Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie 26. Oktober 2023.

26. Oktober 2023 – Mit Hilfe eines Verbunds von Radioteleskopen auf der Erde und im Weltraum haben Astronomen das bisher detaillierteste Bild eines Plasma-Jets aufgenommen, der aus der direkten Umgebung eines supermassereichen Schwarzen Lochs im Herzen einer weit entfernten Galaxie herausschießt. Der Teilchenstrahl aus dem Zentrum eines fernen Blazars mit der Bezeichnung 3C 279 bewegt sich nahezu mit Lichtgeschwindigkeit und zeigt in der Nähe seines Ursprungs komplexe, in sich verdrehte Muster. Diese Muster stellen die seit 40 Jahren etablierte Theorie in Frage, die verwendet wird, um zu erklären, wie diese Jets entstehen und wie sie sich mit der Zeit verändern. Ein wesentlicher Beitrag zu den Beobachtungen kommt vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn, wo die Daten aller beteiligten Teleskope zu einem virtuellen Teleskop mit einem effektiven Durchmesser von etwa 100.000 Kilometern kombiniert wurden.

Die Ergebnisse werden in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „Nature Astronomy“ veröffentlicht.

Blazare gehören zu den hellsten und stärksten Quellen elektromagnetischer Strahlung im Kosmos. Sie sind eine Unterklasse aktiver galaktischer Kerne, zu denen Galaxien mit einem zentralen supermassereichen Schwarzen Loch gehören, das Materie aus einer umgebenden Scheibe akkretiert: den Quasaren. Etwa 10 % der aktiven galaktischen Kerne, die als Quasare klassifiziert werden, erzeugen relativistische Plasmajets. Blazare gehören zu einem kleinen Teil der Quasare, bei denen wir diese Jets fast direkt auf den Beobachter gerichtet sehen können. Kürzlich hat ein Forscherteam unter Beteiligung des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn den innersten Bereich des Jets im Blazar 3C 279 mit einer noch nie dagewesenen Winkelauflösung abgebildet und dabei bemerkenswert regelmäßige Filamente entdeckt, die eine Korrektur der bisher verwendeten theoretischen Modelle erforderlich machen könnten, die erklären, durch welche Prozesse die Jets in aktiven Galaxien erzeugt werden.

„Dank der Weltraummission RadioAstron, bei der das Radioteleskop in der Erdumlaufbahn Entfernungen bis zum Mond erreichte, in Verbindung mit einem Netzwerk von dreiundzwanzig über die Erde verteilten Radioteleskopen haben wir das bisher höchstaufgelöste Bild vom Inneren eines Blazars erhalten, das es uns ermöglicht, die innere Struktur des Jets zum ersten Mal so detailliert zu beobachten“, erklärt Antonio Fuentes, ein Forscher am Institut für Astrophysik von Andalusien (IAA-CSIC) in Granada, Spanien, der die Arbeit leitete.

Das neue Fenster zum Universum, das die RadioAstron-Mission geöffnet hat, hat neue Details im Plasmajet von 3C 279 enthüllt, einem Blazar mit einem supermassereichen Schwarzen Loch in seinem Kern. Der Jet besteht aus mindestens zwei miteinander verdrillten Plasmasträngen, die sich über mehr als 570 Lichtjahre vom zentralen Schwarzen Loch aus ins All erstrecken. „Das ist das erste Mal, dass wir solche Filamente so nahe am Ursprung des Jets gesehen haben, und sie verraten uns mehr darüber, wie das Schwarze Loch das Plasma formt. Der innere Jet wurde auch von zwei anderen Teleskopnetzwerken, dem Global mm-VLBI Array und dem Event-Horizon-Teleskop, bei viel kürzeren Wellenlängen (3,5 mm bzw. 1,3 mm) beobachtet, aber sie waren nicht in der Lage, die filamentartigen Formen zu erkennen, weil sie zu schwach in der Strahlung und zu ausgedehnt für diese Auflösung waren“, sagt Eduardo Ros, Mitglied des Forschungsteams und europäischer Planer für das GMVA. „Dies zeigt, wie verschiedene Teleskope unterschiedliche Merkmale desselben Objekts aufdecken können“, fügt er hinzu.

Die Plasmastrahlen, die von Blazaren ausgehen, sind nicht wirklich geradlinig und gleichmäßig. Sie weisen Drehungen und Wendungen auf, die zeigen, wie das Plasma durch die Kräfte um das Schwarze Loch herum beeinflusst wird. Die Astronomen, die diese Drehungen in 3C 279 untersuchten, fanden heraus, dass sie durch Instabilitäten verursacht werden, die sich im Plasma-Jet entwickeln. Dabei stellten sie auch fest, dass die bisherige Theorie, um zu erklären, wie sich die Jets im Laufe der Zeit verändern, nicht mehr funktioniert. Daher werden neue theoretische Modelle benötigt, die zeigen, wie sich helixförmige Filamente so nahe am Ursprung des Jets bilden und entwickeln können. Dies ist eine große Herausforderung, aber auch eine große Chance, mehr über diese erstaunlichen kosmischen Phänomene zu erfahren.

„Ein besonders faszinierender Aspekt unserer Ergebnisse ist, dass sie auf das Vorhandensein eines spiralförmigen Magnetfeldes hindeuten, das den Jet einschließt“, sagt Guang-Yao Zhao, derzeit am MPIfR tätig und Mitglied des Wissenschaftlerteams. „Es könnte also das Magnetfeld sein, das sich im Uhrzeigersinn um den Jet in 3C 279 dreht, mit dem das Plasma des Jets, das sich mit 0,997-facher Lichtgeschwindigkeit bewegt, gelenkt und geleitet wird.“

„Ähnliche spiralförmige Filamente wurden schon früher in extragalaktischen Jets beobachtet, allerdings auf viel größerer Skala, wo man annimmt, dass sie aus verschiedenen Teilen der Strömung resultieren, die sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten bewegen und gegeneinander scheren“, fügt Andrei Lobanov, ein weiterer MPIfR-Wissenschaftler im Team, hinzu. „Mit dieser Studie betreten wir ein völlig neues Terrain, in dem diese Filamente tatsächlich mit den kompliziertesten Prozessen in der unmittelbaren Umgebung des Schwarzen Lochs, das den Jet erzeugt, in Verbindung gebracht werden können.“

Die Untersuchung des zentralen Jets in 3C 279, die jetzt in der aktuellen Ausgabe von „Nature Astronomy“ vorgestellt wird, erweitert die laufenden Bemühungen um ein besseres Verständnis der Rolle von Magnetfeldern bei der ursprünglichen Bildung relativistischer Ausströmungen aus aktiven galaktischen Kernen. Sie unterstreicht die zahlreichen verbleibenden Herausforderungen für die theoretische Modellierung dieser Prozesse und zeigt die Notwendigkeit einer weiteren Verbesserung der radioastronomischen Instrumente und Techniken, die die einzigartige Möglichkeit bieten, entfernte kosmische Objekte mit einer Rekord-Winkelauflösung abzubilden

Mit Hilfe einer speziellen Technik, der so genannten Very Long Baseline Interferometry (VLBI), wird ein virtuelles Teleskop mit einem effektiven Durchmesser, der dem maximalen Abstand zwischen den an einer Beobachtung beteiligten Antennen entspricht, durch die Kombination und Korrelation von Daten aus verschiedenen Radioobservatorien erstellt. Der Projektwissenschaftler von RadioAstron, Yuri Kovalev, der jetzt am MPIfR arbeitet, betont, wie wichtig eine gute internationale Zusammenarbeit ist, um solche Ergebnisse zu erzielen: „Observatorien aus zwölf Ländern wurden mit Hilfe von Atomuhren mit der Weltraumantenne synchronisiert und bilden so ein virtuelles Teleskop in der Größe des Abstands zum Mond.“

Anton Zensus, Direktor am MPIfR und eine der treibenden Kräfte hinter der RadioAstron-Mission während der letzten zwei Jahrzehnte, sagt dazu: „Die Experimente mit RADIOASTRON, die zu Bildern wie diesen vom Quasar 3C 279 geführt haben, sind außergewöhnliche Leistungen, die durch die internationale wissenschaftliche Zusammenarbeit von Observatorien und Wissenschaftlern in vielen Ländern möglich wurden. Die Mission wurde jahrzehntelang gemeinsam geplant, bevor der Satellit gestartet wurde. Die eigentlichen Bilder wurden durch die Verbindung von Großteleskopen am Boden wie Effelsberg und durch eine sorgfältige Analyse der Daten in unserem VLBI-Korrelationszentrum in Bonn möglich.“

Weitere Informationen
Die Weltraum-Interferometer-Mission RadioAstron, die von Juli 2011 bis Mai 2019 aktiv war, bestand aus einem 10-Meter-Radioteleskop in einer Umlaufbahn um die Erde (Spektr-R), ergänzt durch etwa zwei Dutzend der weltweit größten bodengebundenen Radioteleskope, darunter das 100-Meter-Radioteleskop Effelsberg. Wenn die Signale der einzelnen Teleskope durch die Interferenz von Radiowellen kombiniert werden, bietet eine solche Anordnung von Teleskopen eine maximale Winkelauflösung, die der eines Radioteleskops mit einem Durchmesser von 350.000 km entspricht – fast die Entfernung zwischen Erde und Mond. Damit war RadioAstron das Instrument mit der höchsten Winkelauflösung in der Geschichte der Astronomie. Das RadioAstron-Projekt wurde vom Astro Space Center des Physikalischen Instituts Lebedew der Russischen Akademie der Wissenschaften und der Lavochkin Scientific and Production Association im Rahmen eines Vertrags mit der staatlichen Raumfahrtgesellschaft ROSCOSMOS in Zusammenarbeit mit Partnerorganisationen in Russland und anderen Ländern durchgeführt. Die astronomischen Daten dieser Mission werden von einzelnen Wissenschaftlern auf der ganzen Welt ausgewertet und führen zu Ergebnissen wie den hier vorgestellten.

Folgende Mitarbeiter des Forscherteams sind mit dem MPIfR affiliiert, in der Reihenfolge ihres Erscheinens auf der Autorenliste: Guang-Yao Zhao, Andrei P. Lobanov, Yuri Y. Kovalev, Efthalia (Thalia) Traianou, Jae-Young Kim, Eduardo Ros, und Tuomas Savolainen. Rocco Lico und Gabriele Bruni waren während der RadioAstron-Mission ebenfalls mit dem MPIfR affiliiert.

Yuri Y. Kovalev dankt für den Friedrich Wilhelm Bessel-Forschungspreis der Alexander von Humboldt-Stiftung.

Originalveröffentlichung
The filamentary internal structure of the 3C 279 blazar jet
Antonio Fuentes et al., in: Nature Astronomy (26. Oktober 2023).
DOI: 10.1038/s41550-023-02105-7
https://www.nature.com/articles/s41550-023-02105-7

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• Schwarze Löcher

Der Beitrag Astronomen beobachten die Entstehung eines starken kosmischen Jets erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

19. Januar 2022 – Ein internationales Forscherteam, zu dem auch mehrere Wissenschaftler des Bonner Max-Planck-Instituts für Radioastronomie gehören, hat die aktive Galaxie OJ 287 mit einer Winkelauflösung von 12 Mikrobogensekunden im Radiobereich kartiert. Das ist derzeit die höchste Auflösung, die mit astronomischen Beobachtungen erreicht werden kann. Ermöglicht wurde dies durch die Technik der Interferometrie mit sehr langen Basislinien (Very Long Baseline Interferometry – VLBI). Dabei werden Signale von mehreren Radioteleskopen, die dasselbe Objekt gleichzeitig beobachten, miteinander kombiniert, um so ein virtuelles Teleskop zu schaffen, dessen effektiver Durchmesser durch den größten Abstand zwischen den beteiligten Teleskopen bestimmt wird. Durch die Kombination von zwölf über die ganze Erde verteilten Radioobservatorien und einem Radioteleskop im Weltraum, nämlich einer 10-Meter-Antenne an Bord des russischen Satelliten Spektr-R, haben die Forscher ein virtuelles Radioteleskop mit einem Durchmesser von 193.000 km realisiert. Damit erfolgte ein Blick in das Herz der Galaxie OJ 287, in dem ein Paar von supermassereichen schwarzen Löchern vermutet wird.
Die Ergebnisse werden in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „The Astrophysical Journal“ veröffentlicht.

VLBI-Beobachtungen der Galaxie OJ 287 wurden bei vier verschiedenen Wellenlängen durchgeführt. Die Beobachtungen mit dem Weltraum-Radioteleskop Spektr-R zusammen mit weiteren erdgebundenen Teleskopen im Rahmen des RadioAstron-Projekts wurden bei einer Wellenlänge von 1,3 cm durchgeführt, während zusätzliche VLBI-Beobachtungen bei Wellenlängen von 2, 0,7 und 0,3 cm nur mit erdgebundenen Teleskopen durchgeführt wurden. Die resultierenden Bilder bei 1,3 cm Wellenlänge erreichen eine rekordverdächtige Auflösung von etwa 12 Mikrobogensekunden; das entspricht der Größe einer 20-Cent-Münze auf der Oberfläche des Mondes.

Die Galaxie OJ 287 befindet sich in einer Entfernung von 5 Milliarden Lichtjahren von der Erde in Richtung des Sternbilds Krebs. Sie gehört zur Klasse der Blazar-Galaxien, gekennzeichnet durch eine starke und variable Emission aus der unmittelbaren Nähe des supermassereichen schwarzen Lochs im Zentrum der Galaxie.

Die interferometrischen Aufnahmen bei allen vier Wellenlängen zeigen durchweg mehrere Emissionsknoten in einem stark gekrümmten Plasmastrahl (Jet). Die Krümmung des Jets nimmt mit zunehmender Winkelauflösung und in Richtung des Jet-Ursprungs immer weiter zu. Das stützt die Hypothese eines präzedierenden Jets, der durch die beiden supermassereichen Schwarzen Löcher im Zentrum der Galaxie beeinflusst wird. Die Analyse der Polarisationseigenschaften der Radiostrahlung zeigt eine überwiegend toroidale Struktur des Magnetfelds. Das wiederum lässt darauf schließen, dass die innerste radiostrahlende Region von einem schraubenförmigen (helikalen) Magnetfeld durchzogen ist, in Übereinstimmung mit Modellen zur Entstehung des Jets. Die Untersuchung der spektralen Eigenschaften der Radiostrahlung zeigt, dass das Jetplasma aus Elektronen und Positronen besteht, deren kinetische Energie in etwa mit der Energie des Magnetfelds im Gleichgewicht steht. Wiederholte Injektionen von energiereicheren Teilchen in das Jet-Plasma stören dieses Gleichgewicht und lassen einige Teile des inneren Jets aufflackern.

OJ 287 ist einer der besten Kandidaten für zwei umeinander rotierende supermassereiche Schwarze Löcher in unserer kosmischen Nachbarschaft. Man nimmt an, dass sich das sekundäre Schwarze Loch in diesem System auf einer engen, elliptischen Umlaufbahn befindet, die die Akkretionsscheibe des primären Schwarzen Lochs zweimal alle zwölf Jahre durchquert, dabei starke Flares erzeugt und zur Präzession der Rotationsachse des primären Schwarzen Lochs führt.

„Eine der wichtigsten Fragen im Zusammenhang mit der Entwicklung supermassereicher Schwarzer Löcher ist zur Zeit, wie das Paar Schwarzer Löcher am Ende verschmelzen kann – das so genannte „Final Parsec Problem“. Die Theorie besagt, dass der Abstand zwischen den beiden Schwarzen Löchern aufhört zu schrumpfen, nachdem sie Sterne und Gas in der Umgebung komplett verdrängt haben. An diesem Punkt kommt die Gravitationsstrahlung ins Spiel und bewirkt, dass sich die beiden schwarzen Löcher immer weiter annähern, bis sie schließlich miteinander verschmelzen“, sagt Andrei Lobanov vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), einer der Hauptautoren der Arbeit. Das erwartete binäre System supermassereicher schwarzer Löcher in OJ287 ist so nahe, dass es Gravitationswellen aussenden sollte, die in naher Zukunft mit Pulsar Timing Arrays nachgewiesen werden könnten.

Ein erheblicher Teil der Energie, die über die von den Schwarzen Löchern akkretierte Materie freigesetzt wird, gelangt in die bipolaren und hoch-relativistischen Plasmajets. Sie können mit VLBI-Beobachtungen im Detail untersucht werden. „Die beobachtete Feinstruktur der inneren Jet-Region eignet sich sowohl zum Test der Gültigkeit des Modells eines binären Schwarzen Lochs als auch zur Prüfung der Frage, ob die beobachtete Jet-Krümmung auch durch andere Effekte verursacht werden kann, wie z.B. spiralförmige Magnetfelder, oder die rotierende Raumzeit in der Nähe des Schwarzen Lochs“, ergänzt Thomas Krichbaum, ebenfalls vom MPIfR.

„Die Resultate haben uns geholfen, unser Wissen über die Morphologie der relativistischen Jets in der Nähe der zentralen Antriebsmaschine zu erweitern, die Rolle der Magnetfelder am Fußpunkt der Jets zu bestätigen und weitere Merkmale für die Existenz eines binären Schwarzen Lochs tief im Herzen von OJ 287 zu erkennen und zu untersuchen“, sagt Thalia Traianou, die nach ihrer Promotion am MPIfR zum Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) gewechselt ist.

„Dem Ziel, die höchsten Auflösungen in der Astronomie zu erreichen, sind wir mit der RadioAstron-Mission und mit unseren Entwicklungen von VLBI im Millimeterwellenbereich, wie dem „Global mm-VLBI Array“, einen großen Schritt näher gekommen. Unsere Pionierarbeit der letzten Jahrzehnte trägt nun Früchte, wie man bei diesen aufregenden Ergebnissen für OJ 287 sehen kann“, schließt J. Anton Zensus, Direktor am MPIfR, Mitglied des Internationalen Wissenschaftsrats von RadioAstron und ebenfalls Autor der Veröffentlichung.

Weitere Informationen
Das Weltraum-Radiointerferometer RadioAstron setzt sich zusammen aus einem 10-Meter-Radioteleskop in einer Umlaufbahn um die Erde (Spektr-R) und einer Anzahl von etwa zwei Dutzend der weltweit größten bodengestützten Radioteleskope. Wenn die Signale der einzelnen Teleskope unter Verwendung der Interferenz von Radiowellen kombiniert werden, ergibt eine solche Anordnung von Teleskopen eine Winkelauflösung, die einem Radioteleskop mit einem Durchmesser von bis zu 350.000 km entspricht – das entspricht ungefähr der Entfernung zwischen Erde und Mond. Damit liefert RadioAstron die bisher höchste Winkelauflösung in der Geschichte der Astronomie. Das Projekt RadioAstron, das im Zeitraum von Juli 2011 bis Mai 2019 aktiv war, wurde vom Astro Space Center des Physikalischen Instituts Lebedew der Russischen Akademie der Wissenschaften und der Lavochkin Scientific and Production Association im Rahmen eines Vertrags mit der staatlichen Raumfahrtkorporation ROSCOSMOS in Zusammenarbeit mit Partnerorganisationen in Russland und anderen Ländern geleitet.

Das „Global mm-VLBI Array“ (GMVA) ist ein internationales Netzwerk von Radio-Observatorien zur Durchführung von astronomischen VLBI-Beobachtungen bei Millimeter-Wellenlängen, die für die wissenschaftliche Gemeinschaft frei zugänglich sind. Das GMVA führt regelmäßig und koordiniert zweimal pro Jahr globale VLBI-Beobachtungen im 3 mm/7 mm-Band durch. Durch die Einbeziehung der größten Teleskope, die in diesen Bändern arbeiten, wird die Empfindlichkeit und Bildqualität optimiert. Das GMVA wurde durch das Forschungs- und Innovationsprogramm Horizont 2020 der Europäischen Union unter der Fördernummer 730562 unterstützt.

Die bereits sehr hohe Winkelauflösung erdgebundener VLBI-Beobachtungen im cm-Bereich kann auf zwei Arten noch weiter erhöht werden: entweder durch die Verwendung längerer Basislinien oder durch Beobachtung bei kürzeren Wellenlängen. Der erste Ansatz führt zu „Weltraum-VLBI“ (VLBI mit einer oder mehreren Radioantennen auf einer Umlaufbahn um die Erde), der zweite Ansatz zu „Millimeter-VLBI“ (mm-VLBI). In der ferneren Zukunft könnten beide Techniken miteinander kombiniert werden. Dies wird zu Weltraum-VLBI bei Millimeter-Wellenlängen („mm-Weltraum-VLBI“) führen. Sowohl die RadioAstron- als auch die GMVA-Daten wurden am VLBI-Korrelatorzentrum des MPIfR in Bonn verarbeitet.

Folgende Mitarbeiter der hier vorgestellten Veröffentlichung sind mit dem MPIfR affiliiert (in der Reihenfolge ihres Auftretens in der Autorenliste): Efthalia (Thalia) Traianou, Thomas P. Krichbaum, Andrei P. Lobanov, Yuri Y. Kovalev, Mikhail M. Lisakov, Rocco Lico, Uwe Bach, Carolina Casadio, Eduardo Ros, Tuomas Savolainen, und J. Anton Zensus.

Yuri Y. Kovalev ist Träger des Friedrich-Wilhelm-Bessel-Forschungspreises der Alexander-von-Humboldt-Stiftung, in dessen Rahmen Teile der Arbeit am MPIfR durchgeführt wurden.

Originalveröffentlichung
Probing the Innermost Regions of AGN Jes and Their Magnetic Fields with RadioAstron. V. Space and Ground Millimeter-VLBI Imaging of OJ 287
José L. Gómez, Efthalia Traianou, Thomas P. Krichbaum, et al., The Astrophysical Journal, Vol. 924, 122 (19 January 2022). DOI: 10.3847/1538-4357/ac3bcc

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• Radioastronomie

Der Beitrag Bilder mit der höchsten Winkelauflösung in der Astronomie erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Axel Nantes. Quelle: dxnews.com, Lawotschkin, TASS, tech2.org, RN, urdupoint.com.

Sollte Spektr-R nicht mehr kontrolliert werden können, wäre das einerseits ein herber Verlust für die Radioastronomie. Andererseits hat das Raumfahrzeug seine Auslegungsbetriebsdauer bereits deutlich überschritten und viele hervorragende Ergebnisse geliefert.

Spektr-R befindet sich seit seinem Start auf einer Zenit-3F-Rakete mit Fregat-SB-Oberstufe am 18. Juli 2011 im All. Die Auslegungsbetriebsdauer des auf dem russischen Navigator-Bus aufgebauten Raumfahrzeugs betrug fünf Jahre.

Überwacht wird Spektr-R über die Bodenstationen Schtscholkowo nordöstlich von Moskau (IP-14, auch Bear Lakes genannt) und Ussurijsk (NIP 15) nördlich von Wladiwostok, die Steuerung erfolgt durch die Main Operations Control Group (MOCG) beim Raumfahrzeug-Hersteller NPO S. A. Lawotschkin in Chimki.

Am 10. Januar 2019 blieb während einer routinemäßigen Kommunikationssitzung eine vom Raumfahrzeug erwartete Reaktion aus. Über Antennen in Schtscholkowo und Ussurijsk wurden zwischenzeitlich mindestens drei notfallmäßige Verbindungsversuche unternommen, den Spezialisten von Lawotschkin gelang es jedoch nicht, eine Reaktion von Spektr-R auszulösen.

Die russische Nachrichtenagentur TASS spricht in einer Meldung vom 12. Januar 2019 von einem Problem im Servicemodul des Satelliten, das seit dem 10. Januar 2019 verhindere, dass an den Satelliten geschickte Befehle ausgeführt werden.

Tech2.org brachte am 12. Januar 2019 eine Meldung, der zufolge ein Teil der Kommunikationssysteme von Spektr-R funktioniere, ein anderer Teil nicht. Die Quelle zitiert außerdem den Astrophysiker und wissenschaftlichen Leiter von Spektr-R Nikolai Semjonowitsch Kardaschow, der äußerte, ähnliche Fehler seien bereits vorgekommen und es bestehe die Möglichkeit, dass noch einmal alles ins Funktionieren komme.

Sollte sich Spektr-R nicht mehr ansprechen lassen, sei das das Ende für das Projekt, wird Kardaschow auf urdupoint.com zitiert. Dort heißt es auch, am 12. Januar 2019 soll es einen weiteren Versuch geben, den Astronomiesatelliten wieder unter Kontrolle zu bekommen.

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• Spektr-R RadioAstron

Der Beitrag Russland: Spektr-R alias RadioAstron hat Probleme erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ASC FIAN.

Von unserem Gastautor Stefan Heykes
RadioAstron untersucht eine Vielzahl von Radioquellen. Die beobachteten Objekte haben alle gemeinsam, dass sie relativ leuchtstark sind, um von dem kleinen 10m-Radioteleskop erfasst werden zu können. Die Art der Objekte ist aber vielgestaltig – so sind aktive Galaxienkerne ebenso dabei wie Pulsare oder Maser (natürlich auftretende Mikrowellen-Laser). Jetzt wurden vom federführenden Astrokosmischen Zentrum des Moskauer Lebedew-Physik-Instituts (ASC FIAN) Beobachtungsergebnisse von zwei aktiven Galaxienkernen sowie drei Pulsaren vorgestellt.

Der Quasar 0642+449
Dieses Objekt wurde am 9. und 10. März 2013 von einer ganzen Reihe Radioteleskope beobachtet, um eine komplette interferometrische Abbildung dieses aktiven Galaxienkerns bei 18cm Wellenlänge erzeugen zu können. Daran beteiligt waren neben RadioAstron das European VLBI Network (EVN), das russische Quasar-Netzwerk sowie die Radioteleskope in Green Bank (USA) und Jewpatorija (Krim).

Um eine möglichst hohe Bildqualität zu erreichen, muss bei einer solchen Beobachtung die Position der Teleskope zueinander mit hoher Genauigkeit bekannt sein. Um dies zu erreichen, wurden einige der kleineren EVN-Teleskope nicht für die eigentliche Beobachtung von 0642+449 verwendet, sondern zur Bahnverfolgung des Weltraumteleskops eingesetzt. Dieses Verfahren zur Positionsbestimmung läuft unter der Bezeichnung EVN-PRIDE und wird auch zur Verfolgung von Raumsonden verwendet.

Mit diesem Verfahren war es möglich, bis zu einer Basislänge (Distanz zwischen zwei Antennen) von 5,9 Erddurchmessern Beobachtungsdaten zu verarbeiten und somit eine Auflösung von 0,8 Millibogensekunden zu erreichen. Da die Auflösung von der Basislänge abhängt, ist dies etwa sechsmal besser als rein irdische Beobachtungen ermöglichen.

Der Blazar BL Lacertae
Der Prototyp der Blazer wurde am 11.November 2013 beobachtet. Ähnlich wie bei 0642+449 waren neben RadioAstron eine ganze Reihe Bodenteleskope beteiligt, in diesem Fall das EVN sowie das amerikanische Gegenstück VLBA. Hier wurde allerdings eine Wellenlänge von 1,3cm zur Beobachtung verwendet und somit bei einer Basislänge von bis zu 6 Erddurchmessern eine Auflösung von 33 Mikrobogensekunden erreicht. Dies ist eine der höchsten überhaupt in der Astronomie erreichten Auflösungen. Zum Vergleich: Das Hubble-Weltraumteleskop erreicht (allerdings im sichtbaren Licht) nur eine tausendfach schlechtere Auflösung.

Mit dieser Auflösung ist es möglich, in diesem 900 Mio Lichtjahre entfernten Objekt Strukturen mit einer Ausdehnung von nur 1,6 Lichtmonaten abzubilden. Angesichts der Ausdehnung von Galaxien, die wie bei der Milchstraße 100.000 Lichtjahre beträgt sind dies sehr feine Strukturen. Mit derart hoch aufgelösten Bildern wird es möglich sein, zukünftig noch mehr Erkenntnisse über derartige aktive Galaxienkerne zu gewinnen.

An diesen beiden Experimenten war auch das Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie entscheidend beteiligt, dessen Großrechner DiFX die Datenverarbeitung durchgeführt hat.

Die Pulsare B0950+08, B1919+21 und B0329+54
Die Beobachtung von Pulsaren unterscheidet sich grundsätzlich von der Untersuchung aktiver Galaxienkerne. Während bei AGNs versucht wird, mit hoher Auflösung interne Strukturen zu erkennen, ist dies bei Pulsaren – rotierenden Neutronensternen – aufgrund ihrer geringen Größe völlig unmöglich. Hier wird daher mit längeren Wellenlängen (RadioAstron beobachtet Pulsare normalerweise im 92cm-Band) gearbeitet und nicht nur der eigentliche Pulsar, sondern vielmehr das Material zwischen Pulsar und Teleskop untersucht.

Plasma hat nämlich die Eigenschaft, dass es Radiowellen streut oder ablenkt. Man beobachtet hier also von zwei möglichst weit entfernten Punkten, wie unterschiedlich die Radiopulse verzerrt wurden. B0950+08 wurde bereits am 25. Januar 2012 mit einer Basislänge von rund 220.000km beobachtet.

Diese Beobachtung erlaubt den Nachweis und die Untersuchung der Grenze der „lokalen Blase“ (einer Region geringer molekularer Dichte in der Nähe des Sonnensystems, in 85-550 Lichtjahren Entfernung) sowie in geringerer Entfernung (14,5 bis 53,5 Lichtjahre) die Grenze einer lokalen Molekülwolke.

Ganz ähnlich sahen die Resultate aus für die Pulsare B1919+21 und B0329+54, allerdings zeigen sich in dieser anderen Blickrichtung andere Entfernungen für solche streuenden Bereiche.

Weitere Informationen

• Forenthread zu RadioAstron
• Forenthread zu Aktiven Galaktischen Kernen, Quasaren und supermassiven schwarzen Löchern
• Forenthread zu Neutronensternen, Pulsaren und Magnetaren

Der Beitrag Neue Resultate von RadioAstron erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: Kowaljow et al.

Das im Juni 2011 gestartete Projekt RadioAstron ist derzeit das einzige weltraumbasierte Radiointerferometer. Mit seiner hochelliptischen Umlaufbahn erreicht es eine Erdentfernung und damit dementsprechende Interferometer-Basislängen bis zu 350.000 km. Diese Basislängen machen Beobachtungen möglich, die aus physikalischen Gründen bei kürzeren Basislängen nicht machbar wären. Mit diesem System wurden bislang vor allem drei Arten von Objekten beobachtet: Aktive Galaxienkerne (AGN), Pulsare und Maser.

Aktive Galaxienkerne
Die Forschungsgruppe wird von Juri Kowaljow vom Moskauer Lebedew-Institut für Physik geleitet. Der bei weitem größte Teil der Beobachtungszeit von RadioAstron wurde für diesen Forschungsbereich verwendet. Drei der vier verfügbaren Empfänger von RadioAstron wurden hier eingesetzt: Das K-Band (1,3 cm Wellenlänge), das C-Band (6 cm) und das L-Band (18 cm). Durch die großen verwendeten Basislängen konnten sehr hohe lineare Auflösungen der beobachteten Objekte erzielt werden.

Manche Parameter von AGN lassen sich nur bei sehr hoher Auflösung untersuchen. Die wichtigste Kenngröße, die mittels Radio-Interferometrie ermittelbar ist, ist die sogenannte „Helligkeitstemperatur“. Sie ist ein Maß dafür, wie leuchtstark das Objekt bezogen auf die Fläche ist. Von der Erde aus lassen sich nur Helligkeitstemperaturen bis etwa 10¹² Kelvin ermitteln, für mehr ist die Auflösung zu gering. Nach üblichen Theorien zur Entstehung von Radiostrahlung sollten auch keine höheren Helligkeitstemperaturen auftreten. Demnach entsteht die Strahlung als Synchrotron-Strahlung von schnellen Elektronen in den von den AGN ausgestoßenen Jets.

Die Ergebnisse von RadioAstron zeigen jedoch, dass Helligkeitstemperaturen von 10¹³ K bis 10¹⁴ K durchaus üblich sind. Dies erfordert voraussichtlich ein größeres Umdenken zur Erklärung dieser Strahlung, sofern weitere Beobachtungen diesen Trend bestätigen. Im Verlauf des ESP wurden einige Dutzend AGN beobachtet. Üblicherweise gab es mehrere Beobachtungen bei verschiedenen Basislängen und Wellenlängen, um aus diesen einzelnen Beobachtungen Modelle für die Struktur berechnen zu können.

Während bei großen Basislängen alle Teleskope auf der Erde praktisch am gleichen Ort zu sein scheinen und damit nur lineare Auflösungen ermöglichen, ist es bei kürzeren Basislängen möglich, mithilfe der verteilten Teleskope direkt ein Bild der beobachteten Quelle zu erzeugen. Im Verlauf des ESP wurden drei solcher Experimente gemacht. Allerdings ist bislang nur von einem davon ein Ergebnis verfügbar, die beiden anderen Datensätze werden immer noch verarbeitet.

Insgesamt beurteilen die Wissenschaftler ihre Resultate sehr positiv. Auffallend ist vor allem der unerwartet geringe Einfluss von Streueffekten im interstellaren Medium. Dieser scheint unabhängig von der Basislänge nur minimal zu sein. Erwartet wurde eher, dass bei großen Basislängen viele Objekte dadurch unsichtbar werden. Etwas ungünstig ist jedoch die Bilanz im K-Band. Hier lieferten überdurchschnittlich viele Beobachtungen keine verwertbaren Ergebnisse. Erklärbar ist dies zum einen durch die vergleichbar geringe Empfindlichkeit des Empfängers, zum anderen durch die Tatsache, dass bei vielen Beobachtungen schlechtes Wetter die Datenqualität der Bodenteleskope verschlechterte.

Pulsare
Pulsare sind sehr kompakte Strahlungsquellen. Daher sind sie ideal, um zu erforschen, wie Radiostrahlung gestreut wird. Während die AGN-Beobachtungen für möglichst störungsfreie Daten also bei möglichst kurzen und daher wenig gestörten Wellenlängen arbeiten, sind hier die längeren von Interesse – also das L- und das P-Band (92 cm). Durch die großen Basislängen kann die Streuung auf sehr viel größeren Skalen beobachtet werden und somit zu einem besseren Verständnis führen.

Beobachtet wurden unter anderem der Crab-Pulsar und der Vela-Pulsar. Im Fall des Crab-Pulsars kann anhand der Ergebnisse davon ausgegangen werden, dass die Streuung vor allem direkt vom umgebenden Krebsnebel verursacht wird. Eine hochgenaue Untersuchung des Krebsnebels ist damit möglich.

Beim Vela-Pulsar gab es ein unerwartetes Verhalten zu beobachten. 1,1% der Pulse dieses Pulsars waren sichtbar. Beim erwarteten Streuverhalten läge die Wahrscheinlichkeit, einen Puls zu erfassen, aber nur bei 10^-150, also verschwindend gering. Es existiert eine Theorie (Narayan & Goodman 1989), dass ein solches Verhalten bei großen Basislängen zu beobachten ist, wenn das für die Streuung verantwortliche Plasma eine fraktale Substruktur aufweist. Sollte sich dies bestätigen, macht dies eventuell sogar direkt bildgebende Beobachtungen in Bereichen möglich, wo nach bisherigem Stand Streueffekte dies verhindern sollten.
Maser
RadioAstron ermöglicht die Untersuchung von Wasser- und Hydroxyl-Masern. Diese strahlen bei 1,6 GHz beziehungsweise bei 22 GHz. Sie treten im interstellaren Plasma auf, unter anderem in Sternentstehungsgebieten und vergleichbaren Regionen. Maser sind relativ kleine Regionen, aber sehr leuchtkräftig. Dank der hohen Auflösung von RadioAstron können Größe, Leuchtkraft und umgebendes magnetisches Feld von Masern zum Teil zum ersten Mal überhaupt bestimmt werden.

Insgesamt wurden 5 Maser erfolgreich beobachtet, bei 11 wurden Versuche vorgenommen. Nicht jede Quelle ist also wirklich beobachtbar für RadioAstron, manche Beobachtungen scheitern aus unterschiedlichen technischen und physikalischen Gründen. Im Fall des Wasser-Masers Cep A wurde eine Auflösung erreicht, die einer Größe von nur 6,5 Mio Kilometer entspricht. Damit wurde es erstmals möglich, zu erkennen, dass dieser Maser tatsächlich aus zwei eng benachbarten Masern besteht. Vergleichbare Ergebnisse gab es bei anderen Masern.

Ausblick
uch wenn die Beobachtungen des Early Science Program im Juni zu Ende gehen, dauert die Analyse der bislang gewonnen Daten sicherlich noch Monate an. Daher sind die hier vorgestellten Ergebnisse auch nur als vorläufig zu betrachten und nicht als der Weisheit letzter Schluss. Fest steht aber, dass die bisherigen Ergebnisse eine gute Basis für die weiteren Beobachtungen während es im Juli beginnenden Key Science Program bilden.

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• Spektr-R RadioAstron

Der Beitrag RadioAstron – bisherige Ergebnisse erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: SRON. Vertont von Peter Rittinger.

Die ersten Ideen zu einem Weltraumteleskop für fernes Infrarotlicht und Submillimeter/Millimeterwellen gehen in Russland bereits auf die 1970er zurück. Der Bau eines solchen Systems war zu jener Zeit aber noch völlig unmöglich. Erst seit einigen Jahren wird das Konzept wieder verfolgt. Millimetron soll einen Hauptspiegel von 10 m Durchmesser erhalten und wäre dann das größte Weltraumteleskop der Welt. Bislang hält Herschel mit 3,5 m den Rekord im optischen Bereich, ab 2018 soll das James Webb Space Teleskope (JWST) mit 6,5-m-Hauptspiegel im Einsatz sein.

Millimetron soll im wesentlichen zwei Betriebsmodi erhalten. Zum einen soll es als Ferninfrarot-Teleskop im Einzelbetrieb wie ein klassisches Weltraumteleskop eingesetzt werden. Die Instrumente für diesen Modus basieren im Wesentlichen auf denen von Herschel. Mit seinem etwa dreimal so großen Spiegel wird Millimetron jedoch rund zehnmal empfindlicher sein und die dreifache Auflösung von Herschel bieten.

Im zweiten Betriebsmodus soll Millimetron als Interferometer in Zusammenarbeit mit Bodenteleskopen betrieben werden. Die Technik dafür basiert auf dem derzeit im Einsatz befindlichen Projekt RadioAstron. Während dieses mit Wellenlängen von 1,35 cm bis 92 cm arbeitet, soll Millimetron bei 0,3 mm bis 17 mm Wellenlänge arbeiten. Die kürzeren Wellenlängen erfordern dabei die Zusammenarbeit mit speziellen Submillimeter/Millimeter-Teleskopen wie zum Beispiel ALMA oder dem geplanten Event Horizon Telescope. Für die kurzen Wellenlängen dienen die Empfänger der ALMA-Antennen auch als Vorbild für die Technik von Millimetron.

Nicht nur bei den Instrumenten, sondern auch bei der Umlaufbahn basiert Millimetron auf Herschel. Wie dieses auch, soll Millimetron um den Sonne-Erde-L2 kreisen. Dieser Punkt liegt von der Sonne aus gesehen rund 1,5 Mio Kilometer hinter der Erde. Hier gibt es praktisch keine Störeinflüsse mehr von der Erde, daher entwickelt sich dieser Punkt mehr und mehr zum Sammelpunkt für Weltraumteleskope. Während Herschel und Planck ihre Mission dort beendet haben, werden in den nächsten Jahren auch GAIA, Spektr-RG oder auch das JWST in einen solchen Orbit einschwenken.

Diese große Entfernung zur Erde erlaubt es im Interferometer-Betrieb zudem, bislang unerreichte Winkelauflösungen zu ermöglichen. Während RadioAstron bei bis zu 350.000 km Basislänge für die kürzeste Wellenlänge auf etwa 7 Mikrobogensekunden kommt, könnte Millimetron dank größerem Abstand und kürzerer Wellenlänge auf bis zu 40 Nanobogensekunden kommen. Submillimeter-Interferometer auf der Erde wie das Event Horizon Telescope hingegen kommen nur auf etwa 20 Mikrobogensekunden. Die um Größenordnungen höhere Auflösung bietet damit das Potential für vollkommen unerwartete Entdeckungen.

Infrarotteleskope haben ein großes Problem: Um vernünftig zu funktionieren, müssen sie auf tiefe Temperaturen herab gekühlt werden. Ansonsten wäre die thermische Strahlung des Systems selbst eine massive Störquelle und würde Beobachtungen mehr oder weniger unmöglich machen. Jedes Infrarotteleskop benötigt daher eine Kühlung. Für nahes Infrarot reicht eine passive Kühlung durch einen Hitzeschild sehr gut aus, aber für fernes Infrarot reicht das nicht mehr. Systeme wie Herschel wurden daher mithilfe eines Kryostaten gekühlt. Das heißt, sie hatten mehrere Tausend Liter flüssiges Helium an Bord, das nach und nach verdampft und dadurch das System kühlt.

Dies ist aber sowohl eine schwere Lösung als auch eine, die die Lebensdauer stark begrenzt. So war Herschel nur knapp 4 Jahre im Einsatz. Daher soll Millimetron eine neuartige Kühlung erhalten. Zunächst wird der ganze Spiegel von 4 Lagen Hitzeschutzfolie umgeben, die als passive Kühlung wirken. Dazu kommt noch eine aktiv gekühlte Lage, außerdem werden alle Instrumente ebenfalls aktiv gekühlt. Dadurch kann das Teleskop selbst auf eine Temperatur von 4,5 K (-268,5 °C) gebracht werden, einige Instrumente werden sogar auf 1,7 K herunter gekühlt. Die abgeführte Wärme wird dann über Radiatoren abgestrahlt. Dieses System wird nur eine Menge von 10-20 Liter Helium als Kühlmittel brauchen, aber kann damit 3-5 Jahre aktiv gekühlt werden.

Insgesamt soll Millimetron eine Lebensdauer von 10 Jahren besitzen. Wenn die aktive Kühlung versagt, wird auch die passive Kühlung noch weiter wissenschaftliche Beobachtungen erlauben. Allerdings werden diese dann nicht mehr die Qualität der ersten Jahre erreichen können. Die Entwicklung der aktiven Kühlung stellt eine große Herausforderung dar, da sie erstmals verwendet werden soll für ein so großes System.

Eine weitere Herausforderung stellt die Konstruktion des Spiegels dar. Der Grundentwurf sieht vor, dass ein zentraler Spiegel von 3 Metern Durchmesser und einer Oberflächengenauigkeit von unter 5 Mikrometern von 24 „Blütenblättern“ umgeben werden soll, durch die sich ein 10 m durchmessender Spiegel mit einer Genauigkeit von unter 10 Mikrometern ergeben soll. Dieser Grundentwurf ist nahezu identisch mit dem der Antenne von RadioAstron (da waren es 27 „Blütenblätter“) und hat sich dort bereits bewährt. Der Spiegel wird sich im Weltraum dann wie eine Blüte entfalten.

Das große Problem bei der Entwicklung dieses Spiegels ist aber die Masse des Systems. Mit einer CFK-Struktur wie bei RadioAstron lässt sich die für Millimetron benötigte Genauigkeit bei tiefen Operationstemperaturen nicht erreichen. Daher musste zunächst einiges an grundlegender Materialforschung betrieben werden. Derzeit scheint sich jedoch eine Kombination auf Kohlefaser, Cyanatester und einer Quartzmatrix als geeignetes Material herauszukristallisieren. Erste Testpanele wurden bereits erstellt und vermessen.

Wenn die Entwicklung optimal verlaufen sollte, wäre ein Start bereits 2019 möglich. Es wird jedoch von offizieller Seite der ganze Zeitraum von 2019-2022 als mögliches Startfenster genannt. Noch ist es angesichts offener Entwicklungsrisiken, vor allem bei Spiegel und Kühlung, aber nicht möglich, ein wirklich zuverlässiges Datum zu nennen. Dies wird sich erst in den nächsten Jahren ergeben. Als Rakete für den bis zu 6.600 kg schweren Satelliten ist eine Proton oder Angara vorgesehen.

Wissenschaftliche Ziele
Millimetron soll für eine ganze Reihe von Forschungszielen neue Erkenntnisse liefern. So soll Millimetron zum Beispiel die Untersuchung des interstellaren Mediums mit bislang unerreichter Sensitivität, räumlicher und spektraler Auflösung durchführen. Das gleiche gilt auch für Sternentstehungsgebiete und andere Gaswolken im Universum. Auch bei der Erforschung von Exoplaneten wird Millimetron nützlich sein, da es die Möglichkeit bietet, viele Exoplaneten-Atmosphären direkt spektrografisch zu untersuchen. Damit lässt sich herausfinden, welche Gase in diesen Atmosphären vorkommen. Bei günstigen Zielen könnte es damit sogar möglich sein, Leben nachzuweisen.

Millimetron wird als Interferometer auch zuvor unmögliche Untersuchungen erlauben. So könnte es zum Beispiel verwendet werden, um die Größe supermassiver schwarzer Löcher zu bestimmen. Sowohl RadioAstron als auch das Event Horizon Telescope können bestenfalls den Ereignishorizont nachweisen, aber nicht strukturiert auflösen. Die Erforschung des Kernbereichs aktiver Galaxienkerne wird damit nochmals einen deutlichen Schub erhalten.

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• Russische Weltraumteleskope: Die Spektr-Serie

Der Beitrag Millimetron: Das Erbe von Herschel und RadioAstron erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: RN Interview.

Dies ist der dritte Teil des Interviews. Zu Teil 1 und Teil 2.

Raumfahrer.Net: Eine andere Angelegenheit ist die interstellare Materie. Es wurde erwartet, dass diese Radiowellen streut, aber scheinbar tut sie das nicht in der erwarteten Weise?

Kirill Sokolowski: Ja! Die interstellare Streuung ist eine große Sache für RadioAstron. Ich selbst bin kein Experte dafür, aber so wie ich von meinen Kollegen höre, ist der Unterschied zwischen erwarteter und beobachteter Streuung sehr groß. Die Streuung ist vorhanden, aber sehr viel kleiner als zuvor erwartet.

Insgesamt scheint es so zu sein, dass die Streuung viel weniger homogen ist als zuvor erwartet. Das ist auch ein Grund, warum sie insgesamt kleiner als erwartet ist.

Tatsächlich war die Erwartung der starken Streuung ein großer Kritikpunkt vor dem Start von RadioAstron. Es gab eine ganze Reihe sehr kluger Köpfe, die dachten, dass RadioAstron bei mehr als 1-2 Erddurchmessern Basislänge nichts mehr sehen könnte. Mit dem derzeitigen Orbit kommen wir auf bis zu 25 Erddurchmesser. Damit ist die Auflösung geeignet für alles, von dem man träumen kann. Die Frage ist – was sind die kleinsten Details die wir trotz der interstellaren Streuung sehen können? Bereits jetzt können wir sagen, dass wir viel mehr sehen als einige Experten erwartet haben.

Raumfahrer.Net: Wann wurde Ihnen dieses Verhalten der interstellaren Materie klar?

Kirill Sokolowski: Wir waren zumindest die ersten, die dies direkt gemessen haben mit einem Interferometer bei Basislängen größer als die Erde! Für AGN gab es früh Hinweise, basierend auf Variabilität im Laufe eines Tages (schnelle Änderungen der Strahlungsstärke wegen der Streuung), dass ihre Größe klein ist. Aber diese Schätzungen sind noch mehr modellabhängig als die Größenbestimmungen bei VLBI.
Raumfahrer.Net: Also ändert sich die Streuung selbst innerhalb von Stunden?

Kirill Sokolowski: Ja! Und dies ist etwas, was wir in den nächsten Jahren detaillierter untersuchen wollen. Ein großer Punkt im AGN-Durchmusterungsprogramm im nächsten Jahr ist die Kombination von RadioAstron-Messungen mit erdbasierten Messungen der täglichen Strahlungsvariation, um die Streuung zu studieren.

Raumfahrer.Net: Das klingt ein wenig so, als ob man dieses Verhalten mit dem Verhalten der Atmosphäre im sichtbaren Licht vergleichen könnte – so wie Sterne blinken. Trifft dieser Vergleich zu?

Kirill Sokolowski: Ja, diese Analogie scheint vollkommen korrekt. Und das führt unmittelbar zu der Idee, ob es möglich ist, etwas ähnliches wie ein optisches Speckle-Interferometer im Radiobereich aufzubauen?! Und ich bin nicht in der Lage, diese Frage zu beantworten. Vielleicht geht es, aber ich kenne mich mit dem Thema derzeit selbst nicht gut genug aus, um das sicher zu sagen.

Raumfahrer.Net: Wir müssen also noch auf mehr Informationen warten. Sie haben die kommenden Jahre erwähnt. Derzeit läuft noch das Early Science Program, was bald enden wird. Im Juli startet das Key Science Program. Das ESP hatte einen starken Fokus auf die Untersuchung von AGNs. Wird das auch im KSP so bleiben, oder werden andere Bereiche größeren Anteil erhalten?

Kirill Sokolowski: Ausgehend von den akzeptierten Vorschlägen für das KSP wird die meiste Beobachtungszeit weiterhin für AGN verwendet werden. Maser und Pulsare werden ebenfalls beobachtet werden, aber ich denke der Anteil wird jeweils etwa gleich bleiben. Ich selbst habe ein akzeptiertes Projekt um kurzlebige Radioquellen wie etwa Supernovae oder das Zerreißen von Sternen durch schwarze Löcher zu beobachten, aber das ist ein erforschendes Projekt, was nie zuvor versucht wurde mit Weltraum-VLBI. So ist nicht klar, ob irgendwas dabei herauskommt. Aber ich denke es ist einen Versuch wert.

Raumfahrer.Net: Aus welchen Ländern kommen eigentlich die meisten Vorschläge für das KSP? Russland wird mit Sicherheit das führende Land sein, aber in welchen anderen Ländern besteht das größte Interesse an RadioAstron?

Kirill Sokolowski: Zunächst noch etwas zu den AGN-Beobachtungen während des KSP: Es wird deutlich mehr Bilder geben. Nicht nur drei Stück in einem Jahr. Zum Ursprung der Vorschläge denke ich, dass die meisten, wenn nicht alle, von internationalen Gruppen kommen, mit Wissenschaftlern aus verschiedenen Ländern als Ko-Autoren eines Vorschlags. Aus dem Kopf kann ich Deutschland, die USA, Spanien, Australien, Polen und Japan nennen. Aber mit Sicherheit habe ich einige vergessen. Unglücklicherweise habe ich noch keine offizielle Informationen über die akzeptierten Vorschläge. Das RadioAstron-Programm-Evaluationskomitee hat seine Bewertungen abgegeben, aber einige der Vorschläge hängen außerdem von den Bewertungen der Programm-Komitees einzelner Bodenteleskope und Netzwerke ab, wie etwa EVN oder VLBA, daher wurde noch keine finale Liste für das RadioAstron-KSP veröffentlicht. Es kann passieren, dass einige der für RadioAstron akzeptierten Projekte von den Bodenteleskopen abgelehnt werden, so dass sie nicht durchgeführt werden können.

Raumfahrer.Net: Können Sie abschätzen, wie viele abbildende Experimente es geben wird in der ersten KSP-Phase (Juli 2013-Juni 2014). Und wissen Sie, wann die Liste der akzeptierten Vorschläge feststeht?

Kirill Sokolowski: Die abbildenden Experimente hängen am stärksten von der Verfügbarkeit der Bodenteleskope ab. Eine Gelegenheit für solche Experimente ergibt sich bei jedem Perigäumsdurchgang von Spektr-R, also etwa alle 8,5 Tage. Dies gilt unter der Annahme, dass die Bodenstation in Green Bank (USA) bis dahin verfügbar ist. Es ist schwer zu sagen, wie viele Beobachtungen tatsächlich durchgeführt werden. Ich erwarte mindestens zehn abbildende Experimente, vielleicht mehr. Das KSP-Beobachtungsprogramm steht noch nicht fest. Ich denke, es wird aber keine abbildenden Beobachtungen vor September geben, da bis dahin schwere Sichtbegrenzungen in den Sommermonaten wirksam sind. So wird es für die ersten beiden Monate des KSP nur die einfache Detektion von Interferenzmustern für AGN, Maser und Pulsare geben, wie die meiste Zeit während des ESP.

Raumfahrer.Net: Wann werden die Bodenstationen in Green Bank und Südafrika ihre Arbeit aufnehmen?

Kirill Sokolowski: Die Bodenstation in Green Bank wird ihre Arbeit in Kürze beginnen. Der ursprüngliche Plan ist, dass sie zum Start des KSP im Juli einsatzfähig ist. Unter Berücksichtigung möglicher Verzögerungen ist unsere momentan beste Schätzung, dass sie im September verfügbar ist. Alle Papiere zwischen den USA und Russland sind unterzeichnet, die elektronische Ausrüstung wird derzeit in Puschtschino getestet. Eine potentielle Verzögerungsquelle ist die Ausfuhrgenehmigung des russischen Zolls, aber es wird darauf hingearbeitet. Die Kontrollsysteme des 40-m-Teleskops in Green Bank wurden getestet, daher denke ich, dass es bereit ist. Nachdem die eigentliche Datenaufzeichnungstechnik geliefert wurde, wird es natürlich ein wenig Zeit dauern, sie zu installieren und zu testen. Daher ist die optimistischste Schätzung Juli, die realistischere ist aber September.

Was die südafrikanische Station betrifft, denke ich, dass die Dinge immer noch auf der Ebene von Gesprächen und Verträgen zwischen den Offiziellen liegen. Derzeit wird keine technische Arbeit dafür geleistet. Daher denke ich, dass die Trackingstation in Südafrika noch mindestens ein Jahr, vielleicht länger, bis zur Inbetriebnahme brauchen wird.

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• Spektr-R RadioAstron

Der Beitrag Alles, wovon man träumen kann (Interview Teil 3) erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: RN Interview.

Der erste Teil des Interviews findet sich hier.

Kirill Sokolowski: Bislang wurden drei bildgebende Experimente gemeinsam mit dem Europäischen VLBI-Netzwerk (EVN = European Very Long Baseline Interferometry Network) durchgeführt. Das erste war im März 2012 und ist komplett verarbeitet. Die beiden anderen werden immer noch korreliert. (Die Beobachtungen dazu wurden im Oktober 2012 und im März 2013 durchgeführt, A.d.Ü.)

Raumfahrer.Net: Ist es geplant, die bei diesen Experimenten erzeugten Bilder zu veröffentlichen? Das erste Bild wurde veröffentlicht, wird das auch mit weiteren Bildern passieren?

Kirill Sokolowski: Mit Sicherheit ja!

Aber derzeit haben wir noch keine korrelierten Datensätze für die beiden anderen Experimente und nachdem wir diese haben, kann es immer noch einen oder zwei Monate dauern, bis die finalen Bilder erzeugt werden. So läuft das nunmal mit VLBI. Die Datenverarbeitung ist viel komplizierter und „empfindlicher“ als in anderen Bereichen der Astronomie, mit denen ich zu tun hatte.

Aber ich sollte dazu sagen, dass die meisten der RadioAstron-Beobachtungen nicht im bildgebenden Modus ablaufen. Das Ziel solcher Beobachtungen ist die Detektion von interferometrischen Signalen. Die Amplitude der Überlagerung kann für eine Reihe von Basislängen gemessen werden und dies kann mit einem einfachen Modell der Quelle abgeglichen werden. Zum Beispiel können wir, wenn wir eine gaußsche Form der Radioquelle annehmen, die Größe messen.

So wurde erdbasierte VLBI durchgeführt in der Zeit, wo nur wenige Teleskope an solchen Beobachtungen teilnehmen konnten. Das Problem bei der Bildrekonstruktion ist, dass eine möglichst gute Abdeckung der sogenannten uv-Ebene nötig ist: Viele Teleskope bei verschiedenen Basislängen.

Wenn RadioAstron fern der Erde ist, haben wir die Situation, dass alle Bodenteleskope sich im Prinzip an einem Ort befinden, so dass keine Bildrekonstruktion möglich ist – stattdessen haben wir beinahe ein Interferometer mit zwei Elementen. Daher können Bilder nur erzeugt werden, wenn der Satellit nicht mehr als vielleicht 3-5 Erddurchmesser entfernt ist. Bei dieser Basislänge haben wir nicht die höchste Auflösung, aber wir können ein Bild erzeugen. Bei größeren Basislängen können wir nur die gemessene sichtbare Amplitude mit einem einfachen Modell (wie einem gaußschen zum Beispiel) vergleichen. In diesem Fall können wir die Größe und Helligkeit der Quelle bestimmen. Außerdem können wir im Groben die Form bestimmen (ob das Objekt gestreckt ist oder nicht). Je mehr Datenpunkte wir haben, umso komplexere Modelle können wir zur Beschreibung des Objekts verwenden.

Raumfahrer.Net: Sie haben die Helligkeit und Größe erwähnt, die mit RadioAstron bestimmt werden kann. Es ist aber auch oft die Rede von „Helligkeitstemperatur“ als gemessene Eigenschaft. Wie kann diese bestimmt werden?

Kirill Sokolowski: Richtig, Helligkeitstemperatur ist ein bestimmter Weg der Radioastronomie um über Oberflächenhelligkeiten zu sprechen, etwas das in der optischen Astronomie als Magnitude pro Fläche bestimmt wird. Im einfachsten Fall ist die Helligkeitstemperatur die Helligkeit der Quelle geteilt durch die Größe. Dazu kommt noch ein Faktor, um den Wert in Kelvin umzuwandeln.

Es gibt einige Freiheit dabei, wie man die „Größe“ einer Quelle angibt, wenn man die eigentliche Größe nicht bestimmen kann, sondern nur die gemessene interferometrische Sichtbarkeit mit einem Modell abgleichen kann. So hätte ein sphärisches Modell eine etwas andere Größe als ein gaußsches Modell für die gleiche Quelle. Aber für alle anwendbaren Modelle ist der Unterschied der berechneten Helligkeitstemperatur ein kleiner Faktor. So können zum Beispiel 10¹⁴K problemlos von 10¹¹K unterschieden werden, egal welches Modell verwendet wird.
Raumfahrer.Net: Was bedeuten diese verschiedenen Modelle?

Kirill Sokolowski: Das gaußsche Modell ist einfach eine Radioquelle, deren Helligkeitsverlauf einer gaußschen Glockenkurve folgt. Von diesem Modell gibt es zwei Varianten: Kreisrunde und elliptische. Das gaußsche Modell wurde einfach deshalb ausgewählt, weil damit einfach zu rechnen ist: Die Fourier-Transformierte (spezielle mathematische Methode zur Umwandlung von Funktionen, A.d.Ü.) einer Gaußkurve ist eine andere Gaußkurve. Und die vom Interferometer gemessene Sichtbarkeit ist die Fourier-Transformierte der Helligkeitsverteilung der Quelle.

Eine sphärische Radioquelle hat ein etwas anderes Helligkeitsprofil, es entspricht der Oberfläche einer Kugel. In beiden Fällen ist das kein physikalisches Modell der Quelle, sondern nur ein „Spielzeugmodell“, das uns erlaubt, die Größe und Strahlungsdichte einer Quelle zu charakterisieren. Eine Quelle, von der wir fast keine Details sehen, aber wo wir bereits sehen können, dass es keine Punktquelle ist – sondern eine leicht vergrößerte Punktquelle (eine typische Situation bei Interferometrie).

Raumfahrer.Net: Wie hängt die Fähigkeit zur Messung der Helligkeitstemperatur von der verwendeten Basislänge ab?

Kirill Sokolowski: Man braucht eigentlich Messungen bei verschiedenen Basislängen, um ein Modell zu erstellen und aus diesem Modell die Größe und Strömung der Komponenten zu bestimmen. Über den Bereich der Basislängen sollte es so sein, dass ein einfaches Modell die Struktur der Quelle zumindest annähernd darstellen kann. Es ist aber wohl nicht wahrscheinlich, das ein einziges einfaches Modell für Beobachtungen über einige Kilometer Basislänge, über VLBI mit irdischen Teleskopen über tausende Kilometer Basislänge bis hin zu Weltraumbeobachtungen über zehntausende von Kilometern funktioniert – die Quelle wird eine komplexe Struktur bei solchen Dimensionen haben.

Aber bei den großen Winkelauflösungen, die mit Weltraum-VLBI erreicht werden und unter Beachtung der begrenzten Empfindlichkeit scheint ein Modell zu funktionieren, bei dem die Quelle als einzelner heller Punkt von bestimmter Größe betrachtet wird.

Physikalisch gesehen ist bei AGN dieser helle Punkt der hellste Bereich des relativistischen Jets, wo dieser transparent wird für die eigene Synchrotronstrahlung. Dieser Bereich wird bei VLBI als „Kern“ bezeichnet, der hellste und kleinste Punkt in einem Lichtjahre großen Jet. Allerdings gibt es einige konkurrierende Ideen, was ein VLBI-Kern eigentlich ist. Im Prinzip könnte es andere Optionen geben, nicht nur diese Transparenz-Sache.

Raumfahrer.Net: Was sind diese alternativen Modelle?

Kirill Sokolowski: Eine vernünftig klingende Alternative ist, dass ein VLBI-Kern ein stehender Schock in einem Jet ist. In diesem Modell, wäre der Kern eine bestimmte physikalische Region, kein Platz an dem der Jet transparent für die beobachtete Frequenz wird. Außerdem gibt es weitere Modelle, aber diese scheinen nicht zu funktionieren für radio-laute AGN.

Ein Weg, um das Modell der „Sychrotron-Transparenz“ zu testen, ist es, die Größe eines VLBI-Kerns bei verschiedenen Frequenzen zu bestimmen. Das Transparenzmodell sagt vorher, dass der VLBI-Kern für kleinere Frequenzen größer sein sollte. Der Grund dafür ist, dass der Jet einen Öffnungswinkel hat, als Annäherung kann man vom Jet als eine Art Kegel sprechen. Der Jet wird für kleinere Frequenzen erst in größerem Abstand zu seiner Basis transparent.

Wenn der Kern also die Region ist, in der der konische Jet transparent wird, wäre er größer für kleine Frequenzen und kleiner für hohe Frequenzen. Dies wurde vom Boden aus beobachtet, aber mit RadioAstron können wir diesen Effekt mit viel größerer Genauigkeit messen. Die „Stehender-Schock“-Erklärung für VLBI-Kerne sagt hingegen keine Änderung in Größe und Position bei verschiedenen Frequenzen voraus.

Raumfahrer.Net: Gibt es bereits Hinweise, welches Modell besser passt?

Kirill Sokolowski: Leider gibt es dazu bis jetzt keine Ergebnisse von RadioAstron. Wir sind immer noch dabei, mehr Daten für eine Reihe von Objekten zu sammeln.
Raumfahrer.Net: Glauben Sie, dass RadioAstron die wahre Natur der VLBI-Kerne enthüllen kann?

Kirill Sokolowski Ja. Zur Zeit haben wir eigentlich nur eine genaue Größenmessung – den Kern des Blazars 0716+714 (ein Blazar ist ein AGN, dessen Jet genau in Richtung Beobachter zeigt. Die Bezeichnung ist entstanden aus „Quazar“ als Bezeichnung für AGN und „BL Lacertae“, dem ersten entdeckten Blazar, A.d.Ü.) aus dem abbildenden Experiment mit dem EVN. Wir brauchen mehr Zeit, um dies für andere Quellen basierend auf der Interferenz-Durchmusterung zu bestimmen. Für einige Quellen, darunter BL Lac selbst, sollten wir mittlerweile genug Daten haben, aber wir brauchen noch Zeit, diese zu verarbeiten. Ich bin mir sehr sicher, das wir die Natur der VLBI-Kerne mit RadioAstron endgültig bestimmen können.

Zum dritten Teil.

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• Spektr-R RadioAstron

Der Beitrag Aktive Galaxien im Visier von RadioAstron (Teil 2) erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: RN Interview.

Raumfahrer.Net: Zunächst möchte ich Sie bitten, ein wenig über Ihre Arbeit zu erzählen. In welchem Bereich sind Sie tätig und wie kam es zu Ihrer Beteiligung an RadioAstron.

Kirill Sokolowski: Eigentlich habe ich zwei Arbeitsplätze. Hauptsächlich arbeite ich am Astrokosmischen Zentrum des Physikalischen Instituts Lebedew – hier arbeite ich für RadioAstron. Außerdem bin ich in Teilzeit als Softwareentwickler am Sternberg-Astronomie-Institut der Moskauer Universität beschäftigt und arbeite da an veränderlichen Sternen. Diese Arbeit steht nicht in Verbindung mit RadioAstron.

Ich war Student der Moskauer Universität und ging dann zum Astrokosmischen Zentrum, um meine Diplomarbeit über VLBI zu schreiben (Very Long Baseline Interferometry – Interferometrie über lange Basislängen, A.d.Ü.). Zu der Zeit suchten sie Leute für VLBI mit der Perspektive, dass RadioAstron eines Tages fliegen würde.

Raumfahrer.Net: Zu welcher Zeit suchte das Astrokosmische Zentrum (AKZ) dafür Personal?

Kirill Sokolowski: Das ist bereits längere Zeit her. Ich kam 2006 zum AKZ.

Raumfahrer.Net: Das ist etwa sieben Jahre her. Haben Sie bereits damals an dem Projekt RadioAstron gearbeitet?

Kirill Sokolowski: Zu der Zeit war ich kaum in das Projekt eingebunden. Ich arbeitete mit Daten aus erdbasierten VLBI-Beobachtungen. Nachdem ich mein Diplom bekommen hatte, ging ich zum Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn (MPIfR), um meine Doktorarbeit zu schreiben. Hier arbeitete ich weiter an erdbasierter VLBI. Wirklich eingebunden in RadioAstron wurde ich erst ab Sommer 2011, als ich nach Moskau zurückkehrte. Vor dem Start war die Arbeit an RadioAstron hauptsächlich etwas für Ingenieure. Als Astronom konnte ich zu der Zeit wenig mithelfen. Nach dem Start wurden die Dinge aus meiner Perspektive viel interessanter!

Raumfahrer.Net: Nach dem Start dauerte es einige Monate, bis RadioAstron begonnen hat, wissenschaftlich verwertbare Daten zu liefern. Wie haben Sie und die anderen Astronomen am AKZ sich gefühlt, als die ersten nützlichen Daten gewonnen wurden?

Kirill Sokolowski: Ich würde sagen, wir waren überrascht. Und sehr begeistert, natürlich! Der Wendepunkt, als wir begriffen, dass dieses Experiment ein Erfolg war, das dieses Ding tatsächlich funktioniert, war einige Zeit nach der Beobachtung am 14.11.2011 – der erste VLBI Test. Effelsberg, die drei russischen 32-m-Teleskope in Swetloje, Selentschuk und Badary sowie das ukrainische 70-m-Teleskop in Eupatoria nahmen an diesem Test teil.

Zunächst hatten wir keine funktionierende Software um die Datenreduktion durchzuführen. Wir bemerkten später, dass die Software des AKZ-Korrelators einen Fehler besaß, der nur beim Einsatz einer bewegten Antenne auffällt. Daher war dieser Fehler nicht bemerkbar bei der Verwendung von Teleskopen auf der Erde. Im Prinzip wurden in den ersten Wochen nach diesem Experiment zwei vereinfachte Software-Korrelatoren komplett neu geschrieben, um die Interferenzen nachzuweisen und den Fehler im „großen“ Korrelator zu finden.

Später entwickelte James Anderson am MPIfR für den DiFX-Software-Korrelator die Fähigkeit, ebenfalls mit den Daten von RadioAstron umgehen zu können. DiFX ist der de-facto-Standard für erdbasierte VLBI-Datenverarbeitung. Aber bei den ersten Tests stand diese Software noch nicht zur Verfügung.

Auch ist zu sagen, dass es einen ziemlich sanften Übergang zwischen technischen Tests und eigentlich wissenschaftlich interessanten Beobachtungen gab. Das System befand sich in einem konstanten Debugging-Prozess bis Sommer 2012. Erst dann waren wir überzeugt, dass das System korrekt arbeitet und wir jetzt gute wissenschaftliche Daten gewinnen können.

Raumfahrer.Net: Sie haben die Beteiligung des MPIfR erwähnt. Was denken Sie über diese Beteiligung und wie wichtig ist sie?

Kirill Sokolowski: Die Zusammenarbeit mit dem MPIfR war entscheidend für das Projekt. Zunächst gewährte das MPIfR Beobachtungszeit in Effelsberg für RadioAstron-Tests. Das Effelsberger Teleskop bewährte sich als eines der nützlichsten Teleskope für die ersten RadioAstron-Tests und später während des Early Science Program (ESP, erste Phase wissenschaftlicher Beobachtungen von Ende 2011 bis Juni 2013, A.d.Ü.): Es ist sehr empfindlich, voll steuerbar und wird regelmäßig für VLBI-Beobachtungen eingesetzt, daher wird dort ständig auf alle Kleinigkeiten geachtet, die für Beobachtung und Kalibrierung wichtig sind. Es befindet sich auf dem gleichen Kontinent wie die RadioAstron-Empfangsstation in Puschtschino bei Moskau, so dass sich lange gemeinsame Beobachtungsfenster für Satellit und Bodenteleskop ergeben.

Außerdem unterstützte das MPIfR (insbesondere Direktor Anton Zensus) die Datenanalyse und die Datenlogistik. Die Hauptsache dabei war, die Implementierung der RadioAstron-Unterstützung in den DiFX-Software-Korrelator. DiFX war eine große Sache. Es wurde die wichtigste Software zur Datenanalyse, zumindest in der AGN-Gruppe (AGN=Active Galactic Nuclei – aktive Galaxienkerne, A.d.Ü.) in der ich arbeite.

Raumfahrer.Net: Wird DiFX nur in Bonn betrieben, oder kann auch das AKZ dieses Programm nutzen?

Kirill Sokolowski: Der größte Teil des „DiFXen“ für die RadioAstron-AGN-Durchmusterung wird in Moskau durchgeführt. Bonn führt die Korrelation für bildgebende Experimente, die gemeinsam mit dem Europäischen VLBI Netzwerk (EVN) durchgeführt wurden. Hierbei entstehen große Datenmengen (um die 20 TB) und der MPIfR Korrelator kann diese leicht verarbeiten, was für uns in Moskau nicht wirklich zutrifft.

Wir haben kein DiFX auf unserem Großrechner (auf dem die AKZ-eigene Korrelationssoftware verwendet wird) und die Maschinen auf denen DiFX läuft sind nicht leistungsfähig genug, um ein komplettes bildgebendes Experiment zu korrelieren.

Derzeit läuft ein detaillierter Vergleich der Resultate der beiden Korrelatoren. Aber um diesen Vergleich vernünftig durchzuführen, müssen die ganzen Datensätze von beiden Korrelatoren verarbeitet werden.

Der zweite Teil des Interviews findet sich hier, der dritte hier

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• Spektr-R RadioAstron

Der Beitrag RadioAstron – Das Interview (Teil 1) erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: WPK/Juri Kowaljow. Vertont von Peter Rittinger.

Die bisherigen Theorien zur ISM basieren auf Beobachtungen, die nur von der Erde aus durchgeführt wurden. Im Bereich der Radiointerferometrie bedeutet dies, dass Interferometer-Basislängen von maximal etwa 10.000 km zur Verfügung standen. Im Rahmen des Projekts RadioAstron wird jedoch der Satellit Spektr-R mit einbezogen. Dieser trägt ein 10 m durchmessendes Radioteleskop und dient damit als Ergänzung der irdischen Teleskope in großem Abstand. Die Beobachtungen von RadioAstron wurden damit bei Basislängen von bis zu 300.000 km durchgeführt und ermöglichen damit einen neuen Blick auf die Vorgänge in unserer Umgebung. Die erstaunlichen Beobachtungsergebnisse wurden für Wellenlängen von 18 cm und 92 cm gewonnen.

Das Verhalten der Interstellaren Materie lässt sich sehr gut durch die Beobachtung von Pulsaren untersuchen. Pulsare, also Neutronensterne, sind extrem kompakte Objekte. Ihr Durchmesser beträgt nur wenige Kilometer, aber sie können schwerer sein als die Sonne. Pulsare besitzen extrem starke Magnetfelder, in denen Phänomene ähnlich der irdischen Nordlichter auftreten. Diese sind die Quelle der Radiostrahlung, die RadioAstron beobachtet hat. Das tatsächliche Emissionsgebiet ist dabei winzig und bewegt sich von der Größenordnung her im Bereich unterhalb eines Kilometers. Damit sind solche Pulsare die absolut kompaktesten natürlichen Quellen von Radiostrahlung die überhaupt bekannt sind.

Grundsätzlich sollte ein solcher Pulsar also bei ungestörter Sicht einfach nur als Punkt für den Beobachter erkennbar sein. Bei den Entfernungen ist es selbst RadioAstron, dem größten Interferometer der Geschichte, nur möglich, Details in der Größenordnung von einigen Millionen Kilometern auflösen. Tatsächlich befindet sich jedoch eine mehr oder weniger große Menge interstellarer Materie zwischen dem Beobachter und den Pulsaren. Laut der klassischen Theorien sollte diese ISM die Radiowellen im beobachteten Bereich derart streuen, dass sich die ultrakompakte Quelle zu einem „Pfannkuchen“ (so Dr. Michail Popow gegenüber WPK) aufbläht.

Folgerichtig war ursprünglich geplant, aus dieser erwarteten großen sichtbaren Struktur auf die „radiooptischen“ Eigenschaften der ISM und auf die Eigenschaften des Pulsars zurück zu schließen. Entgegen aller Erwartungen gab es jedoch ein völlig anderes Bild: „Anstelle der erwarteten eintönigen Streuungskreise, die an der Grenze unserer Systemempfindlichkeit liegen, sahen wir helle Sterne, die für kurze Zeit existierten, dann verschwanden, und an anderer Stelle wieder auftauchten“, so Michail Popow weiter.

Optionen für die Zukunft?
Derzeit wird noch nicht verstanden, was genau in der ISM passiert. Allerdings zeigen diese Ergebnisse, dass auch Objekte mit höchster Präzision auflösbar sind, bei denen das nicht erwartet wurde. Mit einem besseren Verständnis dieses Phänomens könnten auch andere Ziele ins Visier von RadioAstron geraten, die bislang ausgeschlossen wurden. Gegenüber WPK äußerte sich der Leiter des laufenden Early-Science-Programs (kurz ESP, „frühes Wissenschaftsprogramm“, also die erste Projektphase in der wissenschaftliche Beobachtungen durchgeführt werden), Dr Juri J. Kowaljow: „Vielleicht können wir mit einem besseren Verständnis des Interstellaren Mediums einige clevere Beobachtungstechniken anwenden und das schwarze Loch im Zentrum unserer Milchstraße beobachten“.

Wenn eine Beobachtung unseres Milchstraßenzentrums mit voller Auflösung von RadioAstron durchgeführt werden kann, wird der Ereignishorizont direkt auflösbar. Bei bisherigen Beobachtungen gelang es nur, die Umgebung des schwarzen Lochs zu erfassen, aber es selbst ist derart klein, dass es völlig unsichtbar bleibt. Eine direkte Beobachtung wäre daher ein Meilenstein der Astronomie überhaupt.

In Kürze wird das federführende Institut ASC FIAN bekannt geben, welche Projekte im Rahmen des „RadioAstron Key Science Program“ (KSP, „Schlüsselwissenschaftsprogram“ – in diesem Programm werden die wichtigsten Projektziele angegangen) zwischen Juli 2013 und Juni 2014 durchgeführt werden sollen. Möglicherweise haben bereits in dieser Auswahlrunde einige Vorschläge Beobachtungszeit bekommen, die auf diesen neuen Erkenntnissen beruhen.

Des Weiteren wird die neue Empfangsstation in Green Bank/USA in Betrieb genommen werden, um neben der Station in Puschtschino das KSP zu unterstützen. Außerdem wird bis Ende des Jahres in Südafrika eine dritte Empfangsstation realisiert werden. Die zusätzlichen Empfangsstationen bedeuten eine deutliche Steigerung der Beobachtungszeit, da sämtliche Beobachtungsdaten aufgrund der sehr großen Datenmengen unmittelbar zur Bodenstation gesendet werden müssen.

Für die nächsten Jahre wird das fliegende Radioteleskop Spektr-R definitiv in seiner aktuellen Umlaufbahn verbleiben. Jedoch besteht die Option, den Orbit in einigen Jahren deutlich zu erhöhen. Während der maximale Abstand zur Erde derzeit rund 350.000 km beträgt, könnte sich Spektr-R dann bis auf 3,2 Millionen Kilometer entfernen. Juri Kowaljow gegenüber Raumfahrer.net: „Wir haben genug Treibstoff an Bord, um das zu tun. Aber noch ist es zu früh, darüber ernsthaft zu diskutieren. RadioAstron hat in seiner aktuellen Umlaufbahn genug zu tun“. Angesichts der aktuellen Erkenntnisse vielleicht sogar mehr, als ursprünglich erwartet wurde.

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• Spektr-R RadioAstron
• Neutronensterne, Pulsare, Magnetare

Der Beitrag Theorien zur interstellaren Materie widerlegt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ASC FIAN.

Im Rahmen von RadioAstron bildet das Weltraumteleskop Spektr-R gemeinsam mit irdischen Radioteleskopen ein gigantisches Interferometer. Spektr-R bewegt sich auf einer hochelliptischen Umlaufbahn und erreicht dabei einen maximalen Abstand zur Erde von etwa 350.000km. Seit dem Start im Juli 2011 wurden die praktisch verwendeten Basislängen immer weiter erhöht.

Je größer die Entfernung ist, umso schwieriger ist die korrekte Auswertung der Beobachtungen. Das federführende Institut ASC FIAN musste erst praktische Erkenntnisse bei geringen Anforderungen sammeln, bevor es wirklich große Basislängen in Angriff nehmen konnte. Seit einiger Zeit werden nun die verwendeten Basislängen konstant erhöht.

Jetzt wurden die aktuell erreichten Bestwerte bekanntgegeben. Dies erfolgt mit einiger Verzögerung nach den Beobachtungen, da die Messdaten der einzelnen Teleskope erst zum auswertenden Institut geschickt werden müssen und dort von einem Supercomputer zu einem Gesamtresultat korreliert werden.

Die folgenden Diagramme zeigen die Ergebnisse von solchen Korrelationsberechnungen. Die von den einzelnen Teleskopen aufgezeichneten Verläufe der empfangenen Radiostrahlung müssen zur Deckung gebracht werden. Dazu müssen sie auf der Zeitachse verschoben werden, außerdem muss die Frequenzverschiebung durch den Dopplereffekt ausgeglichen werden.

Diese dreidimensionalen Diagramme sind umso höher, je genauer sich die Wellen überlagern. Der Spitzenwert wird verwendet, um damit Bilder aus den Beobachtungsdaten zu generieren. Je höher das Signal-Rausch-Verhältnis ist, umso sicherer kann man sein, dass dieser Spitzenwert wirklich die korrekte Verschiebung darstellt.

Die Grafik zeigt die Interferenz-Diagramme, die bei den höchsten erreichten Basislängen gewonnen wurden. Bei diesen Beobachtungen wurden zwei aktive Galaxienkerne beobachtet. Der Rekord für das 6,2cm-Band wurde bereits am 28.11.2012 bei 19 Erddurchmessern (ED) Abstand zwischen dem deutschen 100m-Radioteleskop in Effelsberg und Spektr-R erreicht. Dies entspricht einer Basislänge von etwa 242.000km.

Beobachtet wurde dabei das Objekt BL Lacertae. Hierbei handelt es sich um einen Blazar in einer Entfernung von 900 Mio Lichtjahren. Ein Blazar (Kunstwort aus BL Lacertae und Quasar) ist dabei ein aktiver Galaxienkern (ein Quasar also), dessen Jet genau in der Beobachtungsrichtung liegt. Wir blicken also genau senkrecht auf die Galaxie und schauen genau in den Jet, der vom supermassiven schwarzen Loch im Zentrum ausgeht. BL Lacertae war der erste bekannte Blazar und ist daher Namensgeber für diese besondere Art von Quasaren.

Die neuen Rekorde für das 1,35-cm-Band und das 18cm-Band wurden bei der Beobachtung von 3C273 erreicht. 3C273 ist der erste Quasar, der entdeckt wurde, und zugleich der hellste bekannte Quasar überhaupt. Er befindet sich in einer Entfernung von etwa 2,4 Milliarden Lichtjahren. Am 25.01.2013 wurde eine Beobachtung im 18cm-Band gemeinsam mit dem Radioteleskop in Arecibo/Puerto Rico durchgeführt. Dabei wurde ein Abstand von 13,5 ED, also etwa 172.000km erreicht. Eine Woche später folgte die Rekordbeobachtung im 1,35cm-Band mit einer Basislänge von 8,1 ED beziehungsweise etwa 103.000km.

Überraschungen im interstellaren Medium
Nach den aktuellen Theorien zum interstellaren Medium sollte dieses Radiowellen im Bereich der beiden langwelligen Empfänger von Spektr-R (18cm und 92cm) stark streuen. Einige Objekte sollten daher praktisch nicht beobachtbar sein in diesen Bändern.

Tatsächlich gibt es bei manchen Beobachtungen das erwartete Störungsbild. Hier finden Streuungs- und Interferenzeffekte im interstellaren Medium statt und verhindern eine eindeutige Identifizierung der korrekten Korrelation. Stattdessen gibt es mehrere gleichberechtigte Optimalergebnisse. Diese Effekte sind vergleichbar damit, wie sich die Sonne in einer Fensterscheibe spiegelt – es gibt zwei Orte an denen die Sonne zu sein scheint. Ein solches Bild zeigt sich z.B. für den Pulsar PSR B0329+54:

Andere Objekte, die praktisch nicht beobachtbar sein sollten in diesen Bereichen zeigen sich jedoch nahezu störungsfrei. Die Abweichungen zur Vorhersage liegen im Extremfall bei einem Faktor von 10¹⁰⁰. Daher stellt die reine Existenz dieser Beobachtungsergebnisse bereits eine große Herausforderung für die Kenntnis des interstellaren Mediums in unserer Milchstraße dar.
Ausblick
Die verwendeten Basislängen sollen weiter vergrößert werden. Das finale Ziel des RadioAstron-Programms ist es, den Ereignishorizont eines supermassiven schwarzen Lochs auflösen zu können. Dazu muss sowohl die Auflösung noch weiter gesteigert werden, als auch ein praktisch ideales Ziel ausgewählt werden.

Die Galaxie M 87 (auch bekannt als Virgo A) ist dafür ein guter Kandidat. In ihrem Zentrum sitzt eines der massivsten überhaupt bekannten schwarzen Löcher (es bringt etwa 6,6 Milliarden Sonnenmassen auf die Waage), zudem ist sie uns mit nur 54 Millionen Lichtjahren sehr nahe. Es fanden bereits Beobachtungen statt, jedoch sind noch keine Ergebnisse bekannt. Damit wäre es dann erstmals möglich, den Ereignishorizont eines schwarzen Lochs direkt zu untersuchen.

Diese Möglichkeit bietet einzig RadioAstron, das rein irdische Radioastronomie um mehr als eine Größenordnung überbieten kann in der Auflösung. Optische Teleskope sind in diesem Bereich vollkommen chancenlos, die Auflösung von Hubble zum Beispiel ist um etwa das 5000fache schlechter.

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• Spektr-R RadioAstron

Der Beitrag RadioAstron auf Rekordkurs erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: Nikolai Kardaschow.

Die Hauptnutzlast von Spektr-R ist das „Kosmische Radioteleskop“ (KRT). Es handelt sich um eine Parabolantenne von 10m Durchmesser. Im Fokus besitzt sie Empfänger für vier Frequenzbänder. Empfangen werden die Wellenlängen im Bereich von 1,35cm; 6,2cm; 18cm und 92cm. Jeder Empfänger besteht aus zwei Teilen, einem für linksdrehend polarisierte Wellen und einem für rechtsdrehend polarisierte.

Um das Rauschen der Instrumente zu verringern, werden die Empfänger und die nachgeschalteten Verstärker heruntergekühlt auf Temperaturen von 130-150K, das entspricht etwa -140°C bis -120°C. Erreicht wird diese Kühlung dadurch, dass die Empfänger im Schatten der Antenne liegen. Das bedeutet allerdings auch, dass Spektr-R nur auf Ziele ausgerichtet werden kann, die von der Sonne abgewandt sind. Würde man in Richtung Sonne schauen, wäre das Rauschen der Instrumente stark erhöht. Außerdem gibt es keine Garantie dafür, dass die reflektierende Beschichtung der Antenne direkte Sonnenstrahlung übersteht. Daher muss die Blickrichtung von Spektr-R mindestens senkrecht zu eintreffenden Sonnenstrahlen sein, darf aber auf keinen Fall die Sonne direkt auf die Antenne strahlen lassen.

Die empfangenen Daten werden dann vom Kommunikationssystem „VIRK“ in Echtzeit zur Erde übertragen. Dazu wird eine Parabolantenne mit 1,5m Durchmesser auf der Rückseite von Spektr-R verwendet. Die Sendefrequenz beträgt 15GHz. Dabei wird ein hochgenauer Zeitstempel von der an Bord befindlichen Atomuhr mitgesendet, der die spätere Kombination mit am Boden gewonnenen Daten ermöglicht.

Spektr-R ist in der Lage, autonome Antennentests durchzuführen, um damit die genauen Parameter des Systems zu bestimmen. Dazu gehört die Messung des Rauschens. Dieses ist zum Einen durch die Instrumente bedingt, zum Anderen aber auch durch die unregelmäßig verteilte Radio-Hintergrundstrahlung aus dem Universum. Eine weitere wichtige Messung ist die Bestimmung der effektiven Antennenfläche. Diese wird bestimmt, indem die empfangene Strahlungsleistung von bekannten Strahlungsquellen mit der empfangenen Leistung von Bodenteleskopen verglichen wird.

Die Testergebnisse im Orbit liefern dabei im Vergleich zu den Erwartungen ein gemischtes Bild. Eine positive Überraschung war, dass es innerhalb des gesamten Empfangssystems fast keine Interferenzen gibt. Dies war noch bei den Bodentests anders gewesen. Negativ aufgefallen ist jedoch das 1,35cm-Band. Offenbar wurde der Empfänger dafür nicht exakt korrekt positioniert (die geschätzte Abweichung beträgt 3mm), so dass die effektive Antennenfläche nur bei 7,5m² liegt. Geplant waren jedoch 24m² für dieses Band. Je größer die effektive Fläche ist, umso mehr Strahlung kann gesammelt werden. Daher bedeutet dieses Ergebnis, dass für die gleiche empfangene Strahlungsmenge die Beobachtungszeit leider deutlich länger als erwartet werden muss.

Im Wesentlichen entsprechen aber die effektiven Antennenflächen der anderen Bänder den Erwartungen. Für 6,2cm und 18cm sollten es je 40m² sein, erreicht wurden 35m² und 41m². Bei 92cm wurden die Planungen sogar leicht übertroffen, hier stehen 30m² statt 24m² zur Verfügung. Die Unterschiede im Vergleich zur Planung ergeben sich durch kleine Abweichungen in Position der Bauteile und in der Qualität der Reflektoroberfläche. Das systematische Grundrauschen aller Empfänger liegt leicht über den Erwartungen, nur im 6,2cm-Band gibt es einen krassen Ausreißer. Hier ist das Rauschen doppelt so stark wie erwartet.

Die Antenne selbst ist offensichtlich von besserer Qualität als geplant, da anders die größeren effektiven Antennenflächen nicht erklärbar sind. Die Vorgabe für die Oberflächengenauigkeit war eine maximale Abweichung von 2mm. Praktisch erreicht wurden etwa 0,77mm.

Neben diesen Abweichungen gibt es jedoch auch einen größeren Defekt. Es ist nicht möglich, beim 6,2cm-Band beide Polarisationen gleichzeitig zu verwenden. Lediglich wenn nur ein Empfänger auf einmal verwendet wird, funktioniert dieses Band. Vermutlich hängt auch das erhöhte Grundrauschen in diesem Band damit zusammen. Die genaue Fehlerursache wird aber noch untersucht.

Abschließend bleibt festzuhalten, dass Spektr-R sich im Einsatz bereits bewährt hat. Es gibt zwar in manchen Bereichen technische Probleme und dadurch leichte Einschränkungen der Möglichkeiten, aber dennoch können alle geplanten Vorhaben durchgeführt werden. Angesichts der Krise der russischen Raumfahrt ist das definitiv eine positive Nachricht. Die erste große wissenschaftliche Raumfahrtmission Russlands, die auf bestem Wege ist ein Erfolg zu werden. Die 15 Jahre vor Spektr-R gestartete Sonde Mars-96 konnte die in sie gesetzten Hoffnungen schließlich ebenso wenig erfüllen wie die wenige Monate nach Spektr-R gestartete Fobos-Grunt.

Persönlicher Kommentar des Autors: Angesichts dieser herausgehobenen Rolle der Mission ist es bedauerlich, dass nur relativ wenige Nachrichten von Roskosmos oder den beteiligten Instituten zu hören sind. Dies betrifft vor allem die russischen Institute wie das ASC Lebedew, aber zum Beispiel auch das Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn. Dieses trägt mit dem Effelsberger 100m-Radioteleskop und mit dem DiFX-Korrelator (einem von nur zwei verfügbaren Systemen – der andere ist der des Lebedew-Instituts in Moskau) einen wichtigen Anteil bei, hat aber im gesamten Missionszeitraum erst eine einzige Mitteilung dazu herausgegeben

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• Spektr-R RadioAstron

Der Beitrag Spektr-R – die Technik im Einsatz erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: Nikolai Kardaschow.

Spektr-R befindet sich in einer hochelliptischen Umlaufbahn, die massiv gestört wird. Man nutzt die Störungen durch die Schwerkraft des Mondes und auch den Strahlungsdruck der Sonne aus, um im Lauf der Zeit die Bahnebene zu drehen und dadurch möglichst viele verschiedene Ziele ideal ins Blickfeld zu bekommen.
Nach dem Start am 18. Juli 2011 erstreckte sich die Umlaufbahn zwischen 578 km und 333.500 km und einer Umlaufzeit von 8,32 Tagen. Die Bahnneigung betrug zu diesem Zeitpunkt 51°. Ausgehend von dieser Bahn bestand aber das Risiko, dass Spektr-R bedingt durch die Bahnstörungen Ende 2013 abstürzen würde. Daher wurde am 1. März 2012 eine Triebwerkszündung durchgeführt, um die Umlaufbahn langfristig stabil zu machen. Der jetzige Orbit soll für mindestens 9 Jahre den Betrieb ermöglichen. Dabei wird Spektr-R in diesem Zeitraum nie länger als 2 Stunden pro Umlauf im Erdschatten sein. Die Zeit im Erdschatten soll kurz sein, weil dort nicht genug Energie zur Verfügung steht, um das Radioteleskop zu betreiben.

Im Lauf der Zeit wird sich dieser Orbit stark verändern. Das Perigäum (der erdnächste Punkt) wird zwischen 7.000 und 85.000 km schwanken, das Apogäum (der erdfernste Punkt) zwischen 280.000 und 353.000 km. Die Bahnneigung wird zwischen 10° und 85° schwanken. Die ideale Auflösung erreicht RadioAstron, wenn die Basislinie senkrecht zur Beobachtungsrichtung steht. Optimale Beobachtungsbedingungen können also für Ziele mit einer Deklination (Winkel über dem Äquator) von 5° bis 80° geschaffen werden.

Damit die Daten der irdischen Radioteleskope korrekt mit denen von Spektr-R kombiniert werden können, muss die Position des Satelliten sehr genau bekannt sein. Eine große Herausforderung ist dabei die Tatsache, dass der Strahlungsdruck dem Satelliten einen Drehimpuls mitgibt. Dieser muss von der Lageregelung an Bord ausgeglichen werden. Wenn die dazu verwendeten Drallräder ihre maximale Drehzahl erreicht haben, müssen die Triebwerke gezündet werden. Das führt bei längeren Messungen zu Positionsabweichungen von 400 bis 800 Metern gegenüber der vorhergesagten Flugbahn und muss aufwendig einberechnet werden.

Um die Bahn zu verfolgen, werden drei Methoden verwendet. Die Geschwindigkeit des Satelliten wird bestimmt, indem der Dopplereffekt ausgenutzt wird. Dieser führt zu einer Verschiebung der am Boden empfangenen Frequenz gegenüber der gesendeten Frequenz. Da die Sendefrequenz bekannt ist, kann aus Sende- und Empfangsfrequenz die Geschwindigkeit relativ zur Erde bestimmt werden. Diese Messung wird ständig von der Bodenstation in Puschtschino (und zukünftig auch von der in Green Bank) durchgeführt.

Um die Position genau zu bestimmen, werden zwei Methoden verwendet. Zum einen können an Spektr-R befestigte Laserreflektoren von der Erde aus angepeilt werden. Nach dem gleichen Prinzip wird zum Beispiel auch die Entfernung des Mondes regelmäßig bestimmt. Aufgrund der großen Entfernung von der Erde sind jedoch auch für Spektr-R nur wenige Institute in der Lage, solche Messungen durchzuführen. Zudem ist diese Methode nur bei günstigen Sichtbedingungen umsetzbar.

Einfacher ist es daher, die Position von Spektr-R zu bestimmen, indem Radioteleskope auf der Erde VLBI betreiben um den Satelliten zu orten. Dabei dient Spektr-R als Radiosender und wird genau so beobachtet, wie Spektr-R sein Zielobjekt beobachtet. Zusätzlich wird der Satellit noch von irdischen Teleskopen beobachtet, um seine Position relativ zum Sternenhimmel zu bestimmen. Diese Methode ist zwar ungenau, aber zum prinzipiellen Abgleich sehr wertvoll.

All diese Messungen und Modellvorhersagen dienen dazu, den Korrelator mit Informationen über Position und Geschwindigkeit von Spektr-R zu versorgen. Diese werden benötigt, um die aufgezeichneten Signale korrekt mit den Signalen der Bodenteleskope zu kombinieren. Die Position von Spektr-R kann dabei auf 500 m genau angegeben werden, die Geschwindigkeit auf 2 cm/s. Je größer die Entfernung zur Erde ist, umso ungenauer wird dabei diese Angabe. Daher sinkt für große Abstände das Signal-Rausch-Verhältnis der korrelierten Resultate stark ab, die Bildqualität verschlechtert sich also.

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• Spektr-R RadioAstron

Der Beitrag Spektr-R und die Chaos-Umlaufbahn erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: Nikolai Kardaschow.

Very Long Baseline Interferometry ist eine Technik, die seit den späten 60ern für den Radiobereich verwendet wird. Diese Art der Interferometrie zeichnet sich dadurch aus, dass die beteiligten Empfänger ihre Daten einzeln aufzeichnen und diese nicht sofort zusammenfassen. Diese Daten werden erst später durch aufwendige Berechnungen zu einem Signal zusammengefasst. Der Vorteil dabei ist, dass die erreichbare Auflösung umso größer ist, je weiter die Teleskope voneinander entfernt sind. 1967 fanden die erste Versuche mit kanadischen und US-amerikanischen Teleskopen statt, bereits 1969 gelangen transkontinentale Kooperationen. Die maximale Basislänge des Interferometers ist bei rein irdischen Teleskopen auf den Erddurchmesser beschränkt. Bereits früh wurde klar, dass die meisten aktiven Galaxienkerne (AGN – Aktive Galactic Nuclei) dennoch nicht auflösbar sind.

In Russland wurde erstmals am 23. Dezember 1970 auf einer Konferenz über ein Radioteleskop im Weltraum diskutiert – die Idee zu „RadioAstron“ war geboren. In den folgenden Jahren wurde an mehreren russischen Instituten an diesem Projekt geforscht. 1979 wurde im Rahmen dieser Entwicklungen ein 10-m-Radioteleskop zum Test auf die Raumstation Saljut 6 gebracht. Mit diesem Teleskop wurden einige astronomische Beobachtungen durchgeführt. Die Erkenntnisse aus diesem Projekt waren von großer Bedeutung für die Konstruktion des Teleskops von Spektr-R. Der wissenschaftliche Wert der Beobachtungen war aufgrund der niedrigen Umlaufbahn der Saljut-Station jedoch eher klein.

Im Jahr 1980 wurde vom sowjetischen Ministerrat eine Serie von sechs Astronomiesatelliten bewilligt. Dazu gehörten sowohl Spektr-R/RadioAstron für den Radiobereich als auch das technisch sehr ähnliche Projekt Spektr-M/Millimetron für Millimeter- und Submillimeterwellen. Die erste internationale Konferenz zu Spektr-R fand am 17./18. Dezember in Moskau statt. Dies war zu einem Zeitpunkt, als die Sowjetunion sich bereits ihrem Ende näherte. An diesem Projekt haben sich als internationale Partner die Niederlande, Deutschland, Australien, Finnland und Indien beteiligt.

Trotz des Zusammenbruchs der Sowjetunion ging es mit dem Projekt voran. In den frühen 1990ern wurden an das leitende Lebedew-Institut bereits drei der vier Radioempfänger geliefert (Wellenlängen: 1,35 cm; 6,2 cm; 18 cm) sowie der Verstärker für das 92-cm-Band. Der 18-cm-Empfänger und der 92-cm-Verstärker haben die Wirren der Zeit überlebt und befinden sich heute an Bord von Spektr-R. Für die anderen Instrumente gab es jedoch ein anderes Schicksal.

Während es mit Spektr-R vor allem aufgrund der Finanzprobleme im neuen Russland nur sehr langsam voranging, sammelten andere Länder praktische Erfahrungen mit weltraumbasierter Radiointerferometrie. Von 1986-1988 testeten die USA mit der 5-m-Antenne eines TDRS-Relaissatelliten. Diese Satelliten befinden sich im geostationären Orbit in rund 36.000 km Höhe.

Die erste Mission, die nur für die Radioastronomie ausgelegt war, wurde von Japan gestartet: 1997 flog VSOP/HALCA. Dieser Satellit verfügte über eine 8-m-Antenne und flog in einem elliptischen Orbit mit einer maximalen Entfernung zur Erde von 28.000 km. Dieses System war bis 2003 im Einsatz. Die praktischen Erfahrungen dieser beiden Vorgängerprojekte flossen noch in die Konstruktion von Spektr-R sowie auch der zugehörigen Bodenstationen ein.

In den 2000ern nahm dann endlich der Satellit selbst Gestalt an. Die 10-m-Antenne besteht aus einem runden Zentralsegment und 27 starren „Blütenblättern“. Diese können sich wie eine Blüte entfalten. Dadurch kann das ganze Antennensystem zu einem nur 3 Meter durchmessenden Zylinder zusammengefaltet werden, um in die Trägerrakete zu passen. Die Empfänger entsprechen von ihren Fähigkeiten her immer noch den Modellen aus den 1990ern, sind aber zum Teil durch modernere Exemplare (aus russischer Produktion) ersetzt worden. Die technische Basis des Satelliten ist der Navigator-Satellitenbus von NPO Lawotschkin, der als flexibles Basismodul für verschiedene Missionen für Astronomie und Erdbeobachtung dient.

Neben dem Bau des Satelliten musste auch eine geeignete Bodenstation geschaffen werden, welche Spektr-R im Orbit verfolgen kann. Außerdem muss sie die Daten aufzeichnen, die von den Radioempfängern an Bord gewonnen werden. Als Basis dafür wurde das 22-m-Radioteleskop „RT-22“ in Puschtschino bei Moskau verwendet. Als zweite Bodenstation wird gerade das 40-m-Radioteleskop in Green Bank (West Virginia / USA) nach gleichem Prinzip ausgerüstet. Diese soll in Kürze zur Verfügung stehen.

Als all diese Vorbereitungen abgeschlossen waren, wurde es Zeit für den Start. 18. Juli 2011: In Baikonur hebt eine Trägerrakete vom Typ Zenit-3SLBF ab und bringt Spektr-R in seine hochelliptische Umlaufbahn mit einer maximalen Entfernung von fast 400.000 km zur Erde. Mit der Inbetriebnahme entsteht das größte astronomische Instrument der Geschichte. Nikolai Kardaschows Lebenstraum geht nach über 40 Jahren politischer, technischer und finanzieller Wirren endlich in Erfüllung.

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• Spektr-R RadioAstron

Der Beitrag Die Geschichte des größten Astronomie-Instruments erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ASC/MPIfR.

DiFX verarbeitet RadioAstron-Daten
Das DiFX-System des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Bonn ist ein Großrechner, der dazu dient, Radio-Beobachtungen von einzelnen Teleskopen mathematisch zu überlagern und somit ein Interferenzbild zu erzeugen. Diese Methode erhöht das Auflösungsvermögen deutlich, da hierfür der Abstand der Einzelteleskope rechnerisch etwa der Größe eines Einzelteleskops mit der gleichen Auflösung entspricht. DiFX hat jetzt ein Softwareupdate bekommen, um auch für RadioAstron als Korrelator zur Verfügung zu stehen. Bislang konnte DiFX nur mit festen Positionen von Teleskopen umgehen, seit dem Update können auch bewegte Antennen (wie eben das im Orbit kreisende Spektr-R) verwendet werden. Dadurch dass jetzt auch DiFX die Daten von RadioAstron korrelieren kann ergeben sich für viele am Projekt beteiligte Astronomen deutliche Vereinfachungen. Sie sind gewohnt, mit Ergebnissen von DiFX zu rechnen, aber nur wenige arbeiten bislang mit Ergebnissen des Moskauer Korrelators, das bislang hauptsächlich die Datenanalyse für RadioAstron übernommen hat.

Beim MPIfR zeigt man sich sehr zufrieden mit dieser Neuerung, da man jetzt erstmals für den Radiobereich auf eine Auflösungsgenauigkeit von einigen Mikrobogensekunden kommen kann. Zu Beginn wurde damit eine Aufnahme des 900 Mio Lichtjahre entfernten Aktiven Galaxiekerns (Active Galactic Nucleus, AGN) BL Lacertae berechnet. BL Lacertae gilt als Prototyp für eine ganze Klasse von AGN und ist daher ein hochinteressantes Beobachtungsziel. Verwendet wurden am Anfang Daten, die auch in Moskau bereits ausgewertet wurden, um zunächst einen Vergleich der beiden Korrelatoren durchzuführen.

RadioAstron International Science Council Meeting 2012
Vom 18. bis 20. Juni wurde in Puschkino bei Moskau ein Treffen des RadioAstron International Science Council abgehalten. Beteiligt waren Vertreter von Forschungsinstitutionen und am Projekt beteiligten Observatorien aus aller Welt. In der Rückschau auf die bisherige Mission wurde der Freude über den Erfolg und Fortschritt des Programms Ausdruck verliehen. Vor allem aber wurde über die zukünftige Planung der Mission nach Abschluss des derzeit laufenden „Early Science Programm“ diskutiert. Mitte 2013 soll sich an das aktuelle Programm eine „Open Skies Phase“ anschließen. Bis August diesen Jahres sollen Forschergruppen, die ihre Beobachtungen mit RadioAstron durchführen sollen ihr Interesse mitteilen, bis Februar 2013 sollen dann die formalen Bewerbungen für Beobachtungszeit vorliegen. Den Vorsitz der Beurteilungskommission, die über die Bewerber entscheidet wird Phil Edwards übernehmen, der für die australische Teleskope verantwortlich ist, die an RadioAstron beteiligt sind.

Ausgewählte Ergebnisse
Nicht nur BL Lacertae, sondern auch andere aktive Galaxienkerne werden von RadioAstron beobachtet. So wurde zum Beispiel das Objekt 0716+714 von RadioAstron unter Beteiligung europäischer, russischer und japanischer Radioteleskope beobachtet. Der Abstand der Teleskope zueinander betrug dabei bis zu 5,2 Erddurchmesser. Trotz einer Phase geringer Aktivität während der Beobachtungen gelang es diesen Blazar im 6cm-Band zu detektieren und zu analysieren. Damit ließ sich die Größe des aktiven Kerns als 40 Mikrobogensekunden bestimmen, was in Verbindung mit dem Abstand einen Durchmesser von 0,65 Lichtjahren entspricht.

RadioAstron wird auch weiterhin aktive Galaxienkerne ins Visier nehmen. Den Rekord für eine solche Beobachtung wurde bei der 6cm-Messung von OJ287 aufgestellt, wo die Teleskope bis zu 7 Erddurchmesser Abstand hatten. Im Vergleich zu rein erdgebundenen Interferometern ist die Genauigkeit bei einer solchen Aufnahme um eine Größenordnung besser. Die Ergebnisse dieses Forschungsprogramms werden helfen, die Natur der relativistischen Jets in aktiven Galaxienkernen besser zu verstehen.

Es wurden auch die ersten Interferenzmuster im 1,35cm-Band für das Sternentstehungsgebiet W51 entdeckt. W51 ist einer der leuchtstärksten Wasser-Maser (Mikrowellen-Laser) unserer Milchstraße, 17.600 Lichtjahre von uns entfernt im Sagittarius-Spiral-Arm. Die Beobachtung wurde von Spektr-R gemeinsam mit dem Effelsberger Radioteleskop bei einem Abstand von rund 1,14 Erddurchmessern im Mai durchgeführt. Die dabei erreichte Winkelauflösung von 0,2 Millibogensekunden ist die beste, die jemals für diesen Spektralbereich erreicht wurde. Dadurch wird es möglich, Maser besser als je zuvor zu untersuchen.

Der Vela-Pulsar sendet seine Pulse Richtung Erde durch ein inhomogenes interstellares Plasma. Dieses verzerrt, streut und bündelt die Wellen, das Plasma funktioniert im Prinzip wie eine Sammlung von gewaltigen Linsen. Dadurch gibt es im Bereich der Erde ein eigenes Interferenzmuster von gestreuten Radiowellen. Dieses Interferenzmuster exakt zu analysieren ist nur mit der extremen Auflösung des RadioAstron-Systems möglich. Für diese Aufnahmen wurden Radioteleskope in Australien und Südafrika verwendet. Diese Daten erlauben eine präzise Analyse des interstellaren Materials, das sonst nur schwer zu beobachten ist. Theoretisch wäre es auch möglich, dass sich die Störungen durch das Plasma im Lauf der Zeit ändern. Sollte man dies beobachten können wäre es möglich den Strom des interstellaren Plasmas durch diesen Teil unserer Milchstraße genau zu bestimmen.

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• Spektr-R RadioAstron

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