztechnischer Verbin- dung zwischen Elementen und Korrelator, und zwar hauptsachlich aus Kostengrunden (siehe Abbildung 2). Stattdessen werden die Antennensignale an jeder Station auf Magnet- band aufgezeichnet und per Post oder Luft- fracht zum Or t des Korrelators geschickt. Eine entscheidende technische Voraussetzung fur solch eine unabhangige und phasengetreue Aufzeichnung von Signalen aus dem GHz- Bereich ist der Einsatz hochstabiler Frequenz- und Zeitnormale an jeder Station. Eine rela- tive Frequenz- und Zeitstabilitat kleiner als

    ist zur phasenstabilen Steuerung der Empfangssysteme im GHz-Bereich und zur genauen Datenerfassung mit Raten um 112 Mbit/s erforderlich. Das Schema einer sol- chen Anlage zeigt Abbildung 4.

    Fur den Astronomen sind VLB-Interferome- ter genauso wie ihre kleineren Verwandten, die Lokalinterferometer, nichts anderes als groBe Radioteleskope. Interferometer wie

    Tabelle 1. Winkelaufliisungsvermiigen von Tcleskopen ini optischen und in1 Radiobereich. W u r c h Kabel, Hohlleiter oder Kichtfunkstrecken vcrbundene Antennensy-steme; "!Die Winkelaufliisung gr i ikrer optischer Teleskope ist durch atniospharische Szintillation be- grcnzt. Die Speckleinterferometrie extrahiert dagegen beugungsbegicnzte Bildinformation ;IUS den ,,Speckles", dies sind die durch atmospharische Dichteschwankungen Zeitskalen .: 3.1 s an der Teleskopapertur erzeugten ZufallsinterferograniIne (nnch Wcigelt).

    102" 100-m-Radioteleskop

    10" 1 " lokale Radiointerferometera)

    10-1" VLBI

    VLBI

    bis VLBI

    Tabelle 2. Zweistufige Bildgewinnung. Kor- respondierende Ikgriffe bei beugungstheo- retischer Betrachtung der Bildgewinnung.

    1. Stufe 2. Stufe

    Fourieranal y se Fouriersynthese

    Interferometrie Bildrekonstruktion

    Beugungsbild Originalbild Interferogramm

    Koharenzfunktion Intensitatsverteilung T(dij/3,) = < ViVy> I(cp) = < V i y >

    Aperturkoordinate Richtungskoordinate Basislange cp

    dii/h

    Vi, Vj sind Feldstarke-Fluktuationen an den Apertur- bzw. Interferometerelementen i und j , dij/3, und cp sind konjugierte Fouriervaria- ble.

    Einzelteleskope sind fur ihn Instrumente zur Bestimmung von Position und Bildstruktur kosmischer Radioquellen. Je g r o h der Durchmesser bzw. die maximale Basislange d, gemessen in Einheiten der Wellenlange 3, ist, desto genauer kann die Positionsbestimmung vorgenommen werden und desto feiner sind die aufgelosten, d. h. noch unterscheidbaren

    menschliches Auge

    groRe optische Teleskope

    optisches Weltraumteleskop

    optische Speckleinterferometrieb)

    Einzelheiten im Radiobild. Die ,,Winkelauflo- sung" betragt = 0,5 3,/d = . (3,/cm)/ (d/IOOO km), sie ist in Tabelk 1 erlautert. Die Gemeinsamkeiten der verschiedenen Typen von Radioteleskopen sind nicht nur prakti- scher Natur, sie liegen wesentlich tiefer. Bei al- ler Verschiedenheit im augeren Erscheinungs- bild beruht die Arbeitsweise dieser Instru- mente zur Bilderfassung, angefangen von der Einzelantenne bis hin zum VLBI-Netzwerk, j a sogar fur jede Art von ,,Auge", auf densel- ben Gesetzmagigkeiten, die fur das ,,Sehen" der Bildstruktur von Wellenstrahlern charak- teristisch sind. Interferenzeffekte spielen da- bei eine entscheidende Rolle. Sie filtern uber- haupt erst aus der Flut der aus allen Richtun- gen einfallenden Strahlung eine Bildstruktur, das heifit unterscheidbare Einzelheiten auf ei- ner ganz bestimmten Winkelskala heraus.

    Dies ist fur Sehen im Gegensatz zur blogen Wahrnehmung von ,,Hell und Dunkel" Vor- aussetzung.

    Interferometrische Bildgewinnung verwirk- licht auf technisch verschiedene Weise, d. h. in unterschiedlicher Zeitordnung und in aufein- anderfolgenden mathematischen Schritten denselben Uberlagerungsprozei, der in Ein- zelteleskopen ,,direkt" zum Bildsehen fuhrt. Bei diesem Prozei werden die von verschiede- nen Elementen i einer Auffangflache oder ,,Apertur" herruhrenden Spannungsbeitrage Vi vereinigt und durch quadratische Gleich- richtung nachgewiesen. Der mathematische Ausdruck fur das so erhaltene Bildsignal Ig

    Ig = < I~Vll* > = c < V,Vf> L,

    124 Physik in unserer Zeit / 16. Jahrg. 1985 / Nr. 4

  • zerfallt durch Umformung sofort in eine Summe uber lauter Paar-Korrelationsfunktio- nen (djj/h) = < ViVr > . Die Groi3e Tij stellt ein Ma13 fur die Koharenz des Strahlungsfeldes an den Orten i und j dar. Sie ist aber genau die Meflgrofle eines Interferometers der Ba- sislange dij/h. Die Messung von Tij fur je zwei Aperturelemente ist also gewissermagen der Elernentarprozeg der Bildgewinnung. Eine weitere Analyse zeigt, daR T(dij/h) gerade eine Fourierkomponente der Intensitatsverteilung I(cp), also des Radiobildes bezuglich der Aper- turkoordinate dii/h herausfiltert. cp bedeutet dabei die Winkelkoordinate am Himmel. Die Summe uber alle Tij in Gleichung (2) ist dann wiederum einer Fourierrucktransformation aquivalent. Damit zerfallt die gesamte Bildge- winnung in zwei Hauptstufen. Namlich einer- seits mathematisch gesehen, in eine Fourier- analyse mit anschlieaender Fouriersynthese oder andererseits - physikalisch gesprochen - in Interferometrie oder Abtastung des Beu- gungsbildes durch Messung der Grogen rii mit nachfolgender Rekonstruktion des Origi- nalbildes. In Tabelle 2 ist das Gesagte noch- mals zusammengefai3t. Entscheidend ist, daR sich beide Stufen auch physikalisch und zeit- lich getrennt realisieren lassen. Von eminent praktischer Bedeutung ist daruber hinaus die Einsicht, dai3 auch die Messung der Tij nicht si- multan (wie bei der direkten Bildgewinnung) fur alle Aperturkoordinaten dij/h erfolgen mug, sondern in einer beliebigen zeitlichen Reihenfolge und mit einer beliebigen, oft auch geringen (!), Anzahl ( 2 2) von Elementen

    Abb. 4. Schematische Darstellung eines VLB-Interferometers. Herausgehoben ist das spezifische technische Merkmal der VLBI: Signalempfang und Registrierung werden an jeder Station von vollig unabhan- gigen Atomuhren gesteuert. Hochste Stabi- litst der Atomuhren ist insbesondere fijr die phasengetreue Frequenzumsetzung und Verstarkung des Signals gefordert. Abkiir- zungen: R F = Radiofrequenz, ZF = Zwi- schenfrequenz, zg = geometrische Laufzeit- differenz.

    erfolgen kann. Alle interferometrischen Ra- dioteleskope machen sich diese Einsicht zu- nutze. Mit Hilfe der Erddrehung iiberdecken sie alle Punkte dij/h der Aperturebene mehr oder weniger vollstandig und ,,synthetisieren" auf diese Weise Aperturen, die zusammenhan- gend Stadte oder Kontinente uberdecken wurden.

    Das Konzept der Apertursynthese wurde 1960 zum ersten Ma1 klar durch Ryle und Hewish (Nobelpreis 1974) formuliert, wenn auch der mathematische Kernsatz der Radiointerfero- metrie, dai3 ein Zweielement-Interferometer eine Fourierkomponente der Helligkeitsver- teilung mi&, schon vie1 fruher bekannt war.

    Anfang der sechziger Jahre lief die Planung und der Bau der meisten grogen Lokalinterfe- rometer der Radioastronornie an. Das groi3te Instrument dieser Art ist das ,,VLA" (Very Large Array), ein System von 27 Parabolan- tennen b 25 m Durchmesser rnit einer maxi- malen Basislange von 35 km. Es wurde 1981 in New Mexiko, USA, in Betrieb genommen. Mitte der sechziger Jahre begann die Entwick- lung von VLBI-Systemen, zu einer Zeit also, wo Gerate zur schnellen Magnetbandauf- zeichnung, Rubidium-Atomuhren und lei- stungsfahige Elektronenrechner kommerziell erhaltlich wurden. Die ersten technisch erfolgreichen VLBI-Experimente gab es 1967 in den USA bei 50 ern und in Kanada bei 75 ern Wellenlange. Die wissenschaftliche Motiva- tion kam aus den eingangs erwahnten und

    nach wie vor noch aktuellen Themenberei- chen: Extragalaktische Radioquellen, inter- stellare Maser und geophysikalische Phano- mene. VLBI konnte schon bald die Verrnutung bestatigen, daB es zahlreiche sehr kompakte Radioquellen mit Durchmessern 5 am Himmel gibt. Anfangs gelangen mit Hilfe von VLBI allerdings nur grobe - nichtsdestoweni- ger interessante - Aussagen uber die Bild- struktur kleiner Radioquellen. Ein gewisser Preis fur die extrem hohe Winkelauflosung war von vornherein zu zahlen: Erstens gelingt die ,,Apertursynthese" wegen der gewisserma- Ren zufalligen und luckenhaften Verteilung von groi3en Radioteleskopen zu beiden Seiten des Atlantiks nur unvollstandig. Der Atlanti- sche Ozean fiihrt in jedem Fall zu einern ,,Loch" in der Apertur. Zweitens ist die Stabi- litat von Atomuhren und Atmosphare be- grenzt, so dafl die Phase der gemessenen Koharenzfunktion nur teilweise fur die Bild- rekonstruktion verwertbar ist. Es Lei3 sich je- doch etwa 1977 uberzeugend nachweisen, dai3 trotz dieser Komplikationen auch relativ komplizierte Radiobilder auf kleinster Win- kelskala von etwa gewonnen werden konnen.

    Die Moglichkeit der VLBI, groi3e Entfernun- gen direkt, ohne Riickgriff auf ein Gravita- tionsmodell der Erde, bestimmen zu konnen, machte die Methode auch von vornherein fur die Geodasie interessant, insbesondere uberall dort, wo die klassischen Methoden der Trian- gulation bzw. Trilateration bei weitem uber- fordert sind. Die Fragestellung beim MeQ- vorgang ist hier zu derjenigen in der Astrono- mie gerade umgekehrt: Die Bildstruktur der Radioqueile wird ais bekannt vorausgesetzt (moglichst als Punktquelle) und gesucht wird die Interferometergeometrie, d. h. die vekto- riellen Antennenabstande und die Positionen der Radioquelle. Dies sind die primaren MeR- ziele fur Geodasie und Astrornetrie. Beide ste- hen in Zusamrnenhang mit der Laufzeitdiffe- renz T~ (siehe Abbildung 4), einer unmittelba- ren Mei3groRe jeder VLBI-Messung. Die Ge- nauigkeit, mit der T~ und damit alle anderen Bestimmungsstiicke der Interferometergeo- merrie bestim...

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