VLBI-Visualizer

Radioteleskope

Virtuelles Teleskop

Rekonstruiertes Bild

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Radioteleskope

Radioteleskope werden verwendet, um ferne Galaxien oder andere astronomische Objekte in unserem Universum zu beobachten. Das Radioteleskop misst, ähnlich wie ein optisches Teleskop oder Fernrohr, Licht, allerdings kein sichtbares Licht, sondern Radio-Wellen, die von unterschiedlichen Objekten ausgestrahlt wird. Üblicherweise sieht ein Radioteleskop aus wie eine sehr große Satellitenschüssel (kann aber auch andere Formen annehmen), es ist allerdings wesentlich größer als unsere handelsüblichen Satellitenschüsseln. Die Größe ist wichtig, um mehr Strahlung sammeln zu können, da die ausgesendete Radiostrahlung von astronomischen Objekten im allgemeinen nur sehr schwach ist. Das Bild zeigt das größte voll bewegliche Radioteleskop Europas (100m Durchmesser), welches sich in Effelsberg in der Eifel befindet.

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Virtuelles Teleskop

Um hochauflösende Bilder von astronomischen Objekten erstellen zu können, benötigt man im Allgemeinen sehr große Teleskope. Je größer ein Teleskop ist, desto hochaufgelöster ("schärfer") kann es Bilder aufnehmen. Ab einer gewissen Teleskopgröße ist es technisch nicht mehr möglich ein noch größeres Teleskop zu bauen. Mit einer schlauen Idee, für die es 1974 sogar den Nobelpreis gab, kann man sich allerdings Abhilfe schaffen: Man kann mehrere Teleskope (auch mit großem Abstand zueinander) zu einem großen virtuellen Teleskop zusammenschließen, um eine fast beliebig große Auflösung zu erhalten. Diese Technik wird auch als Radiointerferometrie bezeichnet, oder bei großen Abständen der Teleskope auch Very Long Baseline Interferometry (VLBI). Entscheidend für die Auflösung und Bildqualität sind dabei die Verbindungslinien ("Baselines") zwischen allen Teleskopen in diesem Verbund und deren Länge. Das virtuelle Teleskop bildet sich aus Richtung und Länge dieser Verbindungslinien in Blickrichtung zur beobachteten Quelle. Durch die Erdrotation verändern sich die Baselines im Laufe eines Tages (projeziert auf die Ebene der beobachteten Quelle (welche unbewegt am Himmel ist) und man kann so durch längere Beobachtungszeit die Ausmaße des virtuellen Teleskopes und damit am Ende die Bildqualität verbessern.

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Rekonstruiertes Bild

Das finale Bild, welches vom Teleskopverbund erstellt wird, entsteht durch komplexe Rückrechnung (Fourier-Transformation) der Signale, die von den unterschiedlichen Baselines aufgezeichnet wurden. Im Allgemeinen enthält diese Roh-Bild noch viele Artefakte und die echte Struktur der beobachteten Quelle ist nur bedingt zu erkennen. Durch geeignete Rekrunstruktionsverfahren kann man dieses finale Bild noch verbessern um mehr Detailreichtum der beobachteten Quelle zu sehen. Das Bild rechts zeigt das fertig rekonstruierte Bild des schwarzen Lochs im Zentrum der Galaxie M87.

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VLBA

Das Very Long Baseline Array (VLBA) ist ein Radiointerferometer, mit dem nach den Verfahren der VLBI Radiobeobachtungen astronomischer Objekte mit höchster Winkelauflösung gewonnen werden können. Die zehn Antennen des VLBA mit je 25 m Durchmesser und 240 Tonnen Gewicht sind über zehn Standorte in den USA verteilt. Die größte Entfernung zwischen diesen Standorten ist 8611 km. Die Antennen verfügen über Empfänger für zehn Frequenzbereiche zwischen 1,2 und 96 GHz. Durch die langen Basislinien zwischen den Standorten erreicht das VLBA, je nach Frequenz, eine Winkelauflösung von teilweise weniger als einer tausendstel Bogensekunde. Mit dem Bau des VLBA wurde 1986 begonnen. Das VLBA wurde 1993 eingeweiht und wird vom National Radio Astronomy Observatory der USA betrieben. Die Zentrale befindet sich in Socorro, New Mexico. (Bild: NRAO/AUI, SeaWiFS Project NASA/GSFC and ORBIMAGE)

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EHT

Das Event Horizon Telescope (EHT, deutsch Ereignis-Horizont-Teleskop) ist ein Verbund von Radioteleskopen, um mittels Very Long Baseline Interferometry (VLBI) weit entfernte Schwarze Löcher zu untersuchen. Die ersten beiden Ziele des Verbunds sind das supermassereiche Schwarze Loch Sagittarius A* im Zentrum der Milchstraße und das Schwarze Loch im Zentrum der elliptischen Riesengalaxie M87. Damit sollen Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie überprüft sowie Erklärungsansätze zur Entstehung der äußerst energetischen Jets supermassereicher Schwarzer Löcher gefunden werden. (Bild: EHT Collaboration)

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TANAMI

Supermassive Schwarze Löcher in aktiven Galaxienkernen (engl. Active Galactic Nuclei; AGN) sind in der Lage mächtige Jets relativistischen Plasmas zu bilden, welche sich als Schlüsselobjekte in der modernen Astronomie und Astrophysik zeigen. AGN Jets tragen einen Grossteil der potentiellen Energie, die im Prozess der Akkretion von Materie auf das Schwarze Loch freigesetzt wird. Sie stellen auch die derzeit vielversprechendsten Kandidaten für die fieberhaft gesuchten Quellen der ultrahoch-energetischen Strahlung und des kürzlich entdeckten hochenergetischen extraterrestrischen Neutrinoflusses dar. TANAMI ist ein Multiwellenlängenprogramm zur Überwachung von AGN Jets des südlichen Himmels. Es kombiniert hochauflösende Bildgebung und Spektralbeobachtungen im Radiowellenbereich mit Beobachtungen bei höheren Energien im IR-, optisch/UV-, Röntgen- und Gammastrahlungsbereich. (Bild: M. Kadler & J. Wilms)

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ngVLA

Das next-generation VLA (ngVLA) ist ein zukünftiges Zentimeter bis Millimeter-Interferometer, das auf dem Erbe des JVLA, ALMA und des VLBA aufbaut und die nächste große Einrichtung in der bodengestützten US-Radioastronomie darstellt. Das ngVLA ist für Beobachtungen bei Wellenlängen zwischen der hervorragenden Leistung von ALMA bei Wellenlängen im Sub-mm-Bereich und dem zukünftigen SKA1-MID bei längeren (dezimetrischen) Wellenlängen optimiert. In dieser Simulation sind die Teleskope mit den längsten Basislinien (ngVLA-LBA) und einige repräsentative Antennen des MID-Arrays dargestellt. (Bild: Sophia Dagnello, NRAO/AUI/NSF)

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