Auf Tuchfühlung mit ALMA, 2. Teil: 66 Augen sehen mehr als zwei

BLOG: Himmelslichter

ein Blog über alles, was am Himmel passiert
Himmelslichter

Bei unserem Besuch im Juni 2014 parkten die meisten der ALMA-Antennen noch in der Nähe des Versorgungsgebäudes, 5000 Meter hoch in der Atacamawüste. Die Versammlung von so viel Hochtechnologie erlaubte zwar eindrucksvolle Bilder und Videos, war aber nur temporär: Für die ALMA Long Baseline Campaign wurden einige der Antennen nur wenig später über fast die gesamte Hochebene verteilt – bis zu 15 Kilometer weit standen sie ab September voneinander getrennt. Später soll es noch ein Kilometer mehr sein. Auf diese Weise erreicht ALMA eine Bildschärfe, die dem des Weltraumteleskops Hubble um nichts nachsteht.

Anders als etwa die Antennen des Very Large Array in New Mexico, (bekannt als Kulisse diverser Hollywood-Produktionen) werden die ALMA-Antennen dazu nicht auf Schienen bewegt, sondern mit Hilfe zweier monströser Spezialtransportfahrzeuge namens Otto und Lore über die staubige Wüste gefahren.

Lore, einer der beiden speziell für ALMA angefertigten Schwerlasttransporter zum Transport der Antennen.
Lore, einer der beiden speziell für ALMA angefertigten Schwerlasttransporter zum Transport der Antennen.

“So scharf wie Hubble” – das klingt gut, dem aufmerksamen Leser wird aber schnell ein kleines Detail auffallen: Hubble ist ein gutes Stück kleiner als ALMA – sein (einziger) Hauptspiegel durchmisst gerade einmal 2,4 Meter. Nach heutigen Maßstäben ist Hubble kleines Teleskop. “So scharf wie Hubble” ist auf den zweiten Blick also gar nicht mehr so überwältigend, selbst wenn man davon absieht, dass Hubble im Weltraum gar keine Probleme mit der Erdatmosphäre hat.

Aber der Vergleich hinkt: Hubble ist ein ein optisches Teleskop, ALMA ein Radioteleskopnetzwerk für (Sub-)Millimeterwellen. Heißt: Die elektromagnetischen Wellen (optisches Licht und Infrarot), die Hubble empfängt, sind über tausendfach kürzer als die Radiowellen, auf die es ALMA abgesehen hat.

ALMAS Antennen, im Juni 2014 noch weitgehend an einem Ort versammelt. Im September sollten sie über 15 Kilometer verteilt sein.
ALMAS Antennen, im Juni 2014 noch weitgehend an einem Ort versammelt. Im September sollten sie über 15 Kilometer verteilt sein.

In Sachen Bildschärfe ist ein optisches Teleskop einem gleichgroßen Radioteleskop daher immer überlegen. Das liegt daran, dass die Bildschärfe – Astronomen sprechen vom Auflösungsvermögen eines Teleskops – immer besser wird, je kleiner die Wellenlänge (λ) des Lichts ist, das sie beobachten. “Besser” heißt in Sachen Auflösungsvermögen “kleiner” – denn angegeben wird das Auflösungsvermögen durch den Winkel, unter dem das Teleskop zwei eng nebeneinander liegende Bilddetails gerade noch getrennt darstellen kann. In der Sprache der Mathematik sieht das so aus:

Optisches Auflösungsvermögen als mathematische Formel. Quelle: Spektrum Lexikon der Astronomie
Optisches Auflösungsvermögen als mathematische Formel. Quelle: Spektrum Lexikon der Astronomie

Für die beiden Leser, die jetzt noch weiterlesen, ein paar Erklärungen zur Formel: Der griechische Buchstabe θ bezeichnet den oben genannten Auflösungswinkel, der seiner Kleinheit wegen nicht in Grad, sondern in Bogensekunden (bezeichnet mit “) angegeben wird. Eine Bogensekunde ist der 3600. Teil eines Winkelgrads, ein Winkelgrad wiederum der 360. Teil eines Vollkreises. Eine Bogensekunde ist also ein ganz, ganz kleiner Winkel. (Das Thema Winkelauflösungsvermögen hatten wir schon einmal, als alle Welt davon schrieb, ein Teleskop auf La Palma könne einen Teller Linsen auf dem Mond sehen.)

Das Auflösungsvermögen des Hubbleteleskops liegt bei ungefähr 40 Millibogensekunden. 40 Millibogensekunden sind 40 Tausendstel einer Bogensekunde – oder anders gesagt, ein winziger Teil eines ganz, ganz kleinen Winkels. Das ist auch der Bereich, in den ALMA in seiner “Long-Baseline-Konfiguration” vorstößt.

Denn das Auflösungsvermögen eines Teleskops wird auch besser (=kleiner), je größer sein Objektivdurchmesser D ist. Das gilt für optische Teleskope genauso wie für Radioteleskope. Bei letzteren ist unter Objektivdurchmesser der Durchmesser der Parabolantenne zu verstehen. Der liegt bei den Alma-Antennen zwischen sieben und zwölf Metern – aber das macht nicht das Auflösungsvermögen des gesamten Netzwerks aus.

Die Formel gilt nämlich auch, wenn man statt eines einzelnen, großen Teleskops zwei (oder mehrere) kleinere Teleskope zusammenschaltet. Die Teleskope beobachten dabei gleichzeitig das selbe Objekt, das dabei von allen Teleskope gesammelte Licht wird zusammengeführt und zu einem einzigen Bild vereinigt. Statt des Spiegeldurchmessers eines Einzelteleskops wird für D in der Formal dann der Abstand der Teleskope zueinander eingesetzt – im Falle von ALMA also bis zu 16 Kilometer.

Diese als Interferometrie bezeichnete Technik lässt sich sowohl für optische als auch für Radioteleskope einsetzen. Technisch einfacher (und daher schon länger im Einsatz) sind Radiointerferiometer, doch auch die optische Interferometrie hat in den letzten Jahren enorme Fortschritte gemacht. Das größte optische Interferometer ist das Very Large Telescope der ESO, ebenfalls in Chile beheimatet. Ein einzelnes VLT-Teleskop erreicht mit adaptiver Optik etwa 50 Millibogensekunden Auflösung, genug, um eine DVD auf der Internationalen Raumstation zu erkennen. Als Interferometer zusammengeschaltet besitzen die vier 8,2-Meter-Teleskope ein Auflösung eines imaginären Spiegels mit 130 Meter Durchmesser: 2 Millibogensekunden, genug, um ein Reiskorn auf der ISS zu erkennen.

Das Very Large Telescope der ESO in Chile kann als optisches Interferometer verwendet werden. Dazu können die vier Hauptteleskope oder vier kleinere Hilfsteleskope zusammengeschaltet werden, um gemeinsam ein Auflösungsvermögen eines 100 Meter großen Einzelteleskops zu erziehlen. Der Lichtweg des Interferometers ist in diesem Bild schematische eingezeichnet. Bild: ESO
Das Very Large Telescope der ESO in Chile kann als optisches Interferometer verwendet werden. Dazu können die vier 8,2m-Hauptteleskope oder vier kleinere 1,8m-Hilfsteleskope zusammengeschaltet werden, um gemeinsam ein Auflösungsvermögen eines 130 Meter großen Einzelteleskops zu erziehlen. Der Lichtweg des Interferometers ist in diesem Bild schematische eingezeichnet. Bild: ESO

Bei der so genannten Very Long Baseline Interferometrie (VLBI) werden sogar Radioteleskope auf verschiedenen Kontinenten zusammengeschaltet – damit lassen sich Teleskopabstände (Baselines) von tausenden Kilometern realisieren. Einzige Bedingung dabei ist, dass das untersuchte Himmelsobjekt für die jeweiligen Teleskope über dem jeweiligen Horizont steht.

Das Radioteleskop in Effelsberg bei Bonn (hier im September 2011) ist mit seinem 100-Meter-Spiegel eines der größten der Welt. Es wird auch im Verbund mit anderen Radioteleskopen im VLBI-Verbund genutzt.
Das Radioteleskop in Effelsberg bei Bonn (hier im September 2011) ist mit seinem 100-Meter-Spiegel eines der größten der Welt. Es wird auch im Verbund mit anderen Radioteleskopen im VLBI-Verbund genutzt.

Mit diesem Trick erreicht auch ALMA also ein Auflösungsvermögen, wie es eine einzelne Antenne von 16 Kilometern Größe hätte. Natürlich ist das in der Theorie wie immer viel einfacher als in der Praxis.

Um als Interferometer zu funktionieren, müssen die 66 Antennen und ihre Empfangselektronik perfekt synchronisiert sein – auf das Millionstel eines Millionstel einer Sekunde. Der Weg, den die Antennensignale auf ihrem Weg in den zentralen Computer – Korrelator genannt – nehmen, muss bis auf den Durchmesser eines menschlichen Haars genau bekannt sein. Auf dem Weg von den Antennen zum Korrelator – je nach Antenne sind das mehrere Kilometer – muss jede Störung vermieden werden. Und ganz ohne Verluste kommen die Radiosignale bei den Antennen auch nicht an: Ein bisschen Atmosphäre schwächt die Wellen auch auf 5000 Metern Höhe. Die atmosphärischen Störungen müssen laufend überwacht und in der Datenanalyse berücksichtigt werden.

Der Korrelator befindet sich im Versorgungsgebäude auf der High Site und sieht aus wie eine dunkelgraue Schrankwand mit Kabelsalat darin. Die von den Antennen empfangenen Radiosignale aus den Tiefen des Alls werden noch an der Antenne digitalisiert und per Glasfaserkabel zum Korrelator geleitet. Die synchronisierten Beobachtungsdaten aller Antennen laufen dann, ebenfalls über Glasfaser, zur OSF-Station, wo die Daten bearbeitet und gespeichert werden.

Der Korrelator - ein Supercomputer, an dem alle Signale der 66 Antennen zusammenlaufen. Foto: Georg Görgen
Der Korrelator – ein Supercomputer, an dem alle Signale der 66 Antennen zusammenlaufen. Foto: Georg Görgen

Bleibt die Frage, warum man dazu ganze 66 Antennen braucht – der Trick mit dem Auflösungsvermögen funktioniert doch auch schon mit zweien? Das stimmt zwar, doch Auflösungsvermögen ist nicht alles. Egal, wie weit die Teleskope auseinander stehen, die ihre das Licht sammelnde Spiegelfläche (oder auch Antennenfläche) bleibt gleich, und damit auch ihre Empfindlichkeit. Ist ein bestimmtes Objekt leuchtschwach, braucht man entweder größere Antennen – oder mehr davon. Letzteres ist technisch leichter zu realisieren.

207 resp. 19 Tage ohne Unfall - wir haben die Statistik glücklicherweise nicht verschlechtert.
207 resp. 19 Tage ohne Unfall – wir haben die Statistik glücklicherweise nicht verschlechtert.

Ein Auflösungsvermögen von 40 Millibogensekunden klingt gut, bleibt aber abstrakt. Was es konkret bedeutet, hängt davon ab, wie weit ein bestimmtes Objekt entfernt ist, dass man mit ALMA beobachtet. Die Astronomen haben für ihre Long-Baseline-Kampagne eine Reihe von “Testobjekten” ausgewählt, von (astronomisch) nach bis fern. Im dritten Teil der Serie geht es um die ersten Resultate – und die sind wirklich beeindruckend.

Jan Hattenbach

Mit dem Astronomievirus infiziert wurde ich Mitte der achtziger Jahre, als ich als 8-Jähriger die Illustrationen der Planeten auf den ersten Seiten eines Weltatlas stundenlang betrachtete. Spätestens 1986, als ich den Kometen Halley im Teleskop der Sternwarte Aachen sah (nicht mehr als ein diffuses Fleckchen, aber immerhin) war es um mich geschehen. Es folgte der klassische Weg eines Amateurastronomen: immer größere Teleskope, Experimente in der Astrofotografie (zuerst analog, dann digital) und später Reisen in alle Welt zu Sonnenfinsternissen, Meteorschauern oder Kometen. Visuelle Beobachtung, Fotografie, Videoastronomie oder Teleskopselbstbau – das sind Themen die mich beschäftigten und weiter beschäftigen. Aber auch die Vermittlung von astronomischen Inhalten macht mir großen Spaß. Nach meinem Abitur nahm ich ein Physikstudium auf, das ich mit einer Diplomarbeit über ein Weltraumexperiment zur Messung der kosmischen Strahlung abschloss. Trotz aller Theorie und Technik ist es nach wie vor das Erlebnis einer perfekten Nacht unter dem Sternenhimmel, das für mich die Faszination an der Astronomie ausmacht. Die Abgeschiedenheit in der Natur, die Geräusche und Gerüche, die Kälte, die durch Nichts vergleichbare Schönheit des Kosmos, dessen Teil wir sind – eigentlich braucht man für das alles kein Teleskop und keine Kamera. Eines meiner ersten Bücher war „Die Sterne“ von Heinz Haber. Das erste Kapitel hieß „Lichter am Himmel“ – daher angelehnt ist der Name meines Blogs. Hier möchte ich erzählen, was mich astronomisch umtreibt, eigene Projekte und Reisen vorstellen, über Themen schreiben, die ich wichtig finde. Die „Himmelslichter“ sind aber nicht immer extraterrestrischen Ursprungs, auch in unserer Erdatmosphäre entstehen interessante Phänomene. Mein Blog beschäftigt sich auch mit ihnen – eben mit „allem, was am Himmel passiert“. jan [punkt] hattenbach [ät] gmx [Punkt] de Alle eigenen Texte und Bilder, die in diesem Blog veröffentlicht werden, unterliegen der CreativeCommons-Lizenz CC BY-NC-SA 4.0.

12 Kommentare

  1. Pingback:Auf Tuchfühlung mit ALMA, 1. Teil: Ist das noch Planet Erde? › Himmelslichter › SciLogs - Wissenschaftsblogs

    • Was Stephen Hawking sagt, muss richtig sein. Er bezog sich allerdings auf Bücher. Was ich sage, muss nicht unbedingt richtig sein, allerdings glaube ich, dass die Leserverschwindequote im Facebookinternet noch drastischer ist…

  2. Almas Radioteleskope sammeln Wellen die tausend mal länger sind als die Lichtwellen, die Hubbles Spiegel einsammelt. Das bedeutet auch, dass Almas Metallreflektoren lediglich auf hunderstel Millimeter genau gefertigt sein müssen während Hubbles Spiegel auf Submikrometer genau geschliffen und poliert sein muss. Dementsprechend ist auch die optische Interferometrie tausend Mal schwieriger zu erreichen also die Radiointerferometrie im Submillimeterbereich. Dass optische Interferometrie mit so grossen Spiegeln wie beim VLT überhaupt möglich ist, grenzt an ein Wunder.

    Je länger die Basislinie desto grösser die Auflösung, die man mit interferometrisch zusammengeschalteten Teleskopen erreicht. Letztlich bedeutet das für die Radioastrometrie, dass sie ihr volles Potenzial in Bezug auf die Auflösung nur entfalten kann, wenn die Radioteleskope eine Fläche überdecken, die möglichst gross, im Idealfall sogar grösser als die Erdoberfläche ist.

    Ich erinnere mich an eine Studie, in der ein Feld von Radioteleskopen welches über eine Fläche einer astronomischen Einheit (Erdbahn) verteilt wäre, in der Lage ist Strukturen kleiner als 1000 km auf erdgrossen Exoplaneten in 100 Lichtjahren Entfernung aufzulösen.
    Mit optischen Teleskopen wäre das nicht realisierbar, denn genügend viele und grosse optische Teleskope interferometrisch zusammenzuschalten erfordert wohl zuviel Präzision.

    • Nachgerechnet mit obiger Formel erhalte ich für Teleskope, die über die Distanz Sonne-Erde verteilt sind, sogar eine Auflösung von 10 km auf 100 Lichtjahre Entfernung. Ein solches verteiltes Teleskop (bestehend aus mehreren Antennen, verteilt über eine Quadrat-Fläche, deren Seitenlänge der Distanz Erde – Sonne entspricht) könnte also einen 10 km grossen See auf einem Kontinent eine Exo-Planeten in 100 Lichtjahren erkennen. Allerdings müssen es wohl recht viele Radioteleskope sein, damit sie nicht nur die nötige Auflösung sondern auch die nötige “Helligkeit”, also die nötige Signalstärke, erreichen.
      Von dieser Vision ist es nicht mehr weit zur Vision in der wir hier Fernsehprogramme von Extraterrestrien empfangen, die 100 Lichtjahre entfernt leben und die ihre Programme vor 100 Jahren ausgestrahlt haben.

      • Ergänzung: habe eine Radiowellenlänge von 1mm angenommem.
        Noch eine Bemerkung zur oben abgebildeten Formel zum optischen Auflösungsvermögen. Die Formel gleich zweimal hinzuschreiben , das zweite Mal mit den Einheiten Zentimetern, Nanometern und Winkelsekunden verbessert das Verständnis in keiner Weise. Ich bin mich gewohnt immer mit den Einheiten Metern,Kilogramm und Sekunde sowie in Bogenmass (für Winkel) zu rechnen und sehe überhaupt keinen Vorteil darin in Formeln irgendwelche andere Einheiten zu verwenden.

  3. Der radikalste Vorschlag für ein rein interferometrisches Radioteleskop mit grossem Sehfeld stammt von Max Tegmark und Matias Zaldarriaga und läuft unter der Bezeichung The Fast Fourier Transform Telescope. Dabei wird einfach an möglichst vielen Punkten eines rechteckigen Feldes das zeitich schwankende elektrische Feld gemessen, die Werte werden dann digitalisiert und mittels Fast Fourier Transform in ein Bild umgerechnet. Damit könnte bis die Hälfte des Himmels simultan abgebildet werden was dieses System sehr gut geeignet für Himmelsdurchmusterungen machen würde. Es setzt allerdings grosse Fortschritte im Supercomputing voraus.

      • Ja, Mond-undErdradioteleskope sollten zusammenschaltbar sein analog zu den Verfahren bei der Very Long Baseline Interferometrie wo die Korrelation offline geschieht. Dazu speichern beide Teleskope ihre Bilder mit Zeitmarken versehen. Später werden die zeitgleich aufgenommenen Bildpaare korreliert. Ich sehe keinen Grund warum das nicht auch mit einem Teleskop auf dem Mond und einem auf der Erde funktionieren sollte.

  4. Anders als etwa die Antennen des Very Large Array … werden die ALMA-Antennen … nicht auf Schienen bewegt, sondern mit Hilfe zweier monströser Spezialtransportfahrzeuge … über die staubige Wüste gefahren.

    Interessant. Bei den Bildern, die ich bisher gesehen habe, hab ich immer gedacht, das in dem dicken Standfuss der Teleskope ein Fahrwerk integriert ist, womit sie sich selbst dahin bewegen, wo sie hin sollen. Aber gut, da hab ich mich dann geirrt.
    Aber wie ist das denn mit den Leitungen von einem Teleskop zum Rechner? Liegen die so einfach in der Wüste herum? – Wohl eher nicht. Im Wikipediaartikel zu ALMA steht was von Betonfundamenten, auf denen die Teleskope abgestellt werden. Da man nun aber nicht die ganze Wüste zubetonieren kann, muss also eine Art Netzwerk mit möglichen Teleskopstandpunkten existieren. Wie bestimmt man denn, wo ein Fundament hin soll und wo nicht, bzw. woraus ergeben sich die Abstände zwischen zwei Teleskopen? (Irgendwie aus der Wellelänge, klar, aber wie genau?) Und dann müsste an jedem Teleskopstandpunkt ein Anschlusskasten für die Glasfaserleitung zum Korrelator bestehen, was darauf schliessen lässt, das die Leitungen fest im Boden verlegt sind. Soweit korrekt? (Dieser Text ist ein Ergebnis der Methode “Denken beim schreiben”.)

    Und was Formeln angeht: solche wie die Angegebene machen mir nichts aus. Probleme krieg ich erst, wenn Differentialgleichungen (und alles, was darauf aufbaut) ins Spiel kommen.

    • Dazu gibt es bestimmte vorgefertigte Fundamente, auf die die Antennen gefahren werden. Die Fundamente enthalten die Daten- und Stromversorgung, die Kabelschächte sind fest verlegt. Auf dem Video im ersten Teil des Blogberichts sieht man an einigen Stellen “unbesetzte”, dreieckige Betonfundamente – ich denke mal, dass sich solche über die gesamte Ebene verteilt finden lassen. Wie genau nun die Positionen der Betonpads ausgewählt worden sind, weiss ich allerdings aus dem Stehgreif auch nicht…

      https://www.eso.org/public/germany/teles-instr/alma/transporters/

  5. Pingback:Auf Tuchfühlung mit ALMA, 3. Teil: Das Weltall im Submillimeterteleskop › Himmelslichter › SciLogs - Wissenschaftsblogs

Schreibe einen Kommentar