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INSTRUMENTE/337: Radioteleskop Effelsberg (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 9/12 - September 2012
Zeitschrift für Astronomie

Radioteleskop Effelsberg
Vier Jahrzehnte Astronomie mit dem 100-Meter-Riesen

Von Richard Wielebinski, Norbert Junkes und Bernd H. Grahl



Im Jahr 1971 eröffnete das Max-Planck-Institut für Radioastronomie eine neue Ära seines Forschungsgebiets. Rund 40 Kilometer südwestlich von Bonn entstand das damals größte Einzelteleskop der Erde. Dank seiner innovativen Konstruktion und der stetigen Weiterentwicklung seiner Technik blieb es bis heute ein leistungsfähiges Präzisionsinstrument für die galaktische und extragalaktische Astronomie.


In Kürze
  • Am 2. Mai 1971 wurde das 100-Meter-Radioteleskop in Effelsberg eingeweiht; am 1. August 1972 begann der reguläre astronomische Messbetrieb.
  • Das 100-Meter-Teleskop ist richtungsweisend für die Technologie von Radioteleskopen.
  • Neue Ideen ermöglichten eine zuvor unerreichte Genauigkeit bei einer derart großen Antennenkonstruktion.
  • Das Teleskop eignet sich für Himmelskartierungen, Spektroskopie und Pulsarforschung sowie als Teil eines internationalen Netzwerks für die hochauflösende Interferometrie.


Die Radioastronomie startete in Deutschland im Vergleich zu anderen europäischen Ländern recht spät. Einschränkungen der Entwicklung der Funkmesstechnik nach dem Zweiten Weltkrieg waren ein Grund dafür. Zunächst begann eine kleine radioastronomische Station der Universität Kiel mit einer Kartierung der Milchstraße bei einer Wellenlänge von 1,5 Metern. Bereits im Jahr 1946 nahm das Heinrich-Hertz-Institut in Berlin-Adlers hof (HHI) mit Beobachtungen der Sonne seine Tätigkeit auf. Nachdem die Entwicklungsbeschränkungen für die westlichen Besatzungszonen aufgehoben waren, gab es um 1950 eine Initiative für den Bau einer vollbeweglichen Antenne mit 25 Meter Durchmesser auf dem Stockert, einer Anhöhe nördlich von Bad Münstereifel. Dieses Teleskop sollten die Astronomen der Universität Bonn betreiben, und das Land Nordrhein-Westfalen übernahm die Finanzierung.

Zur gleichen Zeit wurde beim HHI ein 36-Meter-Transitinstrument errichtet, das für die galaktische Forschung vorgesehen war. Im Jahr 1962 gab die von führenden deutschen Astronomen verfasste »Denkschrift zur Lage der Astronomie« Hinweise für die Entwicklung der Astronomie in der Bundesrepublik Deutschland in den nächsten Jahrzehnten. Einer der Vorschläge war die Errichtung eines Großinstruments für die Radioastronomie. Der Bau der Berliner Mauer im Jahr 1961 führte dazu, dass Otto Hachenberg, der Direktor des HHI, sein Institut verließ. Sein Wechsel nach Bonn stärkte die dortigen astronomischen Institute der Universität. Er übernahm zusätzlich die Leitung eines angegliederten speziellen Instituts für Radioastronomie.

Hachenberg begann in Bonn sofort mit der Planung eines 80-Meter-Radioteleskops. Eine gute Oberflächengenauigkeit war dabei sein Hauptziel, und er konnte sich auf Erfahrungen mit dem Transitspiegel in Adlershof stützen. Der 25-Meter-Spiegel auf dem Stockert, den die Bonner Astronomen seit 1956 nutzten, war nur bis zu einer kürzesten Wellenlänge von elf Zentimetern ausgelegt. Er stellt in gewisser Hinsicht die größere Variante eines »Würzburg-Riesen« dar, einer deutschen Radarantenne aus dem Zweiten Weltkrieg mit 7,5 Meter Durchmesser. Wiederum finanzierte die Landesregierung von Nordrhein-Westfalen die Planung für ein neues großes Teleskop.

Die Astronomen baten deutsche Stahlbaufirmen um Konstruktionsvorschläge für ein derart großes Instrument. Wichtig war dabei die Spezifikation, dass das Instrument noch bis zu der kurzen Wellenlänge von einem Zentimeter einsetzbar sein sollte, da sich die damalige Radiospektroskopie im Bereich der Zentimeterwellen stark entwickelte. Die symmetrische Struktur des 36-Meter-Spiegels in Berlin-Adlershof war für Otto Hachenberg richtungsweisend bei den Diskussionen für die neue Konstruktion. Belastungstests bei diesem Instrument hatten gezeigt, dass sich symmetrische Strukturen beim Kippen in vorhersehbarer Weise elastisch verformen. Die Firmen Krupp und MAN wurden um jeweils mehrere Entwürfe gebeten. Maßgeblich war, dass sich dabei statt einer steifen Stahlkonstruktion eine flexible Lösung ergeben sollte, bei der die Elastizität dafür sorgte, dass die parabolische Form des Reflektors beim Kippen erhalten bleibt und lediglich eine Veränderung des Brennpunkts korrigiert werden musste.

Dieses exzellente Konzept veranlasste die Bonner Professoren Friedrich Becker, Wolfgang Priester und Otto Hachenberg im Jahr 1964 zu einem Antrag an die Stiftung Volkswagenwerk, um Finanzmittel zum Bau eines Großinstruments für die Radioastronomie zu erhalten. Im Hinblick auf den erforderlichen Aufwand für den zukünftigen Betrieb kam es außerdem zur Gründung des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn. Ursprünglich hatte die VW-Stiftung noch die Finanzierung eines zweiten Projekts in Betracht gezogen: einen 160-Meter-Spiegel für längere Wellenlängen. Diesen hatte der Astronom Sebastian von Hoerner im Zusammenhang mit einem Ruf an die Universität Tübingen gewünscht. Nachdem die Pläne zur Realisierung dieses Projekts aufgegeben worden waren, konnten für das Bonner Projekt höhere Finanzmittel bereitgestellt werden. Da zudem Berechnungen ergaben, dass sich auch für einen 100-Meter-Reflektor noch eine ausreichend genaue Oberfläche erreichen lässt, fiel die Entscheidung für den Bau eines entsprechenden Radioteleskops.


Der Riese nimmt Gestalt an

Mit der Suche nach einem geeigneten Gelände für das Radioteleskop begannen die Radioastronomen bereits im Jahr 1966. Für sie kam kein Berg als Standort in Betracht, wie noch beim 25-Meter-Spiegel auf dem Stockert mit seinen Beeinträchtigungen durch Störstrahlung. So entschieden sie sich für ein beinahe genau in Nord-Süd-Richtung verlaufendes abgeschiedenes Tal bei Bad Münstereifel-Effelsberg. Ein Vorzug dieses Geländes lag darin, dass es sich gerade noch auf dem Gebiet Nordrhein-Westfalens befand, weshalb die Regierung des Bundeslandes die Auswahl unterstützte.

Die Klärung der Grundeigentumsverhältnisse und der Kauf benötigten eine beträchtliche Zeit. Für den Bau des Teleskops wurde eine Arbeitsgemeinschaft gebildet, mit der Firma Krupp für die Stahlkonstruktion und mit MAN für die Montage und die Fertigungsarbeiten auf dem Gelände.

Die ersten Schritte bestanden darin, den Boden zu erkunden und die Fundamente zu bauen. Ein kleiner Bach, der die Grenze zwischen Nordrhein-Westfalen und Rheinland-Pfalz bildete, musste verlegt werden. Das gesamte Areal erstreckte sich über 15,4 Hektar in beiden Bundesländern, jedoch mit dem Teleskop selbst im Land Nordrhein-Westfalen.

Das als Betonring ausgeführte Fundament ruht auf Betonpfeilern. Dieser Ring sollte die Azimut-Laufschiene mit 64 Meter Durchmesser tragen. In das Zentrum des Rings setzte man einen pyramidenförmigen Sockel für den »Königszapfen«, der die radiale Positionierung der Fahrwerke auf der Laufschiene garantiert. An diesem Lager wurden Encoder für die Messung der Drehung im Azimut gesetzt und ein »Kabeltwist« installiert, um die azimutale Bewegung zu ermöglichen. Im Fundament entstanden Räume für die Stromversorgung sowie Werkstätten; und ein Tunnel, der vom Fundament zum Betriebsgebäude führt, sollte die notwendigen Kabel aufnehmen.

Der Baubeginn für die Stahlkonstruktion erforderte die Errichtung eines 130 Meter hohen Krans sowie eine Maschine in einer Hütte am Rande des Montagefelds, die dazu diente, die komplizierten Zuschnitte der Rohre für den Reflektor herzustellen. Schrittweise wurden sie zur Reflektorstruktur verschweißt, bis schließlich sektorförmige Baugruppen entstanden (Bild S. 38 der Druckausgabe).

Größere Konstruktionselemente mit rechteckigem Querschnitt, beispielsweise die Bockkonstruktion des Teleskops, fertigte Krupp in Rheinhausen aus Stahlblech und transportierte sie nach Effelsberg. Im Laufe des Jahres 1969 montierte MAN die A-Bock-Konstruktion und den Kipprahmen (siehe Kasten unten). In dieser Zeit gingen auf dem Gelände die Schweißarbeiten für den Reflektor voran. Sie erforderten eine hohe Präzision, damit sich der Reflektor passgenau zusammenfügen ließ. Speziell die Winkelgenauigkeit, mit der die Rohre zusammengefügt und verschweißt wurden, war sehr kritisch.

Schließlich stapelten sich die Reflektorsektoren auf dem Montagefeld, teilweise belegten die Arbeiter sie bereits am Boden mit Reflektorpaneelen. Beim Zusammenfügen des Reflektors wurden die Sektorbaugruppen abwechselnd auf gegenüberliegenden Seiten montiert (Bilder S. 40 der Druckausgabe). Dies erforderte bereits im Frühstadium der Teleskopmontage Fahrbewegungen in Azimutrichtung. Der letzte Sektor des Reflektors wurde im Jahr 1970 montiert. Eine Lücke von nur fünf Millimetern belegte die bemerkenswerte Genauigkeit der Stahlkonstruktion. Nun konnten die restlichen Paneele montiert werden. Den Abschluss bildete schließlich das Einmessen der Reflektorfläche mit einem Theodoliten.

Von Beginn an war geplant, das Teleskop vollständig computergesteuert zu betreiben. Sein Antriebssystem basiert auf einem Konzept der Firma AEG, die inkrementalen Encoder für die Teleskopachsen kamen von der Firma Heidenhain. Sie ermöglichten eine Winkelauflösung von zwei Bogensekunden. Als Prozessrechner wurde ein ARGUS-500-System der Firma Ferranti gewählt. Die astronomischen Steuerprogramme entwickelte das MPIfR selbst - ebenso wie die Empfänger, die das Institut in seiner Elektronikabteilung baute. Die erste Messung eines astronomischen Signals (englisch: first light) gelang am 23. April 1971 bei elf Zentimeter Wellenlänge, wobei im Primärfokus nur ein einfacher Dipol zum Einsatz kam (Bild S. 41 der Druckausgabe). Während der offiziellen Eröffnung des Teleskops am 12. Mai 1971 befand sich das Teleskop bereits voll im Messbetrieb.


KASTEN

Eine innovative Konstruktion

Bei den Konstruktionsarbeiten für das 100-Meter-Teleskop beschritten die Ingenieure in vielerlei Hinsicht neue Wege. Damit leiteten sie die Abkehr von der klassischen Reflektorbauweise ein, wie sie zu jener Zeit beim 76-Meter-Teleskop im nordenglischen Jodrell Bank und beim 64-Meter-Teleskop im australischen Parkes verwirklicht worden war. Mit dem 100-Meter-Teleskop sollte sich wahlweise der Sekundärfokus oder der Primärfokus für Beobachtungen nutzen lassen. Es erhielt einen Gregory-Reflektor von 6,5 Metern Durchmesser mit einem zentralen Durchlass von einem Meter Durchmesser, der es ermöglicht, Empfänger im Primärfokus zu betreiben. Der 100-Meter-Hauptreflektor sollte eine Oberflächengenauigkeit von einem Millimeter aufweisen. Bei der Firma Krupp war man zielgerecht zu einer radialsymmetrischen Struktur gelangt, die dem Aufbau eines Regenschirms ähnelt. Ein gesonderter Kipprahmen sollte diese Schirmstruktur an nur zwei Punkten halten (Grafik in der Druckvorlage).

Dieser Entwurf ermöglichte besonders einfache Berechnungen der elastischen Verformung beim Kippen des Reflektors. Die »schwachen Punkte« des komplizierten Gitters von Rohren (englisch: soft spots) wurden ermittelt und die Abmessungen so variiert, dass sich eine optimale Verformung des Reflektors ergab. Der Radioastronom Sebastian von Hoerner erarbeitete einen theoretischen Ansatz zur Lösung des Problems der Konstruktion von großen Reflektoren mit elastischer Verformung. Für die optimale Verformung prägte er den Begriff »Homologie« (siehe SuW 3/2011, S. 42).

Eine weitere neue Idee besteht darin, dass der Kipprahmen gemeinsam mit den Fokusstützbeinen (Vierbein) ein Oktaeder darstellt, das durch eine Kreuzstruktur in seinem Inneren stabilisiert wird (Bild rechts). Diese Konstruktion bildet auch das Gegengewicht zum Reflektor. Der Kipprahmen wurde an zwei Punkten auf Stützen gelagert, die in der Profilansicht dem Buchstaben A ähneln. An den Lagern dieser »A-Bock-Stützen« angebrachte Elevationsencoder messen den Kippwinkel des Teleskopreflektors.

Für die Kippbewegung wurden schwimmende Antriebe (englisch: floating wheels) über einen Zahnkranz an einem Arm des Oktaeders gewählt. Der Azimutantrieb arbeitet am Grundrahmen über vier Fahrwerke mit 16 Motoren und 32 Rädern, mit einer Gewichtsbelastung von jeweils 100 Tonnen pro Rad.


Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

- Der Teleskopspiegel wird durch einen Kipprahmen (rot) gehalten, der nur an den Punkten E1 und E2 aufgehängt ist, an denen sich die Elevationslager befinden. Der Reflektor wird vom Kipprahmen axial wie ein Regenschirm gehalten, einmal am »Ballastpunkt« P1 und außerdem lediglich noch mit einer gleitenden Lagerung am »Kreuzpunkt« P2 nahe dem Apex des Parabols.

- Der A-Bock (hier blau eingefärbt) und ein Teil des Kipprahmens (rot) während der Montage im Jahr 1969. Die Kreuzstruktur im Innern des Kipprahmens (orange) erhielt in ihrem Zentrum (P2) eine Gleitlagerung, die sie mit der Reflektorstruktur verband.


Ein vielseitiges Teleskop

Dank seiner hohen technischen Flexibilität lieferte das 100-Meter-Teleskop in den vier Jahrzehnten des Betriebs in nahezu allen radioastronomischen Arbeitsfeldern wegweisende Forschungsergebnisse. Die folgenden Abschnitte schildern Beispiele für die in Effelsberg angewandten Beobachtungsmethoden: Himmelskartierungen im Radiokontinuum, der Nachweis kosmischer Moleküle anhand von Radiospektrallinien und die Analyse von Pulsarsignalen. Zudem betrachten wir, wie die Astronomen das Teleskop im Verbund mit anderen Radioobservatorien als Teil eines Interferometers nutzen, um die Vorgänge in den Zentralregionen aktiver Galaxien aufzuklären.

Erforschung des Radio-Kontinuums: Schon während der Einweihung des Teleskops liefen routinemäßig Beobachtungen bei einer Wellenlänge von 73 Zentimetern. Sie führten gemeinsam mit Daten der Radioteleskope von Jodrell Bank in England und Parkes in Australien zu einer berühmt gewordenen Durchmusterung des gesamten Radiohimmels, die sich in gewisser Weise zum Logo des MPIfR entwickelte (Bild S. 42 der Druckausagabe). Noch heute, rund 30 Jahre nach ihrer Vollendung, bildet diese Karte eine wichtige Grundlage für die Radioastronomie bei langen Wellenlängen.

Das 100-Meter-Radioteleskop zeigt seine herausragenden Fähigkeiten auch bei der Erforschung naher Galaxien. Die Astronomen kartierten in Effelsberg nahezu alle der am Nordhimmel erreichbaren Objekte. Charakteristisch für die in den Magnetfeldern der Galaxien entstehende Strahlung ist, dass die Radiowellen in einer bevorzugten Ebene schwingen - die Strahlung ist »polarisiert«. Die Messung der Polarisationsrichtung lässt somit auf die Richtung des Magnetfelds schließen. Auf diese Weise erschlossen die Forscher in Effelsberg ein neues Gebiet: Magnetfelder von Galaxien (Bild S. 42 der Druckausgabe). Radiokarten einer Vielzahl von Galaxien sind im »Atlas of Magnetic Fields« auf der Website des MPIfR zugänglich.

Auch die Radiostrahlung unserer Heimatgalaxie wurde in Effelsberg ausgiebig kartiert, und zwar bei Wellenlängen von 11 und 21 Zentimetern. Dabei entdeckten die Astronomen zahlreiche Supernova-Überreste. Die neueren Beobachtungen der galaktischen Ebene berücksichtigten auch die Polarisation und ermöglichten damit Karten des Magnetfelds der Milchstraße. Inzwischen liegt ein nahezu vollständiger Atlas der polarisierten Strahlung der nördlichen galaktischen Ebene bei 21 Zentimeter Wellenlänge vor. Eine Reihe solcher mit dem 100-Meter-Teleskop gewonnener Durchmusterungen ist online im »Survey Sampler« auf der Website des MPIfR verfügbar.

Spektroskopie: Die Messung von Radiospektrallinien ist eine der wichtigsten Beobachtungsrichtungen des 100-Meter-Teleskops. Diesen Forschungszweig des MPIfR leitete Peter G. Mezger bis zu seiner Emeritierung im Jahr 1996. Zeitweise entfielen bis zu 70 Prozent der Beobachtungszeit auf spektroskopische Messungen.

Ein Schwerpunkt der Radiospektroskopie liegt auf dem Nachweis von Molekülen im Weltraum. Insbesondere ermöglicht die Analyse ihrer Linienstrahlung die Bestimmung physikalischer oder chemischer Kenngrößen kosmischer Materiewolken, beispielsweise die Dichte und Temperatur. In der Umgebung des galaktischen Zentrums wiesen die Astronomen das Ammoniakmolekül (NH3) nach, und eingehendere Untersuchungen offenbarten hier einen Ring aus neutralem Ammoniak. Zu den spektroskopischen Erstentdeckungen von Molekülen mit dem 100-Meter-Teleskop gehören Ameisensäure (HCOOH) in Richtung der Molekülwolke Sagittarius B2 sowie interstellares Methyldiazetylen (CH3C4H) in Richtung der Dunkelwolke TMC-1. Zudem gelang die Entdeckung von interstellarem Cyanoallen (H2CCCHCN).

Im Gegensatz zur Spektroskopie bei optischen, ultravioletten, Röntgen- oder Infrarotwellenlängen ermöglichen es Radiobeobachtungen von Molekülen, zwischen unterschiedlichen Isotopen ihrer Atome zu unterscheiden, insbesondere bei Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Silizium und Schwefel. Auf der Basis von Beobachtungen mit dem 100-Meter-Teleskop und dem 42-Meter-Teleskop in Green Bank im US-Bundesstaat West Virginia ließen sich erstmals räumliche Veränderungen eines galaktischen Isotopenhäufigkeitsverhältnisses, nämlich 12C/13C, bestimmen.

Dank seiner großen Oberfläche und der damit einhergehenden hohen Empfindlichkeit eignet sich das 100-Meter-Teleskop hervorragend dazu, auch die schwache Radiostrahlung von Molekülen in großen extragalaktischen Distanzen zu untersuchen. So ließ sich im Jahr 2008 in der fernen aktiven Galaxie MG J0414+0534 Wasser nachweisen (Bilder in der Druckausgabe). Die Rotverschiebung dieses Objekts von 2,64 entspricht einer Lichtlaufzeit von mehr als elf Milliarden Jahren! Zwei Effekte wirkten hierbei signalverstärkend: der Maserprozess und der Gravitationslinseneffekt. Der Maser ist im Mikrowellenbereich das Pendant des von optischen Wellenlängen her bekannten lichtverstärkenden Lasers. Innerhalb kompakter Wolken können Wassermoleküle als Maser wirken und die von anderen Wassermolekülen bei Radiowellenlängen ausgesandte Linienstrahlung verstärken. Bei dem Objekt MG J0414+0534 kam noch hinzu, dass sich nahe der Sichtlinie eine Vordergrundgalaxie befindet, die als Gravitationslinse wirkt und dadurch den weit hinter ihr stehenden Quasar heller erscheinen lässt. Beide Effekte gemeinsam begünstigten den Nachweis des Wassermoleküls in einer derart großen Entfernung.

Der Anteil spektroskopischer Beobachtungen mit dem 100-Meter-Teleskop liegt heute zwischen 30 und 40 Prozent. Für diesen Forschungsbereich ist Karl M. Menten seit 1996 als Direktor zuständig.

Pulsarforschung: Die hohe Empfindlichkeit des 100-Meter-Radioteleskops macht es insbesondere für die Erforschung von Pulsaren wertvoll. Sie wurden bei allen Wellenlängen unterhalb von einem Meter beobachtet, und erstmals gelang ihr Nachweis in Effelsberg sogar bei Millimeter-Wellenlängen. Zeitlich hochauflösende Beobachtungen erlaubten die Untersuchung der kleinsten Zeitskalen der Pulsaremission, von der »Mikrostruktur« der normalen Pulse über die Polarisation von Einzelpulsen und den Veränderungen der Pulsform bis hin zu den Nanosekundenstrukturen in den »Giant pulses« des Krebs-Pulsars. Viele dieser Experimente erfolgten in Zusammenhang mit der Erforschung des grundlegenden Mechanismus für die Erzeugung des Pulsarsignals.

Pulsare lassen sich aber auch als kosmische Uhren nutzen. Das »Pulsar Timing« mit dem Effelsberger Teleskop bildet das Rückgrat der europäischen Bemühungen, mit Hilfe dieser Objekte einen kosmologischen Gravitationswellenhintergrund nachzuweisen. Im Rahmen des vom europäischen Forschungsrat geförderten Projekts »Large European Array for Pulsars« (LEAP) wird das 100-Meter-Teleskop mit anderen Radioteleskopen in Europa zu einem großen und empfindlichen Pulsar-Teleskop verbunden.

Des Weiteren wurden fundamentale Vorhersagen der allgemeinen Relativitätstheorie mit dem 100-Meter-Radioteleskop getestet. Beispielsweise ließen sich die Auswirkungen der geodätischen Präzession auf einen Kreisel erstmals in den Daten des »Hulse-Taylor-Pulsars« in Effelsberg messen und damit die Existenz dieses Effekts in starken Gravitationsfeldern nachweisen. Ebenso bestimmten die Radioastronomen die bislang genauesten Grenzwerte zur möglichen Existenz von Gravitationswellen-Dipolstrahlung und einer Variation der Gravitationskonstante. Dies ist alles nur möglich, wenn man die Eigenschaften der schnell rotierenden »Millisekundenpulsare« versteht, was durch die Untersuchung dieser Objekte in Effelsberg hervorragend gelang (Grafiken in der Druckausgabe).

Neben solchen Beobachtungen an bekannten Objekten widmen sich die Astronomen in Effelsberg auch der systematischen Suche nach neuen Pulsaren. Sie konzentrieren sich momentan auf Punktquellen, die mit dem Hochenergiesatelliten Fermi entdeckt wurden, sowie auf eine Durchmusterung des gesamten Nordhimmels. Dies ist ein Teil des internationalen Projekts »High Time Resolution Universe«, bei dem zusammen mit dem Parkes-Teleskop in Australien der gesamte Himmel mit einer bis dahin nicht erreichten Zeit- und Frequenzauflösung durchmustert wird.

Die Pulsarforschungsgruppe am MPIfR initiierte das »Paneuropäische Pulsarnetzwerk«, dessen Beobachtungen ein umfangreiches »Pulsar Data Archive« ergaben, das auf der Website des Instituts zugänglich ist. Die Pulsarforschung am Institut erhielt durch die Berufung von Michael Kramer in das Direktorenkollegium im Jahr 2009 einen kräftigen Schub. Er leitet in Bonn die Forschungsgruppe »Radioastronomische Fundamentalphysik«.

• VLBI-Interferometrie: Das Zusammenwirken mehrerer Teleskope als Interferometer ermöglicht eine erhebliche Steigerung der Winkelauflösung im Vergleich zu einem Einzelteleskop. Je größer dabei ihr räumlicher Abstand - die so genannte Basislänge - ist, desto höher ist die erreichbare Detailschärfe der Radiokarten. Experimente zur Interferometrie mit großen Basislängen (englisch: Very Long Baseline Interferometry, VLBI) unter Beteiligung des Radioteleskops Effelsberg gibt es bereits seit 1973. Den Anfang bildeten Tests mit transatlantischen Basislinien, die belegten, dass sich mit dem 100-Meter-Radioteleskop die Gesamtempfindlichkeit des Netzwerks enorm verbessert.

VLBI ermöglichte detaillierte Untersuchungen von Radiogalaxien. Von der aktiven Zentralregion einer solchen Galaxie gehen Jets aus - schmale Ausflüsse magnetisierten, elektrisch geladenen Gases, die in ausgedehnten Emissionsgebieten, den so genannten Radiolobes, enden. Nahe dem Galaxienzentrum bewegen sich einzelne Komponenten der Jets scheinbar mit Überlichtgeschwindigkeit - ein rein geometrischer Effekt, der entsteht, wenn die Komponenten nahe der Sichtlinie mit hoher Geschwindigkeit auf den Beobachter zu rasen.

Die Teilnahme von Effelsberg an VLBI führte hier zu wichtigen Entdeckungen. Beispielsweise enthüllten Beobachtungen mit einer Winkelauflösung von 100 Mikrobogensekunden helikale Bewegungen in den Jets. Weitere Beobachtungen erfassten den Jet und den Gegenjet in der Radiogalaxie Cygnus A (Bilder in der Druckausgabe). Zudem verfolgten die Astronomen mit VLBI den Auswurf von scheinbar überlichtschnellen Komponenten nach Gammastrahlungsausbrüchen und erhielten Bilder von Quasaren auf Skalen von weniger als einer Millibogensekunde.

Im Laufe der Jahre wurde für VLBI die systematische Zusammenarbeit der Antennen wichtig. Im Jahr 1979 wurde das Radio-Observatorium Effelsberg assoziiertes Mitglied des US-amerikanischen VLBI-Netzwerks, und 1980 beschlossen die Direktoren der radioastronomischen Institute in Europa die Gründung eines europäischen VLBI-Netzwerks (EVN). Das MPIfR war eines seiner Gründungsmitglieder und beteiligte sich am Aufbau des entsprechenden Instituts »Joint Institute for VLBI in Europe« (JIVE) im niederländischen Dwingeloo.

Der Start des japanischen VLBI-Satelliten HALCA (Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy) im Jahr 1997 erweiterte die Basislinien des VLBI-Netzes erstmals über die Erde hinaus in den Weltraum, woran sich Effelsberg mit Experimenten beteiligte. HALCA war bis zum Jahr 2005 in Betrieb; seit Juli 2011 befindet sich im Rahmen des Projekts »RadioAstron« ein russisches Zehn-Meter-Radioteleskop auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Erde, die es fast bis zur Entfernung des Mondes hinausträgt. Erste erfolgreiche Messungen wurden mit dem Radioteleskop Effelsberg als erdgebundenes Partnerteleskop durchgeführt. Damit steht den Astronomen hinsichtlich der Winkelauflösung ein virtuelles Radioteleskop von bis zu 30-facher Erdgröße zur Verfügung. Nach wie vor stellt VLBI einen wichtigen Teilbereich der Arbeit mit dem 100-Meter-Teleskop dar. Seit 1997 leitet Anton Zensus die entsprechende Forschungsabteilung als Direktor am MPIfR.


Ein Präzisionsinstrument mit Zukunft

Das Radioteleskop diente mehreren Generationen von Astronomen und führte zu tausenden von wissenschaftlichen Veröffentlichungen. Seine sorgfältige Wartung durch die technischen Arbeitsgruppen sicherte einen durchgehenden Betrieb, und im Laufe von 40 Jahren wurde das Teleskop ständig verbessert.

Beispielsweise erhöhte ein neues System von Hornantennen im Sekundärfokus die Empfindlichkeit für Kontinuum-Beobachtungen. Die Vielzahl der im Radiobereich möglichen Beobachtungen erforderte auch verbesserte Mess- und Auswertegeräte, insbesondere für die Radiospektroskopie und Pulsarforschung. Diese entwickelte das MPIfR oft in Zusammenarbeit mit Partnern in europäischen und US-amerikanischen Observatorien.

Zudem ist die Oberflächengenauigkeit des Hauptreflektors heute größer als zu Beginn. Im Jahr 2006 erhielt das Instrument einen neuen Subreflektor mit aktiv verstellbarer Oberfläche durch 96 Aktuatoren. Und lang ist die Reihe der Empfänger, die für den Primär- und Sekundärfokus entwickelt wurden, um alle wichtigen Frequenzbänder im Bereich der Zentimeterwellen zu erfassen. Sogar bei einer Wellenlänge von nur drei Millimetern sind heute Beobachtungen möglich.

So ist das 100-Meter-Radioteleskop ein Zeugnis für die Schöpfungskraft all jener Ingenieure und Wissenschaftler, die zum Bau und dauerhaften Betrieb dieses astronomischen Präzisionsinstruments beigetragen haben. Dank ihrem Einsatz und der finanziellen Betreuung durch die Max-Planck-Gesellschaft befindet sich das Gerät in einem exzellenten Zustand und ist hinsichtlich seines Leistungsvermögens jedem anderen Radioteleskop zumindest gleichwertig.

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Das Max-Planck-Institut für Radioastronomie

Die Stiftung Volkswagenwerk knüpfte die Entscheidung, das 100-Meter-Radioteleskop zu finanzieren, an die Bedingung, dass ein Träger die Mittel für den laufenden Betrieb bereitstellt. Die Max-Planck-Gesellschaft (MPG) als wesentliche deutsche Institution zur Förderung der Grundlagenforschung war bereit, diese Rolle zu übernehmen. Sie gründete das Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), für das leistungsfähige astronomische und technische Abteilungen vorgesehen waren.

Im Jahr 1966 wurde Otto Hachenberg als Gründungsdirektor berufen, der den Lehrstuhl für Radioastronomie an der Universität Bonn innehatte. Seine wissenschaftlichen Interessen galten der Sonnenforschung und der Verteilung des neutralen Wasserstoffs in der Galaxis. Entsprechend der damals üblichen Tendenz sollte das Institut von einem Direktorenkollegium geleitet werden. Man verfuhr bei deren Benennung nach dem »Harnack-Prinzip«: Mit ausreichenden finanziellen und personellen Mitteln sollten die Direktoren jeweils spezielle eigene Forschungsbereiche erschließen.

Die Wahl fiel im Jahr 1969 auf Peter G. Mezger vom National Radio Astronomy Observatory (NRAO) in den USA mit der Hauptforschungsrichtung Radiospektroskopie und auf Richard Wielebinski von der Universität Sydney in Australien, der Beobachtungen im Radiokontinuum durchführte und Pulsare erforschte. In der Frühzeit teilten sich die drei Direktoren die Verantwortung für die technischen Aufgabenbereiche des Instituts: die Teleskopabteilung (Otto Hachenberg), die Rechnerabteilung (Peter G. Mezger) und die Elektronikabteilung (Richard Wielebinski), welche die Empfänger entwickelte. Die MPG bewilligte den drei Direktoren genügend Stellen, einerseits für leistungsfähige technische Abteilungen, andererseits für ihre jeweilige Forschungsgruppe. Das Institut war zwar unabhängig, aber eng verbunden mit den astronomischen Instituten der Universität Bonn. Dementsprechend erhielten die beiden neuen Direktoren im Jahr 1971 Honorarprofessuren von der Universität Bonn, die sie zur Lehrtätigkeit und zur Ausbildung von Doktoranden berechtigten.

Erweiterung des Mitarbeiterstabs: Die Berufung der beiden Direktoren Anfang 1970 leitete eine bewegte Phase des Instituts aufbaus ein. Otto Hachenberg bildete seine Forschungsgruppe hauptsächlich aus dem Personal des vorherigen Instituts für Radioastronomie der Universität Bonn. Hinzu kamen einige neue Wissenschaftler aus den Niederlanden. Peter Mezger brachte vom NRAO deutsche Gastwissenschaftler mit, darüber hinaus eine Gruppe von Spektroskopikern aus den USA. Richard Wielebinski engagierte einige australische Wissenschaftler sowie eine Reihe von Forschern aus den Niederlanden und Großbritannien. Darunter waren Softwarespezialisten, die bereits in Jodrell Bank bei großen Durchmusterungen mitgearbeitet hatten. Sie brachten ihre Erfahrungen aus dieser Arbeit mit nach Effelsberg. Für die technischen Abteilungen stellte das MPIfR hauptsächlich Ingenieure, Techniker und Software-Spezialisten aus Deutschland ein.

Institutsneubau und Erweiterung der Forschungsgebiete: Schließlich erreichte das Institut einen Personalstand von rund 180 Mitarbeitern. Sie waren zunächst auf verschiedene Bonner Villen verteilt, außerdem waren Arbeitsgruppen auf dem Stockert und später in Effelsberg untergebracht. Erst 1973 zogen alle Gruppen in einen Neubau im Bonner Stadtteil Endenich. Jedoch hielt das MPIfR daran fest, prinzipiell etwa 35 bis 40 Mitarbeiter direkt beim 100-Meter-Teleskop in Effelsberg zu beschäftigen. Diese Entscheidung garantiert bis heute eine gute Unterstützung der Beobachtungen vor Ort.

Im Jahr 1977 wurde Otto Hachenberg emeritiert und Kenneth I. Kellermann für zwei Jahre zum Direktor am Institut und Leiter der Forschungsabteilung »Very Long Baseline Interferometry« (VLBI) ernannt; er schied Ende 1979 aus dem Institut aus. Im Jahr 1988 wurde Gerd Weigelt zum Direktor am Institut und zum Leiter der Forschungsgruppe »Optische Interferometrie« (heute: »Infrarot-Astronomie«) berufen. Seit der Emeritierung von Peter Mezger im Jahr 1996 leitet Karl M. Menten als Direktor die Forschungsgruppe »Millimeter- und Submillimeter-Astronomie« am Institut. Ebenfalls 1996 erfolgte die Berufung von J. Anton Zensus zum Direktor und Leiter der Forschungsgruppe »Radioastronomie/VLBI«. Im Jahr 2004 wurde Richard Wielebinski emeritiert und 2009 schließlich Michael Kramer zum Direktor und Leiter der Forschungsabteilung »Radioastronomische Fundamentalphysik« am Max-Planck-Institut für Radioastronomie berufen.

Seit seiner Gründung bildet das MPIfR junge Wissenschaftler aus. Hierfür gewährt die MPG eine großzügige Förderung von Doktoranden. Zudem bieten die MPG und die Alexander-von-Humboldt-Stiftung ausländischen Wissenschaftlern Studienaufenthalte an.

So arbeiten generell rund 300 Menschen am MPIfR, und die internationale Mischung des Personals sowie der Studenten bedingt eine gute Entwicklung des Instituts.


Der Artikel basiert auf einem Beitrag der Autoren, der im Jahr 2011 im Magazin »Journal of Astronomical History and Heritage« erschien.

Richard Wielebinski war von 1969 bis zu seiner Emeritierung im Jahr 2004 Direktor und Leiter der Forschungsgruppe »Radiokontinuum. Pulsare« am Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

Norbert Junkes ist Radioastronom und seit 1998 im Bereich Presse- und Öffentlichkeitsarbeit am Max-Planck-Institut für Radioastronomie tätig.

Bernd H. Grahl war an der Planung des 100-Meter-Teleskops beteiligt und ab 1971 Stationsleiter des Radio-Observatoriums Effelsberg. Seit 1994 ist er im Ruhestand.


Literaturhinweise

Beck, R., Krause, M.: Magnetfelder in Spiralgalaxien. In: SuW 7-8/1989, S. 440-448

Dahlem, M., Brinks, E.: Radiobeobachtungen. In: SuW 6-7/1994, S. 350-357; 446-452; 524-531

Hachenberg, O.: Zur Einweihung des 100-m-Radioteleskops. In: SuW 7/1971, S. 185-188

Hachenberg, O., Grahl, B.-H., Wielebinski, R.: The 100m radio telescope at Effelsberg, Proceedings of the IEEE 61, 1288-1295 (1973)

Henkel, C.: Kühles Gas und heiße Sterne. In: Die Sterne, 72(6), 1996, S. 372-381

Kärcher, H. J.: Wie entwirft man ein Radioteleskop? In: SuW 3/2011, S. 42-52

Kramer, M.: Pulsare als kosmische Uhren, In: SuW 10/2006, S. 30-38

Menten, K. M., Wyrowski, F.: Blick ins staubige Universum. In: Sieben Blicke in den Kosmos, SuW Dossier 1/2010, S. 34-43

Mezger, P. G., Schwartz, R.: Radioastronomie in Deutschland. In: SuW 8-/1979, S. 398-403

Schwartz, R.: Betrieb des 100-m-Radioteleskops. In: SuW 11/1979, S. 377-381

Wielebinski, R., Junkes, N., Grahl, B.-H.: The Effelsberg 100-m Radio Telescope: Construction and Forty Years of Radio Astronomy. In: Journal of Astronomical History and Heritage, 14(1), 2011, S. 3-21

Weblinks zum Thema:
www.sterne-und-weltraum.de/artikel/1158335

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WiS in Sterne und Weltraum
»Radioteleskope - Konstruktionen mit dem Parabel-Gen« bezieht sich auf den Beitrag »Radioteleskop Effelsberg« ab S. 36. Das WiS-Material lädt Schüler dazu ein, sich mit der Parabel praktisch auseinanderzusetzen. Außerdem werden einige ingenieurtechnische Überlegungen zur Erhaltung der Rotationssymmetrie der Radioschüssel für Schüler nachvollziehbar aufbereitet. Schließlich wird der Begriff »Homologie« vertieft. (ID-Nummer: 1064252)


Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 37:
In einem abgeschiedenen Tal unweit von Bad Münstereifel-Effelsberg leistet das 100-Meter-Teleskop des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie seit rund vier Jahrzehnten grundlegende Beiträge zur astronomischen Forschung - sowohl als Einzelinstrument als auch im weltweiten Verbund mit anderen Radioteleskopen.

Abb. S. 38 links:
Das Fundament mit 64 Meter Durchmesser bildete 1968 die erste Etappe zum Bau des 100-Meter-Teleskops (links).

Abb. S. 38 rechts:
Geschweißte Reflektorbaugruppen warten am Boden auf das Anheben.

Abb. S. 40 links:
Bereits die Frühphase der Reflektormontage mit zwei gegenüberliegend montierten Sektoren erforderte eine Drehung des gesamten Teleskops in Azimutrichtung.

Abb. S. 40 rechts:
Nachdem die Reflektoren montiert waren, erfolgte das Anbringen der Paneele. Sie erhielten später einen Anstrich mit einer weißen Spezialfarbe, die Infrarotstrahlung optimal reflektiert, um thermische Verformungen durch Sonneneinstrahlung zu minimieren.

Abb. S. 41:
Im April 1971 empfing das 100-Meter-Teleskop bei elf Zentimeter Wellenlänge die ersten astronomischen Signale (»First light«), und zwar vom Supernova-Überrest HB 21 im Sternbild Schwan, den die Radioastronomen mehrfach durch das Blickfeld der Antenne laufen ließen. Die dabei gemessenen Kurven belegen die hohe Empfindlichkeit des Teleskops und die hohe Stabilität des genutzten ungekühlten Empfängers.

Abb. S. 42 oben:
In der Karte des gesamten Himmels bei 73 Zentimeter Wellenlänge konzentriert sich die Radiostrahlung stark auf die horizontal verlaufende galaktische Ebene. Links befindet sich Cassiopeia A, das Überbleibsel der Supernova von 1680. Des Weiteren erfasste die Durchmusterung auch extragalaktische Quellen, darunter die zwölf Millionen Lichtjahre entfernte Radiogalaxie Centaurus A in der rechten Bildhälfte.

Abb. S. 42 unten:
In der Spiralgalaxie Mist die Richtung des Magnetfelds (gelbe Striche) entlang der Spiralarme orientiert. Die Konturlinien geben die Verteilung der gesamten Radiostrahlung an. Die Daten sind kombiniert aus Messungen bei sechs Zentimeter Wellenlänge am Radioobservatorium Effelsberg und am Very Large Array. Das optische Bild wurde mit dem Weltraumteleskop Hubble aufgenommen.

Abb. S. 43:
Der von einer Vordergrundgalaxie verursachte Gravitationslinseneffekt erzeugt Mehrfachbilder des Quasars MG J0414+0534. Das Bild links entstand mit dem Weltraumteleskop Hubble. Mit dem Radioteleskop Effelsberg gelang es, die Wassermaser-Emission des Quasars nachzuweisen (rechts). Die Laborwellenlänge dieser Linie liegt bei 1,3 Zentimeter, durch die Rotverschiebung des Lichts wird sie jedoch bei rund fünf Zentimeter Wellenlänge beobachtet, was einer Frequenz von rund sechs Gigahertz entspricht.

Abb. S. 44 links:
Mit dem Radioteleskop Effelsberg gelang es, feine Strukturen in den Signalen von Millisekundenpulsaren nachzuweisen. Sie bilden die Basis für weitreichende Untersuchungen relativistischer Effekte. Anstelle einer Zeitachse ist hier die Pulsphase (englisch: pulse longitude) angegeben. Eine volle Pulsperiode entspricht einem Winkel von 360 Grad.

Abb. S. 44 rechts:
Die Radiokarte des Very Large Array (VLA) zeigt beiderseits des Zentrums der Radiogalaxie Cygnus A zwei große Emissionsgebiete (englisch: lobes) mit darin eingelagerten kompakten Gebieten (englisch: hot spots). Zusätzliche VLBI-Beobachtungen enthüllen zwei entgegengesetzte Jets, die vom Kern ausgehen, und lösen sie in einzelne Knoten auf.


© 2012 Richard Wielebinski, Norbert Junkes, Bernd H. Grahl, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 9/12 - September 2012, Seite 36 - 45
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Dr. Jakob Staude
Redaktion Sterne und Weltraum:
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veröffentlicht im Schattenblick zum 16. Oktober 2012