Source: https://g.co/gemini/share/651cf5aacf3e

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Die Frage, ob wir allein im Universum sind, fasziniert die Menschheit seit jeher. Mit der fortschreitenden Technologie rückt die Suche nach außerirdischer Intelligenz (SETI) auch für ambitionierte Amateure in greifbare Nähe. Dieser Report beleuchtet, wie du mit deinem vorhandenen Equipment und einigen Erweiterungen selbst auf Entdeckungsreise gehen kannst, welche Herausforderungen dich erwarten und wie du die Wissenschaft aktiv unterstützen kannst.

Dein bestehendes Setup mit einer 1,2 Meter Satschüssel, umgebauten UHF/VHF Yagi Antennen und dem HackRF ist ein hervorragender Startpunkt für Amateur-SETI-Projekte. Die 1,2 Meter Satschüssel ist ideal für den Empfang im Mikrowellenbereich, insbesondere für die 21-cm-Wasserstofflinie (1420 MHz), die oft als „magische Frequenz“ für interstellare Kommunikation angesehen wird, da Wasserstoff das häufigste Element im Universum ist und diese Frequenz universell bekannt sein könnte [1].

Die umgebauten UHF/VHF Yagi-Antennen sind nützlich für niedrigere Frequenzbereiche, könnten aber für die SETI-Suche nach absichtlichen Signalen weniger relevant sein, da hier Störungen durch terrestrische Quellen stärker sind. Der HackRF ist ein vielseitiger Software Defined Radio (SDR), der einen weiten Frequenzbereich abdeckt und die flexible Verarbeitung von Radiosignalen ermöglicht. Das ist essenziell für die Analyse potenzieller ETI-Signale.

Um dein Setup zu optimieren, empfehle ich folgende Integrationen:

Für die Software-Seite gibt es ausgezeichnete freie Optionen:

Du wirst hauptsächlich Rohdaten in Form von digitalisierten Radiosignalen sammeln. Diese sind im Wesentlichen Zeitreihen von Amplitude und Phase der empfangenen Wellen in einem bestimmten Frequenzbereich. Die Datenrate kann enorm sein. Wenn du beispielsweise ein Band von 10 MHz bei einer Samplerate von 20 MS/s (Mega Samples pro Sekunde) aufnimmst, erzeugst du sehr schnell Gigabytes an Daten. Ein paar Minuten Aufnahme können bereits mehrere GB beanspruchen. Für kontinuierliche Überwachung über längere Zeiträume (Stunden oder Tage) müsstest du mit Terabytes an Rohdaten rechnen. Die Datenspeicherung und -verarbeitung ist hier eine der größten Herausforderungen für Amateure.

Die Auswertung der Rohdaten erfordert spezialisierte Techniken, um Muster im Rauschen zu finden:

Ja, der Einsatz von Künstlicher Intelligenz (KI) und maschinellem Lernen ist im Bereich SETI sehr aktiv. Es gibt bereits trainierte KI-Modelle, die darauf spezialisiert sind, subtile Muster in den riesigen Mengen an Radiodaten zu erkennen, die das menschliche Auge oder herkömmliche Algorithmen übersehen könnten [3]. Diese Modelle können lernen, zwischen natürlichem Rauschen, terrestrischen Interferenzen und potenziellen künstlichen Signalen zu unterscheiden. Projekte wie Breakthrough Listen nutzen KI intensiv, um ihre Daten zu analysieren und falsch positive Ergebnisse zu minimieren.

Die großen Observatorien sind an der Spitze der SETI-Forschung. Das Breakthrough Listen-Projekt, finanziert von Yuri Milner, ist die umfangreichste SETI-Initiative der Geschichte [4]. Es nutzt Radioteleskope wie das Green Bank Telescope (USA) und das Parkes Telescope (Australien), um Milliarden von Radiokanälen gleichzeitig zu überwachen. Auch das SETI Institute in den USA ist weiterhin aktiv und betreibt das Allen Telescope Array (ATA), das speziell für SETI-Zwecke entwickelt wurde. Der Ansatz geht zunehmend von der Suche nach Einzelereignissen hin zur systematischen Überwachung großer Himmelsbereiche über längere Zeiträume und der Nutzung fortschrittlicher Rechenmethoden, einschließlich KI.

Die Geschichte der SETI-Forschung ist voller Hoffnung und auch einiger Fehlalarme. Das berühmteste Beispiel für ein potenzielles ETI-Signal ist das „Wow!“-Signal, das am 15. August 1977 vom Big Ear Radioteleskop der Ohio State University empfangen wurde [5]. Es war ein extrem starkes, schmalbandiges Signal im 21-cm-Band (Wasserstofflinie) und dauerte 72 Sekunden – genau die Zeit, in der das Teleskop in seiner festen Ausrichtung über die Quelle fegte. Die Stärke des Signals war so außergewöhnlich, dass der Astronom Jerry Ehman die Worte „Wow!“ auf den Computerausdruck schrieb. Trotz intensiver Suche wurde das Signal nie wieder empfangen. Es bleibt bis heute unerklärt und ist ein starker Kandidat für ein nicht-terrestrisches, künstliches Signal.

Die Entdeckung eines solchen Signals würde zweifellos die Wissenschaft in Staunen versetzen und unsere Sicht auf das Universum grundlegend verändern. Es wäre ein Paradigmenwechsel, der weitreichende philosophische, theologische und gesellschaftliche Implikationen hätte.

Die Suche nach ETI ist extrem ambitioniert und erfordert immense Geduld. Der Weltraum ist riesig, und die Wahrscheinlichkeit, ein Signal zufällig aufzufangen, ist verschwindend gering. Es ist wie das Suchen einer Nadel im Heuhaufen – nur dass der Heuhaufen so groß ist wie die Milchstraße.

Im Vergleich zur Technik aus dem Film „Contact“: Im Film verwendet Ellie Arroway das Arecibo-Teleskop, ein riesiges Einzelteleskop mit einem Durchmesser von 305 Metern (vor seinem Einsturz) [6]. Dein 1,2-Meter-Teleskop ist im Vergleich winzig. Der Hauptunterschied liegt im „Sammelbereich“ der Antenne, der direkt die Empfindlichkeit bestimmt. Arecibo konnte extrem schwache Signale aus riesigen Entfernungen empfangen. Allerdings sind die im Film dargestellten Signalverarbeitungs- und Analysefähigkeiten, insbesondere die Nutzung von Rechenclustern und die Visualisierung, der heutigen Amateurtechnik durchaus näher, wenn man über leistungsstarke PCs und die richtige Software verfügt. Der „HackRF“ und ähnliche SDRs sind hier die Brücke, die es Amateuren ermöglicht, auf einer professionellen Ebene Signale zu verarbeiten, auch wenn die Antennengröße natürlich limitiert bleibt.

Absolut! Neben der aktiven eigenen Suche gibt es mehrere Wege, wie Amateure die SETI-Forschung unterstützen können:

Ja, in der Vergangenheit gab es Projekte, die Rohdaten oder zumindest ausgewählte Datensätze für die Öffentlichkeit zugänglich machten. Das bekannteste war SETI@home, bei dem Computer von Freiwilligen ungenutzte Rechenzeit nutzten, um Daten vom Arecibo-Teleskop zu analysieren. Obwohl SETI@home seine Datenverarbeitung 2020 eingestellt hat, werden die archivierten Daten immer noch von Forschern genutzt [7]. Große Projekte wie Breakthrough Listen sind auch daran interessiert, ihre Daten langfristig öffentlich zugänglich zu machen, da die schiere Menge an Daten die Analyse durch ein einziges Team überfordert. Es lohnt sich, die Websites der SETI-Institute und großer Observatorien regelmäßig zu überprüfen.

Wenn du einen starken Basteltrieb hast und ähnlich dem SETI-Projekt auf Entdeckungsreise gehen möchtest, hier sind weitere Empfehlungen:

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 Source: https://g.co/gemini/share/53f4b4e16e57

Willkommen zur zweiten Staffel eures DIY Radioastronomie Podcasts! In dieser Episode tauchen wir in die faszinierende Welt der Radioemissionen unseres Sonnensystems ein.

Von den Planeten unseres Sonnensystems sind insbesondere Jupiter, Saturn und in geringerem Maße Uranus und Neptun gute Radioquellen [1]. Die Erde selbst emittiert ebenfalls Radiosignale, die jedoch hauptsächlich von menschlichen Aktivitäten stammen. Von Merkur, Venus und Mars sind keine natürlichen Radioemissionen in messbaren Stärken bekannt, die für die Radioastronomie von Interesse wären.

Jupiter ist der bei weitem stärkste natürliche Radiostrahler unter den Planeten. Seine Emissionen lassen sich in zwei Hauptkategorien unterteilen:

Saturn emittiert ebenfalls Radioemissionen, die jedoch wesentlich schwächer sind als die des Jupiters. Die Radioemissionen des Saturns werden hauptsächlich im Bereich von 100 kHz bis etwa 1.2 MHz beobachtet [3], können sich aber bis in den MHz-Bereich erstrecken. Sie sind oft mit Polarlichtern verbunden, ähnlich wie bei der Erde und dem Jupiter. Für den Empfang sind größere Antennen und empfindlichere Empfänger erforderlich.

Uranus und Neptun: Auch diese Eisriesen emittieren Radiowellen, die jedoch extrem schwach sind und nur mit sehr großen professionellen Radioteleskopen nachgewiesen werden können [1]. Ihre Emissionen sind ebenfalls mit ihren Magnetfeldern und Polarlichtern assoziiert.

Die Interpretation der Messungen beinhaltet oft die Analyse von Frequenzverschiebungen, Intensitätsschwankungen und Polarisationsmustern. Diese Daten geben Aufschluss über die Magnetfelder der Planeten, ihre Ionosphären, und die Wechselwirkungen mit ihren Monden und dem Sonnenwind.

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Man kann überhaupt etwas von Planeten im Radiospektrum empfangen, weil bestimmte physikalische Prozesse in ihren Atmosphären und Magnetosphären Radiowellen erzeugen. Die Hauptursachen für diese Signale sind:

Die Möglichkeit, diese Signale zu empfangen, ist ein direkter Beweis für die Existenz und Stärke der planetaren Magnetfelder und die dort ablaufenden hochenergetischen physikalischen Prozesse. Ohne diese Magnetfelder und die damit verbundenen Teilchenpopulationen gäbe es kaum messbare Radioemissionen.

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Für die Radioastronomie, insbesondere für den Empfang von Jupiter-Signalen im Amateurrahmen, benötigt man spezifisches Equipment und Software:

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Es gibt deutliche Unterschiede zwischen dem, was im Amateurrahmen möglich ist, und dem, was nur im wissenschaftlichen Betrieb von Observatorien realisiert werden kann:

Im Wesentlichen ist der Hauptunterschied die Skalierung der Instrumente und die damit verbundene Empfindlichkeit und Auflösung. Während Amateure beeindruckende Grundlagenforschung betreiben können, bleiben die Grenzen des Universums mit den größten Teleskopen den Profis vorbehalten.

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In der Radioastronomie, sowohl im Amateur- als auch im Profibereich, fallen verschiedene Formen von Daten an:

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Die Dauer einer Messung hängt stark vom Ziel und der Art des Signals ab:

Aus den empfangenen Radiosignalen können vielfältige Erkenntnisse gewonnen werden:

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Ja, in der Radioastronomie lassen sich verschiedene physikalische Besonderheiten und Grundsätze nachweisen:

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Abgesehen von der Planetenbeobachtung gibt es viele weitere spannende Experimente, die man im Bereich der DIY-Radioastronomie durchführen kann:

Viele dieser Experimente erfordern Geduld und Präzision, bieten aber tiefe Einblicke in die physikalischen Prozesse im Universum.

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Direkte Radioemissionen von Asteroiden oder Kometen im Sinne von „Funkeln“ oder „Senden“ von Radiowellen (ähnlich wie Planeten) sind extrem unwahrscheinlich und im Amateurbereich nicht nachweisbar. Asteroiden und Kometen sind im Allgemeinen zu klein und haben keine starken Magnetfelder oder atmosphärischen Phänomene, die signifikante nicht-thermische Radiostrahlung erzeugen würden.

Allerdings gibt es indirekte Möglichkeiten, sie mit Radioteleskopen zu „sehen“ oder zu studieren:

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass man von Asteroidengürteln oder Kometen keine natürlichen „funkenden“ Signale wie von Jupiter empfangen kann. Ihre Untersuchung im Radiobereich erfolgt über aktive Radarastronomie oder den extrem schwierigen Nachweis sehr schwacher thermischer Emissionen oder molekularer Linien. Dies ist ausschließlich den professionellen Observatorien vorbehalten.

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Um den Einstieg in die Radioastronomie zu erleichtern und gleichzeitig die Grenzen zu den professionellen Möglichkeiten aufzuzeigen:

Für Einsteiger ist es wichtig, mit Projekten zu beginnen, die sichtbare Erfolge liefern und nicht sofort überfordern. Der Fokus sollte auf dem Verständnis der grundlegenden Konzepte und dem Sammeln erster eigener Daten liegen.

Der Übergang vom Einsteiger zum fortgeschrittenen Amateur kann fließend sein, besonders wenn man sich Projekten wie der 21-cm-Wasserstofflinie widmet, die anspruchsvoll, aber mit viel Engagement und Wissen umsetzbar sind.

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Vielen Dank fürs Zuhören bei eurem DIY Radioastronomie Podcast!

Source: https://g.co/gemini/share/f0e97557b8f5

Die Amateur-Radioastronomie bietet eine einzigartige und faszinierende Möglichkeit, das Universum zu erkunden. Über die Beobachtung natürlicher Radioquellen hinaus ermöglicht sie es Enthusiasten, Signale von künstlichen Objekten im Weltraum mit selbstgebauter Ausrüstung zu empfangen und auszuwerten. Diese Disziplin verbindet die Leidenschaft für Astronomie mit praktischen Ingenieursfähigkeiten und bietet eine direkte, dynamische Verbindung zu aktuellen Raumfahrtmissionen und technologischen Errungenschaften. Es handelt sich um ein intellektuell lohnendes Unterfangen, das zu einzigartigen Beobachtungen und einem tiefen Verständnis der Raumfahrt führen kann.

Die Möglichkeit, sophisticated space communication reception zu betreiben, ist nicht länger ausschließlich großen, gut finanzierten Institutionen vorbehalten. Der Zugang zu Technologie hat sich erheblich demokratisiert. Beispielsweise wurde der Amateurfunksatellit OSCAR 10 mit handelsüblichen Komponenten gebaut.[1] Ein grundlegendes System, das einen Personal Computer nutzt, kann bereits für wenige hundert US-Dollar zusammengestellt werden.[2] Darüber hinaus nutzen Softwarelösungen wie WXtoImg die 16-Bit-Abtastfähigkeiten von Soundkarten, um eine bessere Dekodierung zu ermöglichen, als dies mit teurer, speziell entwickelter Hardware möglich wäre.[3] Die Verbreitung erschwinglicher Software Defined Radios (SDRs) wie dem RTL-SDR [4] senkt die Einstiegshürde weiter. Diese Entwicklung zeigt, dass die Schwelle für die Teilnahme an der Weltraumkommunikation und die Beobachtung des Weltraums erheblich niedriger ist, als gemeinhin angenommen. Der vorliegende Leitfaden zielt darauf ab, praktische Schritte aufzuzeigen, wie diese Zugänglichkeit genutzt werden kann, um mit DIY-Setups greifbare Ergebnisse zu erzielen.

Ein DIY-Radioteleskop setzt sich typischerweise aus mehreren Schlüsselkomponenten zusammen. Dazu gehören eine Antenne zum Auffangen der Radiowellen, ein Empfänger – häufig ein Software Defined Radio (SDR) – zur Umwandlung der analogen Radiosignale in digitale Daten, ein Computer zur Signalverarbeitung und schließlich spezialisierte Software zur Dekodierung und Visualisierung der empfangenen Informationen.[5]

Für den erfolgreichen Empfang sind mehrere technische Konzepte von grundlegender Bedeutung:

Der Aufbau eines DIY-Radioteleskops ist eine Übung in der Systemintegration. Die vorliegenden Informationen zeigen, dass ein erfolgreicher Empfang nicht von einer einzelnen Komponente abhängt, sondern von einer sorgfältig aufeinander abgestimmten Kette von Geräten. Für den Tiefraumempfang ist beispielsweise eine Kombination aus Schüssel, Feed, rauscharmer Verstärker (LNA) und Downconverter erforderlich.[8] Ein Heimbausystem kann eine TV-Schüssel, einen Signalstärken-Detektor, eine Schnittstelle, eine Soundkarte und Software umfassen.[5] Die Diskussion über Rauschen und dessen Einfluss auf die Signalerkennung unterstreicht, dass jeder Teil des Systems, von der Antenne bis zur Software, zur Gesamtleistung beiträgt.[10] Dies erfordert ein ganzheitliches Denken über das eigene Setup und das Verständnis, wie jede Komponente interagiert und zur endgültigen Signalqualität beiträgt, anstatt sich nur auf einzelne Teile zu konzentrieren. Dieser Ansatz ist entscheidend für die Fehlerbehebung und Leistungsoptimierung.

Der Sternenhimmel ist nicht nur von natürlichen Himmelskörpern bevölkert, sondern auch von einer wachsenden Zahl künstlicher Objekte, die für Amateur-Radioastronomen zugänglich sind. Während übliche TV-/Radio- und Militärsatelliten hierbei außer Acht gelassen werden, liegt der Fokus auf Objekten, die für die astronomische Wissenschaft von Bedeutung sind oder spannende Möglichkeiten für den Amateurfunk bieten.

Die NOAA-Wettersatelliten (National Oceanic and Atmospheric Administration) sind polumlaufende Satelliten, die kontinuierlich Wetterbilder im Automatic Picture Transmission (APT)-Format zur Erde senden. Sie stellen aufgrund ihrer relativ starken Signale und der Verfügbarkeit von Open-Source-Software einen idealen und beliebten Einstiegspunkt für Amateure dar.[2][6][7][11]

Diese Satelliten senden im 137 MHz-Band. Das Signal ist ein analoger 2400 Hz AM-Subträger, der auf einen 137 MHz-RF-Träger frequenzmoduliert wird, mit einer Bandbreite von etwa 34 kHz.[2][6][7] Bei der Wiedergabe über Lautsprecher erzeugt das Signal einen charakteristischen „Tick-Tock“-Klang.[2] Die effektive Strahlungsleistung (ERP) dieser Satelliten beträgt typischerweise etwa 37 dBm, was 5 Watt entspricht.[7]

Die folgende Tabelle listet die aktiven NOAA APT Satelliten und ihre Empfangsparameter auf, die für den direkten Start des Empfangs unerlässlich sind und dem DIY-Enthusiasten konkrete, umsetzbare und präzise Informationen liefern:

Das Verfolgen von Satelliten und der Empfang ihrer Sendungen ist äußerst lohnend und vermittelt ein Gefühl der direkten Interaktion mit den Raumfahrzeugen über uns.[2] Die niedrige Einstiegshürde, kombiniert mit der Tatsache, dass für reine Empfangsstationen keine Amateurfunklizenz erforderlich ist [2], und der sofortigen, greifbaren Ausgabe von Wetterbildern, bietet eine äußerst befriedigende Erfahrung. Dieser schnelle Erfolg kann das Vertrauen erheblich stärken und zur weiteren Erforschung komplexerer Radioastronomieprojekte ermutigen. NOAA APT-Empfang ist somit ein idealer Ausgangspunkt für Anfänger in der DIY-Radioastronomie, da er ein kostengünstiges, rechtlich zugängliches und visuell ansprechendes Projekt bietet, das sofortiges Feedback liefert und somit das Engagement des Podcast-Publikums fördert.

Amateurfunksatelliten, oft als OSCARs (Orbiting Satellite Carrying Amateur Radio) bezeichnet, dienen lizenzierten Funkamateuren für Sprach- (FM, SSB) und Datenkommunikation (AX.25, Paketfunk, APRS). Derzeit befinden sich über 18 voll funktionsfähige Amateurfunksatelliten im Orbit, die als Repeater, lineare Transponder oder digitale Store-and-Forward-Relais fungieren können.[1]

Die Amateurfunksatelliten-Gemeinschaft hat maßgeblich zur Weiterentwicklung der Satellitenkommunikation beigetragen. Zu den bemerkenswerten Errungenschaften gehören der Start des ersten Satelliten-Sprach-Transponders (OSCAR 3) und die Entwicklung hochmoderner digitaler „Store-and-Forward“-Nachrichtenübertragungstechniken.[1][12] Funkamateure sind seit den 1960er Jahren aktiv in die Raumfahrt involviert und konstruieren kleine bis mittelgroße Nutzlasten, die als „Piggyback-Loads“ auf kommerziellen oder wissenschaftlichen Satelliten installiert werden.[13] Besonders populär sind dabei CubeSats, standardisierte, würfelförmige Satelliten mit einer Kantenlänge von 10 cm, die als Nutzlasten ins All gebracht werden.[13]

Ein frühes und wegweisendes Beispiel war OSCAR 1, der 1961 als erster Amateurfunksatellit als sekundäre Nutzlast gestartet wurde. Trotz seiner kurzen Lebensdauer von nur 22 Tagen war OSCAR 1 ein großer Erfolg, da über 570 Funkamateure in 28 Ländern ihre Beobachtungen an das Projekt OSCAR meldeten.[1] Viele LEO-OSCARs (Low Earth Orbit) nutzen Frequenzmodulation (FM) und können mit handelsüblichen Amateurfunkgeräten empfangen werden; sie werden oft als „FM LEOs“ oder „FM Birds“ bezeichnet.[1] Ein herausragendes Beispiel für einen geostationären Amateurfunksatelliten ist Es’hail 2 / QO-100, der seit 2018 in Betrieb ist und eine Abdeckung von Brasilien bis Thailand bietet. Dieser Satellit verfügt über Transponder im 2.4 GHz (Uplink) und 10.4 GHz (Downlink) Bereich.[1]

Die Aktivitäten im Amateurfunk sind weit mehr als nur ein Hobby; sie stellen eine bedeutende, oft wegweisende Kraft in der Entwicklung von Raumfahrttechnologien dar. Die Tatsache, dass OSCAR 10 mit handelsüblichen Komponenten von einem Elektronikfachgeschäft gebaut wurde [1], unterstreicht den innovativen DIY-Geist, der oft der professionellen Einführung von Technologien vorausgeht. Die Existenz eines geostationären Amateurfunksatelliten wie Es’hail 2 / QO-100 mit seiner weitreichenden Abdeckung [1] verdeutlicht das Potenzial für eine globale, gemeinschaftsgetragene Infrastruktur. Dies zeigt, wie Beiträge von Amateuren, selbst in kleinem Maßstab, Teil eines größeren, wirkungsvollen globalen Netzwerks sein können, das die Grenzen der Satellitenkommunikation verschiebt und die internationale Zusammenarbeit fördert.

Der Empfang von Signalen von Tiefraumsonden ist ein faszinierendes, jedoch äußerst anspruchsvolles Feld, das fortgeschrittene Ausrüstung und Fachkenntnisse erfordert. Dennoch haben engagierte Hobbyisten bewiesen, dass es mit „bescheidenen Systemen“ möglich ist, Trägersignale von Sonden zu empfangen.[8] Beispiele hierfür sind der Empfang von Bepi-Colombo aus einer Entfernung von 15.2 Millionen Kilometern mit einer 1.2m-Schüssel und der JUNO-Raumsonde aus 616.4 Millionen Kilometern Entfernung mit einer 3.5m-Schüssel.[8]

Tiefraumsonden senden typischerweise im S-Band (2.2-2.9 GHz) und X-Band (8.4-8.5 GHz).[8] Diese höheren Frequenzen werden bevorzugt, da sie weniger Störungen aufweisen und höhere Datenraten für die Übertragung wissenschaftlicher Daten ermöglichen.[8][9] Der Schlüssel zum Erfolg beim Empfang dieser extrem schwachen Signale liegt in der Verwendung sehr großer und hochdirektionaler Antennen, die präzise auf die Sonde ausgerichtet sind.[9] Trotz der relativ geringen Sendeleistung der Sonden (z.B. Voyager mit 23 Watt [9]) ermöglichen große Empfangsantennen, wie die 70m-Schüsseln des NASA Deep Space Network (DSN) [8], und extrem empfindliche rauscharme Verstärker (LNAs) den Empfang der schwachen Signale.

Ein entscheidender Faktor ist die Doppler-Verschiebung: Da sich Tiefraumsonden und die Erde ständig relativ zueinander bewegen, zeigen die empfangenen Signale eine sich ändernde Frequenzverschiebung.[8] Eine präzise Korrektur dieser Verschiebung, oft basierend auf orbitalen Vorhersagen, ist für den Empfang und die Verfolgung unerlässlich und dient auch als wichtiger Indikator für die Herkunft des Signals.[8][14]

Die folgende Tabelle bietet eine Übersicht über anspruchsvolle, aber potenziell erreichbare Ziele für ambitionierte Amateure im Bereich der Tiefraum-Radioastronomie. Sie liefert wichtige technische Details, die für die Planung und den Versuch des Empfangs dieser fernen Objekte unerlässlich sind:

Die „Grenzen des Machbaren“ für Amateure verschieben sich kontinuierlich durch technologischen Fortschritt und die Hartnäckigkeit der Gemeinschaft. Obwohl der Empfang von Tiefraumsonden als „herausfordernd“ beschrieben wird, ist er für Hobbyisten mit „bescheidenen Systemen“ möglich.[8] Die erstaunlichen Beispiele des Empfangs von JUNO aus über 600 Millionen Kilometern Entfernung mit einer 3.5m-Schüssel, während die NASA 70m-Schüsseln für denselben Zweck verwendet [8], unterstreichen die bemerkenswerten Leistungen, die durch engagierte Anstrengung und Einfallsreichtum möglich sind. Dies verschiebt die wahrgenommenen Grenzen dessen, was Amateur-Equipment erreichen kann, und hebt die kontinuierliche Innovation innerhalb der Hobbyisten-Gemeinschaft hervor. Die Erwähnung von Tianwen-1 und STEREO-A, deren Signale bei Erdnähe stark genug für die Demodulation und Dekodierung auf kleinen Schüsseln waren [8], bietet zudem zugänglichere „Fenster“ in den Tiefraumempfang für Amateure. Dies inspiriert fortgeschrittene Amateure, indem es aufzeigt, dass selbst Signale von wirklich fernen, wissenschaftlich bedeutsamen Objekten erreichbar sind, wenn auch mit erheblichem Aufwand, spezialisierter Ausrüstung und präzisen Techniken. Es positioniert den Tiefraumempfang als das ultimative Ziel für DIY-Radioastronomen und demonstriert das Potenzial für bemerkenswerte persönliche Erfolge.

Neben Wettersatelliten und Tiefraumsonden gibt es weitere künstliche Objekte mit wissenschaftlichem Bezug, die für Amateure empfangbar sind. Die Internationale Raumstation (ISS) ist ein prominentes Beispiel. Sie sendet regelmäßig verschiedene Signale, darunter Amateurfunk-Relais für Sprachkommunikation und Slow-Scan Television (SSTV)-Bilder, die von Amateuren empfangen und dekodiert werden können.[2][11] Obwohl die ISS primär für bemannte Raumfahrt und wissenschaftliche Experimente im Erdorbit dient, bieten ihre Funksignale eine direkte Verbindung zur aktuellen Raumfahrt. Die ISS umkreist die Erde in etwa 400 km Höhe [11] und ist aufgrund ihrer häufigen Überflüge und der Nutzung von Amateurfunkfrequenzen im Bereich von 144-146 MHz und 430-440 MHz [11] ein zugängliches Ziel. Die Vielfalt der Beobachtungsmöglichkeiten, die sich Amateuren hier bietet, erweitert den Horizont der zugänglichen Ziele und verbindet das Hobby direkt mit menschlichen Unternehmungen im Weltraum, was eine zusätzliche Ebene des Engagements schafft.

Der Aufbau eines DIY-Radioteleskops erfordert eine sorgfältige Auswahl und Integration von Hardware- und Softwarekomponenten. Die Modularität und Anpassungsfähigkeit sind dabei Kernprinzipien. Ein DIY-Radioteleskop ist kein festes, monolithisches Gerät, sondern ein modulares System, das schrittweise aufgebaut, aufgerüstet und angepasst werden kann. Dieser Ansatz fördert das Experimentieren, ermöglicht eine schrittweise Investition und vertieft das Verständnis für die Rolle jeder Komponente, was perfekt zur DIY-Philosophie passt.

Software Defined Radios (SDRs) bilden das Herzstück vieler moderner Amateur-Radioteleskope. Sie sind kostengünstig, flexibel und ermöglichen die Verarbeitung eines breiten Spektrums von Frequenzen. Empfehlenswerte Modelle für den Einstieg und fortgeschrittene Anwendungen sind der preiswerte RTL-SDR sowie leistungsfähigere Optionen wie Airspy, HackRF, BladeRF, LimeSDR und PlutoSDR. Diese Geräte sind in der Lage, Radio-Basisbänder aufzuzeichnen, die später dekodiert werden können.[4]

Die Wahl der Antenne ist entscheidend und hängt stark vom Frequenzbereich des Zielobjekts ab:

Zusätzliche Komponenten zur Signaloptimierung sind oft unerlässlich, insbesondere für schwache Signale:

Die Verfügbarkeit leistungsstarker Open-Source-Software ist ein großer Vorteil für die Amateur-Radioastronomie, da sie teure kommerzielle Lösungen oft überflüssig macht.

Die Fähigkeit, schwache Signale aus dem Hintergrundrauschen zu extrahieren, ist zentral für die Radioastronomie. Für Amateure ist es entscheidend, die Machbarkeit eines Empfangsversuchs abzuschätzen. Dies kann durch die Anwendung von Prinzipien der Link-Budget-Analyse und der Friis-Übertragungsgleichung erfolgen.

Die Friis-Übertragungsgleichung ist ein grundlegendes Werkzeug in der Telekommunikationstechnik, das die am Empfängerterminal verfügbare Leistung mit der am Senderterminal eingespeiste Leistung in Beziehung setzt.[17][18] Sie berücksichtigt Verluste durch die sphärische Ausbreitung des Signals über die Distanz (Freistrahlverlust) sowie die Gewinne der Sende- und Empfangsantennen.[17]

Die Gleichung lautet in ihrer gebräuchlichsten Form:

$P_r = P_t \cdot G_t \cdot G_r \cdot \left(\frac{\lambda}{4\pi R}\right)^2$

Wobei:

Der Term $(\frac{\lambda}{4\pi R})^2$ wird als Freistrahlverlustfaktor (Free-Space Path Loss, FSPL) bezeichnet und quantifiziert die Signalabschwächung aufgrund der Ausbreitung im freien Raum.[17][19] Diese Gleichung ist unter idealisierten Bedingungen anwendbar, wie sie in der Satellitenkommunikation mit vernachlässigbarer atmosphärischer Absorption oft gegeben sind.[18]

Die NASA gibt für ihr Deep Space Network (DSN) die empfangene Signalstärke an, die mit 70m-Schüsseln erzielt wird (z.B. -131 dBm [8]). Um dies auf eine kleinere Amateur-Schüssel umzurechnen, kann man die Friis-Gleichung vereinfachen oder die Antennengewinne skalieren.

Der Antennengewinn einer Parabolantenne ist proportional zum Quadrat ihres Durchmessers ($G \propto D^2$). Wenn die NASA eine 70m-Schüssel ($D_{NASA}$) verwendet und ein Amateur eine 3.5m-Schüssel ($D_{Amateur}$), dann ist das Verhältnis der Gewinne:

$\frac{G_{Amateur}}{G_{NASA}} = \left(\frac{D_{Amateur}}{D_{NASA}}\right)^2$

Für eine 3.5m-Schüssel im Vergleich zu einer 70m-Schüssel ergibt sich:

$\frac{G_{Amateur}}{G_{NASA}} = \left(\frac{3.5 \text{ m}}{70 \text{ m}}\right)^2 = \left(\frac{1}{20}\right)^2 = \frac{1}{400}$

In Dezibel (dB) ausgedrückt:

$\Delta G_{dB} = 10 \cdot \log_{10}\left(\frac{1}{400}\right) \approx -26 \text{ dB}$

Das bedeutet, dass die 3.5m-Schüssel einen um etwa 26 dB geringeren Gewinn hat als die 70m-Schüssel. Wenn die NASA beispielsweise ein Signal mit -131 dBm empfängt [8], würde eine ideale 3.5m-Amateurantenne ein Signal von etwa -131 dBm – 26 dB = -157 dBm empfangen. Die Forschung bestätigt, dass eine ideale 3.5m-Amateurantenne kaum -152 dBm erreichen würde [8], was die Größenordnung der Abschätzung bestätigt.

Um ein Signal überhaupt messen zu können und es nicht im Hintergrundrauschen verschwinden zu lassen, muss die empfangene Signalstärke über dem Rauschpegel des Empfangssystems liegen. Funkamateure verwenden oft das RST-System (Readability-Signal Strength-Tone), um die Signalstärke zu bewerten, wobei S9 typischerweise als 50 µV am Empfängereingang definiert ist und jede S-Einheit eine 6 dB-Änderung der Signalstärke darstellt.[20] Für digitale Signale ist die Bitfehlerrate (BER) und die Empfängerempfindlichkeit entscheidend.[19] Der „Fade Margin“, die Differenz zwischen der empfangenen Signalstärke und der Empfängerempfindlichkeit, sollte mindestens 15 dB betragen, um Signalabschwächungen durch verschiedene Faktoren zu überstehen.[19]

Die Berechnung der Systemrauschtemperatur ($T_s$) ist ebenfalls wichtig.[10] Ein kommerzieller Satelliten-Signalstärken-Detektor kann eine Anzeige der Signalstärke liefern und die Frequenz eines Audiotons variieren, um die Ausrichtung der Schüssel zu erleichtern.[5] Für eine genauere Kalibrierung kann die Antenne auf eine bekannte Quelle wie die Sonne ausgerichtet werden, um die maximale Signalstärke zu ermitteln.[5]

Das Bochumer Radioteleskop, auch bekannt als Bochum Observatory oder Kap Kaminski, ist ein Forschungsinstitut in Bochum, Deutschland, das sich auf Radioastronomie und Umweltforschung konzentriert.[21] Es hat eine lange Geschichte in der Verfolgung von Raumfahrzeugen, beginnend mit dem Empfang des Sputnik-Signals im Jahr 1957.[21] Das Observatorium wurde zu einem wichtigen Ort in Westdeutschland für aktuelle Nachrichten und Informationen über den Weltraum.[21]

Das Institut besitzt mehrere Antennensysteme zum Empfang von Daten von geostationären und umlaufenden Satelliten sowie interplanetaren Raumfahrzeugen.[21] Die größte Struktur ist ein 40 Meter hohes Radom, das eine 20m-Parabolantenne vor dem Wetter schützt.[21] Diese Antenne mit einem Gesamtgewicht von über 220 Tonnen kann sowohl Daten empfangen als auch senden.[21]

Ein aktuelles und bemerkenswertes Beispiel für die Fähigkeiten des Bochumer Radioteleskops ist die Verfolgung des IM-1 Odysseus Mondlanders von Intuitive Machines. Das Observatorium hat Live-Updates des IM-1-Datenstroms geteilt, der eine Frequenz-Signalstärke-Anzeige mit dem Peak des Hauptfahrzeugsenders umfasste.[22] Insbesondere wurde die Zündung des Triebwerks des Mondlanders im Radiospektrum erkannt.[22] Dies war ein kritischer Schritt, da ein Methalox-Triebwerk noch nie über dem niedrigen Erdorbit hinaus getestet worden war und dieses spezielle Triebwerk noch nie vollständig im Vakuum getestet wurde (nur der Zünder wurde getestet).[22] Die Beobachtungen des Bochumer Observatoriums, die die Reichweitendaten des Landers bestätigten, waren von großer Bedeutung, insbesondere da die Triebwerksaktivierung aufgrund von Problemen mit den Bodenstationen, die zu Unterbrechungen führten, verzögert wurde.[22] Die Fähigkeit, solche Ereignisse unabhängig zu verfolgen und zu bestätigen, unterstreicht die wichtige Rolle, die auch größere Amateur- oder halbprofessionelle Observatorien in der Raumfahrtbeobachtung spielen können.

Die rechtliche Lage des Empfangs von Satellitensignalen in Deutschland ist ein wichtiger Punkt für Amateur-Radioastronomen. Grundsätzlich gilt, dass der reine Empfang von Funksignalen in Deutschland ohne Lizenz erlaubt ist, solange die empfangenen Inhalte nicht für Dritte bestimmt sind und nicht weitergegeben werden.[2][23]

Es ist wichtig zu verstehen, dass die Behörden in der Regel nicht feststellen können, was eine Person empfängt, es sei denn, es handelt sich um eine Nebenfolge einer anderen, möglicherweise illegalen Handlung.[23] Solange der Empfang nur zur eigenen Information und zum Hobby dient und die erhaltenen Informationen nicht weitergegeben werden, ist man in der Regel auf der sicheren Seite.[23]

Die Amateur-Radioastronomie bietet eine einzigartige Brücke zwischen leidenschaftlichem Hobby und wissenschaftlicher Erkundung. Die Möglichkeit, künstliche Objekte am Sternenhimmel mit selbstgebauten Radioteleskopen zu empfangen und auszuwerten, ist nicht nur technisch faszinierend, sondern auch ein Ausdruck der zunehmenden Demokratisierung des Zugangs zum Weltraum.

Von den zugänglichen NOAA-Wettersatelliten, die sofortige visuelle Ergebnisse liefern und somit einen idealen Einstiegspunkt darstellen, über die vielseitigen Amateurfunksatelliten, die als Inkubatoren für neue Kommunikationstechnologien dienen, bis hin zu den anspruchsvollen, aber erreichbaren Tiefraumsonden, die die Grenzen des Machbaren für Amateure immer weiter verschieben – das Spektrum der Beobachtungsmöglichkeiten ist breit und inspirierend.

Der Erfolg in diesem Feld beruht auf einem ganzheitlichen Systemverständnis, das die Auswahl der richtigen Hardware (SDRs, spezialisierte Antennen, LNAs, Downconverter) mit der Nutzung leistungsstarker Open-Source-Software (SatDump, WXtoImg) kombiniert. Die Fähigkeit, die benötigte Signalstärke abzuschätzen und die physikalischen Grenzen des Empfangs zu verstehen, ist dabei ebenso entscheidend wie die Kenntnis der rechtlichen Rahmenbedingungen, die den reinen Empfang in Deutschland weitgehend erlauben.

Das Beispiel des Bochumer Radioteleskops, das Triebwerkszündungen einer Mondsonde verfolgte, verdeutlicht das Potenzial auch größerer Amateur- oder halbprofessioneller Einrichtungen, unabhängige und wertvolle Beiträge zur Raumfahrtbeobachtung zu leisten. Insgesamt zeigt sich, dass die Amateur-Radioastronomie ein dynamisches Feld ist, das kontinuierlich neue Möglichkeiten für Entdeckungen und technologische Innovationen bietet und Enthusiasten dazu ermutigt, aktiv am Puls der Raumfahrt teilzuhaben.

Source: https://g.co/gemini/share/9a843a6b1cb3

Abstract: Dieser Bericht bietet eine eingehende Analyse der Rolle der Radioastronomie bei der Detektion von Exoplaneten und der Identifizierung elementarer und molekularer Zusammensetzungen im Weltraum, im Vergleich zur optischen Astronomie. Er beschreibt die spezifischen Elemente und Moleküle, die über Radiospektrallinien nachweisbar sind, bewertet die aktuellen Fähigkeiten und bestätigten Messungen in der Amateur-Radioastronomie und skizziert die technischen Anforderungen und die notwendige Software für solche Unternehmungen. Des Weiteren beleuchtet der Bericht die Grenzen und Überschneidungen zwischen optischen und radioastronomischen Methoden und untersucht kritisch zukünftige Trends, insbesondere den transformativen Einfluss KI-gestützter Datenanalysen, einschließlich des Potenzials für den Zugang von Amateuren zu professionellen Rohdaten und fortschrittlichen Computerwerkzeugen.

Die Radioastronomie nutzt elektromagnetische Strahlung im Radiofrequenzspektrum, typischerweise im Bereich von etwa 20 MHz bis 300 GHz, um Himmelsobjekte zu untersuchen.[1] Dieser Ansatz bietet einen entscheidenden Vorteil, indem er ein einzigartiges Fenster zu kosmischen Phänomenen öffnet, die bei anderen Wellenlängen oft verdeckt oder unsichtbar sind. Spektrallinien, die schmale Emissions- oder Absorptionsmerkmale im Radiospektrum darstellen, sind von zentraler Bedeutung für diese Disziplin. Diese Linien entstehen aus intrinsisch quantenmechanischen Phänomenen: Übergängen zwischen diskreten Energieniveaus innerhalb von Atomen und Molekülen.[2] Im Gegensatz zu idealisierten Wellen ist elektromagnetische Strahlung in Photonen quantisiert, und nur spezifische, diskrete Energiewerte ermöglichen stabile Quantenzustände, was zu Spektrallinien bei definierten, charakteristischen Frequenzen führt.[2]

Die präzisen „Ruhefrequenzen“ dieser Spektrallinien fungieren als einzigartige chemische Fingerabdrücke, die es Astronomen ermöglichen, die spezifischen Atome und Moleküle in fernen kosmischen Umgebungen eindeutig zu identifizieren.[2][3] Über die Identifizierung hinaus liefert die Analyse von Spektrallinien entscheidende astrophysikalische Diagnosen. Doppler-Verschiebungen, also Änderungen der beobachteten Frequenz aufgrund der Radialgeschwindigkeit zwischen Quelle und Beobachter, ermöglichen die präzise Messung von Radialgeschwindigkeiten, galaktischen Rotationskurven und sogar den Hubble-Distanzen extragalaktischer Quellen.[2][4] Darüber hinaus kann die beobachtete Breite dieser Spektrallinien physikalische Bedingungen innerhalb des emittierenden oder absorbierenden Gases aufzeigen, wie die kinetische Temperatur (thermische Verbreiterung), turbulente Geschwindigkeiten und die Teilchendichte (Druckverbreiterung).[2][4]

Die Fähigkeit, chemische Spezies anhand ihrer einzigartigen spektralen „Fingerabdrücke“ zu identifizieren, ist ein grundlegendes Prinzip, das alle Bereiche der Astronomie durchdringt, sei es die Optik, das Infrarot oder die Radioastronomie.[3] Der Unterschied zwischen diesen Feldern liegt nicht im zugrunde liegenden Prinzip, sondern in den spezifischen Arten von Quantenübergängen, die beobachtet werden (z. B. elektronische Übergänge für optisches/UV-Licht, Rotations- und Vibrationsübergänge für Infrarot/Radio), und den jeweiligen physikalischen Bedingungen (wie Temperatur und Dichte), die Emission oder Absorption in verschiedenen elektromagnetischen Bereichen begünstigen. Dies unterstreicht eine tiefgreifende Einheit in der astronomischen Methodik trotz unterschiedlicher Beobachtungstechniken. Ein Atom oder Molekül absorbiert und emittiert Licht auf eine einzigartige Weise, die von seiner Größe und der Wechselwirkung der Elektronen mit dem Kern abhängt. Diese „Fingerabdrücke“ ermöglichen es Astronomen, Substanzen im gesamten elektromagnetischen Spektrum mit großer Spezifität zu erkennen.[3]

Die Radioastronomie ist besonders gut geeignet, eine breite Palette von Elementen und Molekülen nachzuweisen, insbesondere solche, die in kalten, dichten interstellaren Umgebungen vorkommen. Das allgegenwärtigste Element im Universum, atomarer Wasserstoff (HI), wird bekanntlich über seine 21-cm-Linie (ν ≈ 1420,405 MHz) nachgewiesen, die aus einem Hyperfeinübergang in seinem Grundzustand resultiert.[2][4] Diese spezifische Linie ist ein Eckpfeiler der Radioastronomie und dient als primäres Werkzeug zur Kartierung der Verteilung und Kinematik von neutralem Wasserstoffgas in Galaxien.

Neben atomarem Wasserstoff werden auch Rekombinationslinien von ionisiertem Wasserstoff bei Radiowellenlängen beobachtet. Diese Linien entstehen durch die Rekombination von Elektronen und Protonen, wobei Übergänge zwischen höheren Rydberg-Niveaus zu ausgeprägten Spektrallinien führen (z. B. bei ν ≈ 300 MHz für Rydberg-Niveau 280).[2][4]

Eine Vielzahl von Molekülen, insbesondere polare Moleküle, sind über ihre Rotationstransitionen nachweisbar. Kohlenmonoxid (CO) ist ein prominentes Beispiel mit einer Rotationstransition bei ν ≈ 115 GHz.[4] CO ist besonders bedeutsam, da es eines der häufigsten interstellaren Moleküle ist und aufgrund seines starken elektrischen Dipolmoments leicht von Radioteleskopen nachgewiesen werden kann.[5] Tatsächlich ist CO so verbreitet, dass es häufig als Tracer für molekularen Wasserstoff (H2) in kalten, dichten Molekülwolken verwendet wird, wo H2 selbst im Radiobereich unsichtbar ist.[5][6]

Weitere häufig nachgewiesene Moleküle sind das Hydroxyl-Radikal (OH), Formaldehyd (H2CO), Wasser (H2O), Methan (CH4) und Ammoniak (NH3).[5] Die UMIST-Datenbank, eine umfassende Ressource für die Astrochemie, listet 396 Spezies auf, die Elemente wie H, He, C, N, O, Na, Mg, Si, P, S, Cl und Fe umfassen und für Gasphasenreaktionen im Weltraum relevant sind.[7] Die Radioastronomie hat erfolgreich über hundert interstellare Spezies nachgewiesen, darunter Radikale, Ionen und komplexe organische (kohlenstoffbasierte) Verbindungen wie Alkohole, Säuren, Aldehyde und Ketone.[5] Eine bemerkenswerte jüngste Entdeckung ist Benzonitril, ein aromatisches Molekül, das aufgrund seines starken Dipolmoments identifiziert wurde und die expandierende Grenze des molekularen Nachweises verdeutlicht.[8]

Ein entscheidendes physikalisches Kriterium für die Nachweisbarkeit eines Moleküls über Rotationstransitionen in der Radioastronomie ist das Vorhandensein eines elektrischen Dipolmoments.[5][8] Dies erklärt, warum molekularer Wasserstoff (H2), obwohl er das häufigste Molekül im Universum ist, für Radioteleskope „unsichtbar“ ist [5] – ihm fehlt ein permanentes Dipolmoment. Folglich müssen Astronomen auf Tracer-Moleküle wie CO zurückgreifen, die reichlich vorhanden sind und starke Dipolmomente besitzen, um die Verteilung von H2 in Molekülwolken indirekt zu kartieren.[5][6] Dies verdeutlicht eine grundlegende Einschränkung und einen cleveren Umweg in der radioastronomischen Beobachtung.

Die umfangreiche Liste der nachgewiesenen organischen, kohlenstoffbasierten Verbindungen [5][6], einschließlich komplexer Moleküle wie Alkohole und Aldehyde, unterstreicht die unverzichtbare Rolle der Radioastronomie in der Astrochemie. Diese Fähigkeit ermöglicht es Wissenschaftlern, die reiche chemische Komplexität des interstellaren Raums zu erforschen und wichtige Hinweise auf die Bildung präbiotischer Moleküle sowie die chemischen Wege zu liefern, die zur Entstehung des Lebens im Universum führen könnten. Die Bestätigung von Rotationstransitionen durch Laborexperimente vor der astronomischen Detektion, wie bei Benzonitril geschehen [8], betont die entscheidende Wechselwirkung zwischen Laborspektroskopie und Beobachtungsastronomie. Labordaten liefern die präzisen „Fingerabdrücke“, die für die Identifizierung kosmischer Spezies unerlässlich sind.

In der Amateur-Radioastronomie gibt es durchaus bestätigte Messungen und Entdeckungen, insbesondere im Bereich der Spektrallinien.

Der Nachweis der Wasserstofflinie ist ein gut etabliertes Feld für Amateure. Es gibt konkrete Belege dafür, dass Amateure die 21-cm-Linie des Wasserstoffs (1420,40 MHz) erfolgreich mit selbstgebauten Antennen und DIY-Radioteleskopen nachgewiesen haben.[9][10][11] Dies umfasst sowohl die Detektion des Signalpeaks als auch Doppler-Verschiebungen der galaktischen Ebene.[9] Die Machbarkeit und Kosteneffizienz solcher Projekte sind bemerkenswert: Ein Setup für den Wasserstofflinien-Nachweis kann bereits mit einer 2,4-GHz-WLAN-Parabolantenne (ca. 50 US-Dollar), einem RTL-SDR-Dongle und einem rauscharme Verstärker (LNA) realisiert werden.[9] Es gibt sogar Projekte zum Bau einer „Cantenna“ (einer Antenne aus einer Blechdose) für unter 100 £, die den Nachweis der Wasserstofflinie ermöglichen soll.[10] Diese konsistenten Berichte aus verschiedenen Quellen bestätigen, dass der Nachweis der Wasserstoff-21-cm-Linie definitiv im Bereich der Amateur-Radioastronomie liegt, selbst mit kostengünstiger DIY-Ausrüstung.

Die Exoplaneten-Detektion im Amateurbereich stellt sich jedoch anders dar. Während Amateure tatsächlich Exoplaneten nachweisen können, erfolgen ihre erfolgreichen Beiträge überwiegend im optischen Bereich, hauptsächlich mittels der photometrischen Transitmethode.[12][13] Hierbei wird die geringfügige Helligkeitsabnahme eines Sterns beobachtet, wenn ein Planet vor ihm vorbeizieht. Amateure nutzen optische Teleskope (z. B. ein 8-Zoll-Schmidt-Cassegrain-Teleskop mit einer CCD-Kamera, Kostenpunkt etwa 4000 US-Dollar), um Lichtkurven zu erzeugen, die mit professionellen Daten vergleichbar sind.[12] Eine Gruppe konnte sogar die Radialgeschwindigkeit eines Sterns mit einem selbstgebauten Spektrometer an einem 16-Zoll-Optikteleskop messen.[12] Es ist daher wichtig klarzustellen, dass der erfolgreiche Nachweis und die Charakterisierung von Exoplaneten durch Amateure derzeit nicht über die Radioastronomie erfolgen, sondern über optische Methoden.[12][13][14] Für professionelle Radioteleskope wie ALMA liegt der Schwerpunkt bei Exoplaneten auf der Untersuchung ihrer Entstehungsumgebung, wobei der direkte Radio-Nachweis fertiger Exoplaneten oder ihrer Atmosphären selbst für Profis extrem schwierig und weitgehend unbestätigt ist.[14][15]

Amateure spielen eine entscheidende Rolle in Citizen-Science-Initiativen. Sie leisten oft kontinuierliche Folgebeobachtungen bekannter Exoplaneten (optisch), was wertvolle professionelle Teleskopzeit freisetzt.[12][13] Projekte wie NASAs „Exoplanet Watch“ ermöglichen es Teilnehmern, Transitdaten zu analysieren, auch ohne eigenes Teleskop, indem sie auf ferngesteuerte Roboterteleskope oder archivierte Daten zugreifen.[13] Obwohl die meisten Exoplaneten-Citizen-Science-Projekte optisch sind, existieren einige Radioastronomie-Citizen-Science-Projekte für andere Phänomene, wie SETI@home oder Radio Meteor Zoo.[16] Die Beiträge von Amateuren, insbesondere bei der optischen Exoplaneten-Folgebeobachtung, veranschaulichen ein erfolgreiches Citizen-Science-Modell, bei dem verteilte Amateur-Bemühungen die professionelle Forschungskapazität erheblich erweitern.[12][13] Dies unterstreicht den Wert der Amateurastronomie über die individuelle Entdeckung hinaus.

Der Einstieg in die Amateur-Radioastronomie erfordert bestimmte technische Komponenten und Software, wobei die Komplexität je nach gewünschtem Beobachtungsziel variiert.

Alle Radioteleskope bestehen aus drei grundlegenden Komponenten: einer Antenne, einem Empfänger und einem Aufzeichnungsgerät.[1][17]

Die Amateur-Radioastronomie bietet eine breite Palette von Einstiegspunkten, von sehr kostengünstigen Setups für den grundlegenden Wasserstofflinien-Nachweis bis hin zu größeren Investitionen für verbesserte Empfindlichkeit und Auflösung.[9][10][17][18] Projekte wie das „Itty Bitty Telescope“ (IBT), Radio Jove und SuperSID sind Beispiele für anfängerfreundliche Projekte, die weniger als 200 US-Dollar kosten.[17] Dies zeigt, dass die technischen Anforderungen je nach gewünschter Beobachtung skalierbar sind, was das Hobby auf verschiedenen Investitions- und Fähigkeitsstufen zugänglich macht.

Die Verfügbarkeit von kostenloser oder kostengünstiger Software, die mit SDRs kompatibel ist [9][18][19], demokratisiert die Datenanalyse für Amateure erheblich. Funktionen wie der Datenaustausch in Echtzeit fördern zudem eine kollaborative Amateur-Community.[19]

Radiofrequenzinterferenzen (RFI) stellen eine erhebliche und allgegenwärtige Herausforderung für Amateur-Radioastronomen dar, die sich direkt auf ihre Fähigkeit auswirkt, schwache kosmische Signale zu detektieren.[17][20][21] Dies ist ein Schlüsselbereich, in dem professionelle Techniken (einschließlich KI-gestützter Minderung) den Amateur-Bemühungen zugutekommen könnten.

Die optische und Infrarotastronomie sind derzeit die primären Methoden zur Charakterisierung von Exoplanetenatmosphären, insbesondere durch Transmissionsspektroskopie während planetarer Transite.[15][23] Durch die Beobachtung der Änderung des Sternenlichts, wenn es die Atmosphäre des Exoplaneten durchquert, können spezifische Absorptionsmerkmale die atmosphärische Zusammensetzung offenbaren. Die optische/IR-Beobachtung wird für die direkte Abbildung von Exoplaneten bevorzugt, da der Großteil des Eigenlichts eines Exoplaneten in diesen Wellenlängenbereichen liegt.[15]

Die optische Astronomie ist empfindlich gegenüber dem „heißen Universum“ und beobachtet Sterne und andere Phänomene, die typischerweise Temperaturen von Tausenden von Grad Celsius aufweisen.[24] Optische Teleskope (insbesondere weltraumgestützte wie Kepler oder erdgebundene mit Instrumenten wie ETSI) erreichen die notwendige Signalstärke und Präzision für routinemäßige Transitbeobachtungen und atmosphärische Charakterisierung.[15][23] Die optische Astronomie, insbesondere die Transitspektroskopie, ist die etablierte und sehr erfolgreiche Methode zur Charakterisierung der Atmosphären fertiger Exoplaneten.[15][23] Dies steht in starkem Kontrast zu den aktuellen Einschränkungen der Radioastronomie in diesem spezifischen Bereich.

Die Radioastronomie bietet einzigartige Vorteile, die sie zu einer unverzichtbaren Ergänzung der optischen Beobachtung machen.

Optische und Radioastronomie konkurrieren nicht miteinander, sondern ergänzen sich, indem sie unterschiedliche „Ansichten“ des Universums basierend auf den physikalischen Bedingungen (Temperatur, Dichte, Staubgehalt) der beobachteten Phänomene bieten.[14][15][24] Die Radioastronomie liefert einzigartige Einblicke in die Entstehung von Planetensystemen und die Chemie kalter, dichter Regionen.

Ein vollständiges Verständnis von Exoplaneten und ihren Umgebungen erfordert einen Multi-Wellenlängen-Ansatz, der Daten sowohl aus der optischen/IR- als auch aus der Radioastronomie integriert. Jeder Wellenlängenbereich offenbart unterschiedliche physikalische Prozesse und chemische Zusammensetzungen.[14][15]

Das Feld der Radioastronomie steht an der Schwelle einer Revolution, angetrieben durch die Entwicklung von Teleskopen der nächsten Generation und technologische Durchbrüche.

Obwohl der direkte Radio-Nachweis von Exoplaneten-Atmosphären derzeit begrenzt ist, zielen Radioteleskope der nächsten Generation und technologische Fortschritte speziell darauf ab, die Magnetfelder und Radioemissionen von Exoplaneten-Atmosphären zu untersuchen.[20][25] Dies deutet auf eine starke zukünftige Entwicklung der Radioastronomie in der direkten Exoplaneten-Charakterisierung hin, angetrieben durch die Fähigkeit, schwächere Signale zu detektieren und Interferenzen zu reduzieren.

Künstliche Intelligenz (KI), einschließlich maschinellen Lernens (ML) und Deep Learning (DL), ist für die Verarbeitung der riesigen Datenmengen, die von modernen Observatorien erzeugt werden, unverzichtbar geworden.[26][27]

Die nachgewiesene Fähigkeit der KI zur RFI-Minderung [21][27] ist besonders bedeutsam für Amateur-Radioastronomen, die häufig mit lokaler Rauschbelastung zu kämpfen haben.[17] Wenn KI-Tools zur RFI-Minderung zugänglicher werden, könnten sie die Qualität von Amateurbeobachtungen drastisch verbessern und es ihnen ermöglichen, schwächere Signale zu detektieren.

Der Zugang zu professionellen Rohdaten und die Nutzung von KI-Tools eröffnen Amateuren neue, spannende Möglichkeiten, sich an fortgeschrittener astronomischer Forschung zu beteiligen.

Die Radioastronomie ist ein unverzichtbares Werkzeug zum Verständnis des Universums, insbesondere zur Erforschung kalter, staubiger Umgebungen und der frühen Phasen der Planetenentstehung. Sie bietet eine einzigartige Ergänzung zu optischen Beobachtungen. Während die professionelle Radioastronomie mit Teleskopen der nächsten Generation rasante Fortschritte macht und beginnt, Exoplaneten-Atmosphären direkt zu erforschen, sind die aktuellen Fähigkeiten von Amateuren bei der Exoplaneten-Detektion hauptsächlich auf optische Methoden beschränkt.

Dennoch haben Amateur-Radioastronomen beachtliche Erfolge beim Nachweis fundamentaler Elemente wie der Wasserstoff-21-cm-Linie erzielt, indem sie zugängliche DIY-Ausrüstung und Open-Source-Software nutzen. Dies demonstriert die Machbarkeit der Spektralanalyse für Amateure bei spezifischen Zielen. Die größten Herausforderungen für Amateure bleiben die Empfindlichkeit des Empfängers, die Winkelauflösung und insbesondere die Minderung allgegenwärtiger Radiofrequenzinterferenzen (RFI).

Die Zukunft der Radioastronomie, sowohl im professionellen als auch potenziell im Amateurbereich, wird maßgeblich durch die Integration von Künstlicher Intelligenz geprägt sein. KI wird unerlässlich für die Verwaltung und Extraktion von Erkenntnissen aus den kolossalen Datensätzen moderner Teleskope und, entscheidend, für die RFI-Minderung. Die zunehmende Zugänglichkeit von Open-Source-KI-Tools und, in begrenztem Umfang, von professionellen Rohdatenarchiven, eröffnet spannende neue Wege für fortgeschrittene Amateur-Beiträge, die es ihnen ermöglichen, an der Spitzenanalyse kosmischer Signale teilzuhaben.

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Willkommen zur zweiten Staffel der „Sternenstaub-Detektive“, in der wir uns der aufregenden Welt der Radioastronomie zuwenden, speziell der Beobachtung unserer Sonne mit selbstgebautem Equipment. Dieser Report bietet dir einen umfassenden Überblick über die nötige Ausrüstung, Frequenzbereiche, wissenschaftliche Einblicke und wie du als Hobby-Astronom die Forschung unterstützen kannst.

Der Einstieg in die Radioastronomie muss nicht teuer sein. Mit etwas Geschick lassen sich aus einfachen Bauteilen und Amateurfunk-Technik leistungsfähige Radioteleskope bauen.

Die Sonne sendet über ein breites Spektrum von Radiofrequenzen. Für bodengestützte Radioastronomie sind wir jedoch durch die Ionosphäre der Erde begrenzt, die Frequenzen unter etwa 10-15 MHz reflektiert.

Anhand der Frequenz, Intensität und Dauer der Radiostrahlung können Rückschlüsse auf die Prozesse in der Sonnenatmosphäre gezogen werden. Radiobursts geben Aufschluss über Energiefreisetzungsprozesse bei Sonneneruptionen, die Bewegung schneller Elektronen und Schockwellen. Der F10.7-Index korreliert mit der Anzahl der Sonnenflecken und der solaren UV-Strahlung und hilft, die Sonnenaktivität zu verfolgen.

Die Sonnenphysik ist ein hochaktives Forschungsfeld, und auch wenn vieles erklärt ist, gibt es noch fundamentale Rätsel zu lösen.

Der Amateur-Bereich kann die wissenschaftliche Arbeit in mehreren wichtigen Aspekten unterstützen und ergänzen:

Die Software ist entscheidend für die Steuerung deines SDR-Sticks und die Analyse der Daten. Glücklicherweise gibt es eine Reihe von (oft kostenlosen und Open Source) Optionen:

Die Radioastronomie ist nicht ohne Herausforderungen, besonders für Hobbyisten:

Du kannst dein Setup schrittweise verbessern, um bessere Ergebnisse zu erzielen:

Die Amateur-Radioastronomie-Community ist sehr aktiv und teilt ihr Wissen:

Die Sonne ist nicht nur eine Quelle von Licht und Wärme, sondern auch ein dynamischer Radiosender. Aus radioastronomischer Sicht ist sie ein faszinierendes Objekt, das ständig eine Vielzahl von Emissionen freisetzt:

Die professionelle Radioastronomie ist an der Spitze der Technologie und Forschung und zielt darauf ab, die fundamentalen Fragen des Universums zu beantworten. Im Bereich der Sonnenradioastronomie konzentrieren sich große Institutionen auf die folgenden Punkte:

Diese technologischen Fortschritte sollen dazu beitragen, die großen Rätsel der Sonnenphysik zu lösen, wie das koronale Heizproblem und die Mechanismen hinter dem Sonnenzyklus und den Sonneneruptionen.

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Die Radioastronomie eröffnet eine faszinierende Möglichkeit, den Kosmos zu erkunden, die über die Grenzen der traditionellen optischen Astronomie hinausgeht. Im Gegensatz zur visuellen Sternenbeobachtung ist die Radioastronomie unabhängig von klarem Himmel, Dunkelheit oder Wetterbedingungen.[1] Dies bietet einen einzigartigen Vorteil für Hobbyastronomen, da sie so eine Dimension des Universums erforschen können, die optischen Teleskopen verborgen bleibt.[1] Diese Eigenschaft, die üblichen Einschränkungen der visuellen Himmelsbeobachtung zu umgehen, macht die Radioastronomie besonders reizvoll und zugänglich für Enthusiasten, die sich dem Universum auf eine neue Art nähern möchten. Es ist eine Möglichkeit, das Unsichtbare zu „sehen“ und zu „hören“, was die Faszination für das Universum vertieft.

Jupiter ist ein besonders lohnendes Ziel für Radioastronomen. Der Gasriese erzeugt aufgrund komplexer Wechselwirkungen zwischen seinem mächtigen Magnetfeld und seinem innersten Mond Io auffällige, knackende Radiosignale.[1], [2] Tatsächlich ist Jupiter, abgesehen von der Sonne, der lauteste Radiosender in unserem Sonnensystem.[3], [2] Diese charakteristischen „Radiostürme“ sind für Amateure mit relativ einfacher Ausrüstung hörbar.[1], [4] Die Entdeckung der Radiostrahlung von Jupiter im Jahr 1955 durch Bernard Burke und Kenneth Franklin, die bei einer Frequenz von 22 MHz erfolgte, lieferte die erste definitive Evidenz für Jupiters Magnetfeld.[5], [2] Es ist bemerkenswert, dass diese bahnbrechende Entdeckung in einem Frequenzbereich stattfand, der auch heute noch für Amateurfunkgeräte und Kurzwellenempfänger zugänglich ist. Dies verbindet die heutigen Hobbyaktivitäten direkt mit den Anfängen der Radioastronomie und zeigt, dass auch mit bescheidener Ausrüstung bedeutende Beobachtungen möglich sind. Neben diesen intermittierenden decametrischen Emissionen sendet Jupiter auch eine stetige Radioemission bei kürzeren (dezimetrischen) Wellenlängen aus.[2], [2]

Ein großer Reiz der Radioastronomie liegt in der Möglichkeit, ein eigenes Radioteleskop mit einfachen Werkzeugen zu bauen und so direkt in diese faszinierende Wissenschaft einzutauchen.[1] Amateure können durch ihre Beobachtungen aktiv zum wissenschaftlichen Verständnis von Jupiters Magnetosphäre und seinen Auroras beitragen.[1]

Der Einstieg in die Radioastronomie des Jupiters erfordert eine überschaubare Grundausstattung, die für viele Hobbyisten erschwinglich und im Eigenbau realisierbar ist. Die Kernkomponenten umfassen eine Antenne zum Auffangen der Radiowellen, einen Software-Defined Radio (SDR) Receiver zur Digitalisierung der Signale, einen Computer mit geeigneter Software zur Analyse und Visualisierung sowie die notwendigen Kabel und Adapter zur Verbindung der Komponenten.[1], [6] Ein optionaler, aber oft empfohlener Zusatz ist ein rauscharmes Verstärkermodul (Low-Noise Amplifier, LNA), um schwache Signale zu verstärken und die Detektion von Quellen wie der Milchstraße zu erleichtern.[1] Es ist jedoch Vorsicht geboten: Breitband-Transistor-Preamps, die oft sehr günstig sind (unter 20 US-Dollar), können mehr Probleme wie Intermodulationsprodukte und Desensibilisierung verursachen, als sie lösen. Stattdessen wird ein Preselector empfohlen, ein abgestimmter Schaltkreis vor dem Verstärker, der nur den gewünschten Frequenzbereich durchlässt und so die Empfindlichkeit gegenüber den kosmischen Signalen erhöht, während starke lokale Störungen unterdrückt werden.[7]

Für die Beobachtung von Jupiter ist die Antenne das Herzstück des Setups. Jupiters Radioemissionen können von der Erde aus auf Frequenzen von etwa 14 bis 38 MHz empfangen werden.[2], [7], [8], [9] Für die höchste Erfolgswahrscheinlichkeit wird ein Bereich zwischen 18 und 28 MHz empfohlen.[7], [9] Signale unter 15 MHz werden durch die Ionosphäre der Erde stark gedämpft oder abgelenkt, während Signale am oberen Ende des Spektrums (über 28 MHz) tendenziell schwächer sind.[7], [9] Diese Emissionen werden als „dekametrische Radiostürme“ bezeichnet, da ihre Wellenlängen im Bereich von zehn Metern liegen.[10]

Die Wahl der Frequenz ist entscheidend, da die Erdatmosphäre, insbesondere die Ionosphäre, als dynamisches Filter wirkt. Signale unter 15 MHz werden stark abgeschwächt oder von der Ionosphäre reflektiert, was eine natürliche Barriere für bodengestützte Beobachtungen darstellt.[7], [8], [11], [4], [12], [13], [14], [15], [9] Dies begrenzt den zugänglichen Frequenzbereich erheblich. Gleichzeitig können höhere Frequenzen oft ionosphärische Effekte umgehen.[8], [9] Die Überprüfung von Amateurfunkbändern knapp unterhalb der beabsichtigten Jupiter-Hörfrequenz kann Aufschluss über die aktuelle Reflektivität der Ionosphäre geben, was für die Planung von Beobachtungen nützlich ist.[8], [9] Dies verwandelt die Ionosphäre von einem bloßen Hindernis in ein Diagnosewerkzeug, das Amateuren hilft, die besten Beobachtungsbedingungen zu ermitteln.

Für Anfänger ist die Dipolantenne die einfachste, kostengünstigste und am leichtesten zu bauende Antenne, die für den Empfang von Jupiters lautesten Bursts ausreicht.[10], [16] Eine grundlegende DIY-Anleitung für eine 21-MHz-Antenne sieht vor, die Gesamtlänge des Dipols durch die Formel 467 / Frequenz (MHz) in Fuß zu bestimmen. Für 21 MHz ergibt sich eine Länge von 22.24 Fuß (ca. 6.78 Meter). Diese Länge wird in zwei gleiche Hälften geteilt, die die „Beine“ des Dipols bilden.[16] Benötigte Materialien sind etwa 25 Fuß (ca. 7.6 Meter) Litzen-Kupferdraht (AWG #12), robustes Nylonseil, Plexiglas oder kommerzielle Isolatoren und 50 Ohm Koaxialkabel (RG/8X mini-foam wird bevorzugt; RG/58AU ist verlustreicher und anfälliger für Interferenzen).[16] Die beiden Drahtstücke (für allgemeine Zwecke ca. 1.5 Meter pro Stück) werden T-förmig an einem Kunststoff- oder Holzträger befestigt und dann mit einem Koaxialkabel verbunden.[1], [1], [1] Das Radio JOVE Projekt verwendet ein Dual-Dipol-Array, bestehend aus zwei horizontalen, parallelen Dipolantennen aus Kupferdraht, die etwa 3 Meter über dem Boden aufgehängt und über RG59U Koaxialkabel und einen Power Combiner/Splitter mit dem Empfänger verbunden sind.[17], [18] Die Gesamtlänge der Drähte für eine einzelne Dipolantenne im Radio JOVE Kit beträgt 23 Fuß 3 Zoll (ca. 7.09 Meter).[19]

Die Ausrichtung der Antenne ist entscheidend für den Erfolg. Das Strahlungsmuster eines Dipols ist „Donut-förmig“, was bedeutet, dass er am empfindlichsten für Signale ist, die senkrecht zu seiner Länge eintreffen.[16] Für Beobachter in mittleren und höheren Breitengraden wird eine Ost-West-Ausrichtung des Dipols empfohlen, während für Äquatornähe eine Nord-Süd-Ausrichtung vorteilhafter sein kann. Eine optimale Lösung ist die Verwendung von zwei Dipolen (einer Nord-Süd und einer Ost-West), die am Empfänger umgeschaltet werden können, um die beste Ausrichtung für Jupiters aktuelle Position zu wählen.[16] Die Höhe der Antenne über dem Boden (zwischen 1/4 und 3/8 einer Wellenlänge) beeinflusst den Abstrahlwinkel und ist entscheidend für den Erfolg.[10], [16]

Neben Dipolen können auch andere Antennentypen verwendet werden. Eine alte Satellitenschüssel kann als Radioteleskop umfunktioniert werden.[1], [20] Richtantennen wie Yagis, Quads oder Moxons können die Erfolgschancen erheblich verbessern, da sie eine höhere Richtwirkung aufweisen und oft mit einem TV-Antennenrotor gedreht werden können, um Jupiter zu verfolgen.[4], [21], [16] Die historische Mills Cross Antenne, mit der Jupiters Radiostrahlung entdeckt wurde, war ein riesiges Array aus über 100 Dipolen.[4], [5], [4]

SDR-Receiver sind kleine, erschwingliche USB-Geräte, die an den Computer angeschlossen werden und es ermöglichen, auf bestimmte Radiofrequenzen abzustimmen und Signale aus dem Weltraum zu erfassen.[1] Die weite Verbreitung und Zugänglichkeit von SDRs in Kombination mit der Möglichkeit, Antennen im Eigenbau herzustellen, hat die Radioastronomie erheblich demokratisiert. Diese Synergie senkt die Eintrittsbarriere erheblich und ermöglicht es einer viel breiteren Öffentlichkeit, sich mit dieser komplexen Wissenschaft zu beschäftigen.

Empfohlene Modelle: Die RTL-SDR Blog V3 oder V4 Dongles sind weit verbreitet und kostengünstig.[1], [22] Der SDRplay RSP1B (Nachfolger des RSP1A) ist ein vollwertiger 14-Bit-Breitband-SDR, der den Radiofrequenzbereich von 1 kHz (VLF) bis 2 GHz (Mikrowellen) abdeckt und vom Radio JOVE Projekt als Empfänger optimiert für 16-24 MHz eingesetzt wird.[6], [21], [6], [23]

V3 vs. V4: Der RTL-SDR Blog V4 bietet eine verbesserte Filterung und einen besseren HF-Empfang im Vergleich zum V3, da er einen HF-Upconverter verwendet. Dies reduziert Probleme wie Überlastung und Phantom-Signale, die beim V3 im Direktabtastungsmodus auftreten konnten.[24] Für UHF- und VHF-Frequenzen gibt es kaum Leistungsunterschiede zwischen V3 und V4.[25] Der V4 ermöglicht eine kontinuierliche Abstimmung von 0 bis 1000 MHz.[24]

Wichtige Receiver-Einstellungen: Eine entscheidende Funktion ist die Möglichkeit, die Automatische Verstärkungsregelung (AGC) zu deaktivieren.[17], [7], [4], [21], [4], [4], [6], [23], [7] Die AGC, eine Standardfunktion in vielen Empfängern zur Lautstärkestabilisierung, kann die sehr variablen Signale Jupiters, die man beobachten möchte, maskieren.[7] Da die Schwankungen der Signalstärke selbst die relevanten Daten darstellen, würde eine automatische Glättung durch die AGC die Beobachtung verfälschen. Auch Noise Blanker (NB) und Noise Reduction (NR) sollten für Jupiter-Beobachtungen ausgeschaltet werden, um Signalverfälschungen zu vermeiden.[21], [23] Für den Empfang von Jupiter-Signalen ist eine AM- oder Produkt-Detektion (oft als CW oder SSB bezeichnet) erforderlich, da FM-Empfänger ungeeignet sind.[7], [4], [4], [4], [23], [7] Eine breite IF-Selektivität (15 Kilohertz oder mehr) ist wünschenswert, da Jupiters Signale breitbandig sind.[7], [7] Eine externe Antennenbuchse ist unerlässlich, da die kleinen Peitschenantennen der meisten Empfänger nicht ausreichen.[7], [7]

Jupiter ist nach der Sonne der lauteste Radiosender im Sonnensystem.[3], [2] Seine Radioemissionen lassen sich in verschiedene Typen unterteilen, die unterschiedliche Informationen über den Planeten und seine Umgebung liefern.

Die primären Ziele für Amateurbeobachtungen sind die dekametrischen Emissionen (DAM). Diese sind von der Erde aus in einem Frequenzbereich von etwa 14 bis 38 MHz hörbar.[2], [7], [8], [11], [9] Bodenbasierte Beobachtungen sind jedoch durch den ionosphärischen Cutoff bei etwa 10 MHz begrenzt, der niedrigere Frequenzen blockiert.[12], [13], [14] Die Voyager-Sonde, die außerhalb der Erdatmosphäre operierte, konnte Jupiter-Emissionen bis hinunter zu 60 kHz detektieren.[2], [2]

Innerhalb der dekametrischen Emissionen werden zwei Haupttypen unterschieden:

Ein Radiosturm, bestehend aus L- oder S-Bursts, kann von wenigen Minuten bis zu mehreren Stunden andauern.[4], [4], [4]

Jupiter emittiert auch dezimetrische Emissionen, eine stetige Radioemission bei kürzeren Wellenlängen, die von 178 MHz bis 5000 MHz reichen und von der Cassini-Sonde sogar bei 13800 MHz gemessen wurden.[2], [2] Diese werden als Synchrotronstrahlung interpretiert, die von extrem hochenergetischen Elektronen erzeugt wird, die sich im Magnetfeld des Planeten bewegen.[2], [2] Diese Emissionen sind mit den hier diskutierten Amateurmitteln nicht direkt zugänglich.

Die charakteristischen Radioemissionen Jupiters sind nicht zufällig, sondern stellen einen „Fingerabdruck“ komplexer planetarer Physik dar. Ihre spezifischen Eigenschaften – Dauer, Klang und Frequenzdrift – sind direkt mit den zugrunde liegenden magnetosphärischen Wechselwirkungen verbunden.[11], [4], [28], [2], [26] Durch das bloße „Zuhören“ und Aufzeichnen dieser einzigartigen „Klänge“ können Amateure direkt an der Beobachtung fundamentaler astrophysikalischer Prozesse teilhaben.

Die Radioastronomie hat bereits viele Geheimnisse Jupiters gelüftet, doch es gibt weiterhin offene Fragen, bei deren Beantwortung auch Amateure eine Rolle spielen können.

Geklärt: Die Existenz und Stärke von Jupiters Magnetfeld, der dominante Einfluss von Io auf die dekametrischen Emissionen, die präzise Rotationsperiode des Planeten und die grundlegenden physikalischen Mechanismen der Radioemission (Elektronen, die in Magnetfeldern spiralisieren) sind wissenschaftlich gut verstanden.[2], [29], [11], [2], [11], [30]

Offene Fragen: Trotz der Fortschritte bleiben wichtige Fragen offen:

Die Software-Landschaft ist ein Rückgrat der Amateur-Radioastronomie, das die Zugänglichkeit und Innovationsfähigkeit dieses Feldes maßgeblich prägt. Die Fülle an kostenloser und quelloffener Software, die für SDR-Empfänger verfügbar ist, schafft ein lebendiges, kollaboratives Ökosystem. Dies senkt die finanziellen Hürden erheblich und fördert eine kontinuierliche Weiterentwicklung in der Datenerfassung, -verarbeitung und -analyse. Der Computer wird somit zu einem zentralen Bestandteil des „Radioteleskops“.

Für die Erfassung und Visualisierung der Radiosignale stehen verschiedene Programme zur Verfügung:

Um die Chancen auf erfolgreiche Beobachtungen zu maximieren, sind spezielle Vorhersage-Tools unerlässlich. Diese Werkzeuge sind der Schlüssel zur Effizienz, da sie die komplexen Himmelsmechaniken in praktische Beobachtungszeiten übersetzen. Sie ermöglichen es Amateuren, ihre begrenzte Beobachtungszeit optimal zu nutzen und gezielt nach den oft schwer fassbaren Jupiter-Bursts zu suchen, was die Aktivität von einem zufälligen Zuhören zu einer wissenschaftlich fundierten Beobachtung macht.

Die Radioastronomie, insbesondere für Amateure, ist mit spezifischen Herausforderungen verbunden, die ein tiefes Verständnis und oft kreative Lösungen erfordern. Der „unsichtbare Feind“ des Radioastronomen ist die Radiofrequenz-Interferenz (RFI).

Definition: RFI ist jedes Radiosignal, das nicht kosmischen Ursprungs ist und empfindliche Radioastronomie-Instrumente oder Beobachtungen stört.[40], [41] Menschgemachte Signale sind in der Regel um Größenordnungen stärker als die schwachen kosmischen Quellen.[40] Die allgegenwärtige Natur von RFI, insbesondere von gängigen Haushaltselektronikgeräten, stellt das größte praktische Hindernis für Amateur-Radioastronomen dar. Die Identifizierung und Reduzierung dieser lokalen Rauschquellen ist ebenso entscheidend wie der Empfang der kosmischen Signale selbst.

Quellen:

Arten von RFI: RFI kann als kontinuierliche Wellen (schwer von echten kosmischen Signalen zu unterscheiden), gepulste RFI (schwer von kosmischen Pulsen zu unterscheiden) oder Breitband-RFI (schwer von breitbandigen kosmischen Signalen zu unterscheiden) auftreten.[29], [41]

Auswirkungen: RFI kann zu Datenverlust, der Notwendigkeit längerer Beobachtungszeiten zur Erzielung gleicher Empfindlichkeit und sogar zu Hardwareschäden an empfindlichen Empfängern führen.[40] Eine Überlastung des Empfängers durch starke RFI-Signale kann zudem das gewünschte kosmische Signal unterdrücken.[29], [44], [13]

Gegenmaßnahmen (RFI-Mitigation): Die effektive RFI-Mitigation erfordert einen mehrschichtigen Ansatz, der verschiedene technische Methoden an unterschiedlichen Stellen im Signalpfad des Systems kombiniert.[45] Dies unterstreicht die Komplexität, aber auch das erhebliche Potenzial zur Verbesserung der Signalqualität durch sorgfältige, vielfältige Anstrengungen.

Wie bereits im Abschnitt über Frequenzen erwähnt, stellt die Ionosphäre eine natürliche Barriere dar, die Radiowellen mit Frequenzen unter etwa 10-15 MHz für bodengestützte Empfänger blockiert oder stark dämpft.[7], [8], [11], [4], [12], [13], [14], [15], [9] Dies ist eine unvermeidbare Schwierigkeit für Amateure, die Jupiter-Emissionen beobachten wollen, da es den Zugang zu den niedrigsten Frequenzbereichen Jupiters verhindert. Die Ionosphäre spielt jedoch eine ambivalente Rolle: Während sie tiefe Frequenzen blockiert, schirmt sie bodengestützte Observatorien effektiv vor noch tieferfrequenter terrestrischer RFI ab, die andernfalls die Empfänger überfordern würde. Diese natürliche Filterwirkung definiert das beobachtbare Fenster für die bodengestützte Radioastronomie.

Die Effektivität einer Dipolantenne ist am größten, wenn Signale senkrecht zu ihrer Länge eintreffen.[16] Eine feste Antenne wird daher nicht immer optimal auf Jupiter ausgerichtet sein, es sei denn, die Beobachtungszeit und Jahreszeit sind spezifisch abgestimmt.[16] Die Höhe der Antenne über dem Boden beeinflusst den Abstrahlwinkel und somit die Empfindlichkeit für Signale aus verschiedenen Höhenwinkeln.[16] Die Nähe zu Stromleitungen oder Gebäuden sollte unbedingt vermieden werden, da diese erhebliche elektrische Störungen (RFI) verursachen können, die die schwachen kosmischen Signale überdecken.[21]

Die Radioastronomie bietet eine einzigartige Plattform für Citizen Science, bei der Amateure einen direkten und wertvollen Beitrag zur wissenschaftlichen Forschung leisten können.

Amateure können durch das „Zuhören“ von Jupiters Radio-Bursts und das Teilen ihrer Beobachtungen wertvolle Daten für die wissenschaftliche Forschung liefern.[1], [27], [1] Ihre gesammelten Daten können dazu beitragen, bestehende Modelle von Jupiters Magnetfeld und seinen Auroras zu verfeinern und zu verbessern.[1], [1]

Besonders wertvoll sind kontinuierliche Amateurbeobachtungen, da sie zeitliche Lücken in den oft limitierten Beobachtungszeiten professioneller Teleskope schließen können.[53] Professionelle Observatorien sind zwar leistungsstark, haben aber oft nur begrenzte und geplante Beobachtungszeiten. Die unermüdliche Beobachtung durch Amateure kann daher eine kontinuierliche Aufzeichnung liefern, die für das Verständnis langfristiger Schwankungen, saisonaler Veränderungen oder seltener, transienter Ereignisse unerlässlich ist. Dies kann sogar dazu führen, dass professionelle Observatorien auf plötzliche oder seltene Ereignisse aufmerksam werden und Folgestudien einleiten, wie beispielsweise bei der Entdeckung von Feuerbällen in Jupiters Atmosphäre.[53] Amateure sind in der Lage, die Struktur und die Evolution atmosphärischer Merkmale über längere Zeiträume zu verfolgen.[53]

Projekte wie Radio JOVE der NASA ermöglichen es Schulen und Amateurwissenschaftlern weltweit, eigene Radioteleskope zu bauen und an der Beobachtung von Jupiter teilzunehmen.[6], [4], [37], [6], [27], [27]

Das Radio JOVE Data Archive ist eine zentrale Ressource, die fast zwei Jahrzehnte an Radiobeobachtungen von der Sonne, Jupiter, der Milchstraße und ionosphärischen Phänomenen der Erde enthält.[28], [28], [28] Dieses Archiv umfasst Bilder, Töne, Textbeschreibungen sowie Daten, die mit der Radio Sky-Pipe und Radio Spectrograph Software erstellt wurden.[28], [28], [28] Der Zugriff auf das Archiv und der Download von Daten sind öffentlich verfügbar.[28] Die Radio-SkyPipe Software bietet zudem eine Funktion, um direkt aus der Anwendung heraus das Radio JOVE Archiv zu durchsuchen und Daten herunterzuladen.[54], [54] SkyPipe ermöglicht es auch, Echtzeitdaten über das Internet mit anderen Beobachtern zu teilen und Daten von entfernten Quellen zu empfangen.[8], [21], [36], [36]

Die Fähigkeiten von Amateur- und professionellen Radioastronomen unterscheiden sich erheblich, ergänzen sich aber auch auf wichtige Weise.

Amateur-Fähigkeiten:

Professionelle Fähigkeiten:

Gemeinsamkeiten und Überschneidungen:

Auseinandergehende Möglichkeiten:

Die Verarbeitung der Daten von einem Radioteleskop erfordert eine angemessene Rechenleistung. Für die meisten SDR-Softwarelösungen wird mindestens ein Dual-Core-Prozessor empfohlen, um einen reibungslosen Betrieb zu gewährleisten.[22] Das absolute Minimum für Systeme, die mit SDR-Console arbeiten, ist ein Intel i3-Prozessor mit 4 GB RAM unter Windows 7 (64-Bit).[39] Für zukünftige SDR-Lösungen, die Bandbreiten von 20 MHz oder mehr bieten, wird ein Intel i5-3570 oder i7-3770 (oder höher) empfohlen, da diese erhebliche Verarbeitungsleistung und interne Bandbreite erfordern.[39] Die 10. Generation der Intel CPUs bietet bereits eine hervorragende Leistung, wobei ein i5-Prozessor in der Regel ausreicht.[39] Die Auslagerung der FFT-Berechnungen auf die Grafikkarte (GPU) mittels NVIDIA CUDA oder OpenCL ist vorteilhaft, insbesondere bei Radios mit einer Bandbreite von ~2 MHz oder höher und verbesserter Auflösung.[39] Ein 4K-Monitor wird empfohlen, um die Visualisierung der Daten zu optimieren.[39]

Die Radioastronomie, sowohl professionell als auch amateurhaft, steht vor weiteren Entwicklungen.

Die Radioastronomie des Jupiters bietet Hobbyisten eine einzigartige und zugängliche Möglichkeit, sich aktiv an der Erforschung des Kosmos zu beteiligen. Durch den Eigenbau von Radioteleskopen, die Nutzung erschwinglicher SDR-Technologie und quelloffener Software können Amateure die faszinierenden dekametrischen Radiostürme Jupiters „hören“ und analysieren. Diese Aktivität ist nicht nur ein spannendes Hobby, sondern ermöglicht auch einen direkten Beitrag zur wissenschaftlichen Forschung.

Die präzise Auswahl des Frequenzbereichs (optimal 18-28 MHz) und die sorgfältige Antennenkonstruktion und -ausrichtung sind entscheidend für den Erfolg. Insbesondere die Deaktivierung der automatischen Verstärkungsregelung (AGC) am Empfänger ist unerlässlich, um die dynamischen, wissenschaftlich relevanten Signalvariationen Jupiters unverfälscht zu erfassen.

Die größte Herausforderung für Amateur-Radioastronomen bleibt die Radiofrequenz-Interferenz (RFI) durch menschgemachte Quellen. Ein mehrschichtiger Ansatz zur RFI-Mitigation, der von der sorgfältigen Standortwahl über physische Abschirmung und Filterung bis hin zu softwarebasierten Korrekturen reicht, ist unerlässlich, um die schwachen kosmischen Signale zu isolieren.

Die kontinuierlichen Beobachtungen von Amateuren füllen wichtige zeitliche Lücken in den Daten professioneller Observatorien und können sogar zur Entdeckung seltener oder transienter Ereignisse führen. Diese symbiotische Beziehung zwischen Amateur- und professioneller Astronomie, unterstützt durch zugängliche Software-Tools zur Vorhersage und Datenanalyse, stärkt das gesamte Feld.

Während professionelle Einrichtungen mit riesigen Teleskopen und Weltraummissionen unerreichte Empfindlichkeit, Auflösung und den Zugang zu sonst blockierten Frequenzbereichen bieten, ermöglichen Amateure eine breite, kontinuierliche Überwachung und eine engagierte Citizen Science-Community. Der Fortschritt in der SDR-Technologie und die Entwicklung von RFI-Mitigationsstrategien werden die Fähigkeiten von Amateur-Radioastronomen weiter verbessern und neue Entdeckungen ermöglichen, während zukünftige Weltraummissionen und fortschrittliche bodengestützte Arrays die tiefsten Geheimnisse Jupiters und darüber hinaus lüften werden.

Source: https://g.co/gemini/share/d00ae75b31d3

Die Identifizierung von Pulsaren mit einem selbstgebauten Radioteleskop und SDR-Technik ist ein faszinierendes, aber auch anspruchsvolles Projekt. Dieser Leitfaden beleuchtet die technischen Anforderungen, notwendige Bauelemente, geeignete Software und die Herausforderungen, die es zu meistern gilt.

Pulsare, schnell rotierende Neutronensterne, senden gebündelte Radiowellen ins All, die auf der Erde als periodische Pulse empfangen werden können. Ihre Signale sind extrem schwach und erfordern präzise Technik und sorgfältige Datenverarbeitung. Mit der richtigen Ausrüstung und viel Geduld ist eine Detektion aber auch für ambitionierte Amateure möglich.

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Die Größe der Antennenschüssel ist entscheidend für die Sammelleistung des Teleskops. Je größer der Durchmesser, desto mehr Signal kann gesammelt werden und desto besser ist das Signal-Rausch-Verhältnis (SNR).

Die Empfindlichkeit des Software Defined Radios (SDR) wird maßgeblich durch seine Rauschzahl (Noise Figure, NF) und die Systemrauschtemperatur (Tsys) beeinflusst. Eine niedrige Rauschzahl ist entscheidend.

Wichtig ist, dass die **Gesamtrauschtemperatur des Systems (Tsys)** so niedrig wie möglich ist. Ein professionelles 30m-Teleskop hatte eine Tsys von etwa 110°K. Das Ziel für Amateure ist, diesen Wert durch Optimierung (insbesondere des LNAs) deutlich zu senken, z.B. auf 50°K, was das SNR erheblich verbessert [1].

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Um das extrem schwache Pulsarsignal aus dem Hintergrundrauschen herauszufiltern, sind zusätzliche Komponenten unerlässlich.

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Die Auswahl des SDRs hängt maßgeblich von Ihrem Budget und Ihren Ambitionen ab.

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Die Kosten können stark variieren, je nachdem, wie viel Sie selbst bauen und welche Komponenten Sie wählen.

Ziel: Erste Schritte im Radioempfang und Versuch der Pulsardetektion der stärksten Objekte mit grundlegender Ausrüstung.

Ziel: Zuverlässigere Detektion von stärkeren Pulsaren, verbesserte Messgenauigkeit.

Ziel: Potenziell auch schwächere Pulsare detektieren, präzise Zeitmessungen, Forschungsprojekte.

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Die Software ist der Schlüssel zur Verarbeitung der Rohdaten und zur Entdeckung von Pulsaren.

Die Pulsar-Signalverarbeitung erfordert spezialisierte Software, die komplexe Algorithmen wie die De-Dispersion und Epoch-Folding implementiert. Diese Tools haben eine hohe Lernkurve, da sie primär für professionelle Radioastronomen entwickelt wurden und meist auf Linux laufen.

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Pulsare sind extrem dichte, schnell rotierende **Neutronensterne**, die nach dem Kollaps massereicher Sterne (Supernova) entstehen. Sie besitzen extrem starke Magnetfelder. Entlang ihrer Magnetfeldachsen emittieren sie gebündelte Radiostrahlung [3, 6, 13]. Da die Rotationsachse oft nicht mit der Magnetfeldachse übereinstimmt, überstreicht dieser „Leuchtturm“-Strahl bei jeder Rotation die Erde, was wir als regelmäßige Pulse wahrnehmen.

Radiowellen verschiedener Frequenzen werden beim Durchqueren des interstellaren Mediums (IMS) durch freie Elektronen unterschiedlich stark abgebremst. Niedrigere Frequenzen werden stärker abgebremst als höhere Frequenzen. Dies führt dazu, dass die Pulse bei niedrigeren Frequenzen später ankommen als bei höheren Frequenzen. Die Stärke dieser Verzögerung wird durch die **Dispersion Measure (DM)** beschrieben, die ein Maß für die Gesamtzahl der freien Elektronen zwischen dem Pulsar und uns ist [4].

Um den Pulsarpuls wieder „scharf“ zu machen und seine gesamte Energie zu bündeln, muss dieser Effekt korrigiert werden. Dieser Prozess wird **De-Dispersion** genannt. Dabei werden die bei höheren Frequenzen früher angekommenen Signalanteile künstlich verzögert oder die bei niedrigeren Frequenzen später angekommenen Signalanteile zeitlich vorverlegt. Dies ist entscheidend, da ohne De-Dispersion der Puls über viele Frequenzkanäle verschmiert wäre und im Rauschen verschwinden würde [3, 4, 5].

Pulsare senden ihre Signale mit einer festen Periode. Das **Epoch-Folding** ist eine Technik, bei der viele aufeinanderfolgende Pulse des Pulsars basierend auf seiner bekannten Periode übereinandergelegt und gemittelt werden. Dabei addieren sich die kohärenten Pulsarsignale auf, während das inkohärente Hintergrundrauschen statistisch gemittelt und reduziert wird. Der SNR verbessert sich dabei proportional zur Quadratwurzel der Anzahl der gemittelten Pulse [2, 4, 5]. Über Stunden oder Tage gesammelte Daten können so selbst extrem schwache Pulsare sichtbar machen.

Das SNR ist das Verhältnis der Signalstärke zur Rauschstärke. Je höher das SNR, desto klarer ist das Pulsarsignal erkennbar. Das SNR verbessert sich durch:

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Die Pulsar-Detektion ist kein triviales Unterfangen. Hier sind die größten Herausforderungen:

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Die Informationen für diesen Leitfaden wurden aus einer Vielzahl von Quellen zusammengetragen, darunter Websites von Amateur-Radioastronomen, Fachartikel und Herstellerangaben.

Quelle: https://g.co/gemini/share/73e0176449b3

Die Radioastronomie stellt ein faszinierendes Teilgebiet der Astronomie dar, das sich der Untersuchung von Himmelsobjekten mittels Radiowellen widmet. Im Gegensatz zum sichtbaren Licht können Radiowellen interstellaren Staub und Gaswolken durchdringen, die für optische Teleskope undurchlässig sind. Dies eröffnet einzigartige Einblicke in Phänomene und Regionen des Universums, die sonst verborgen blieben.[1, 2] Die Möglichkeit, das Universum auf einer für das menschliche Auge unsichtbaren Ebene zu erkunden, macht dieses Feld besonders reizvoll.

Die Geschichte der Radioastronomie begann mit Pionieren, die mit vergleichsweise einfachen Mitteln bahnbrechende Entdeckungen machten. Karl Jansky entdeckte in den 1930er Jahren zufällig Radiostrahlung aus dem Zentrum unserer eigenen Milchstraße, und Grote Reber baute in den 1940er Jahren in seinem Garten eine 9,5 Meter große Parabolantenne, um diese kosmischen Radiowellen nachzuweisen.[1, 2] Diese frühen Erfolge zeigen, dass signifikante Beobachtungen auch außerhalb großer Forschungsinstitute möglich sind. Die Tatsache, dass die grundlegenden und bahnbrechenden Entdeckungen der Radioastronomie mit Geräten gemacht wurden, die nach heutigen Maßstäten als „Amateur-Ausrüstung“ gelten würden, unterstreicht das Potenzial für Hobbyisten, den Pioniergeist des Feldes fortzusetzen und möglicherweise sogar wichtige Beiträge zu leisten. Dies verleiht der Amateur-Radioastronomie eine besondere Anziehungskraft, da sie nicht nur als Hobby, sondern als direkte Fortführung der wissenschaftlichen Entdeckungsreise positioniert wird.

Für Amateure bietet die Radioastronomie eine spannende Möglichkeit, das Universum auf einer unsichtbaren Ebene zu erleben. Ein wesentlicher Vorteil gegenüber der optischen Astronomie ist die Unabhängigkeit von klaren Nächten; Radiobeobachtungen können oft auch tagsüber oder bei bewölktem Himmel durchgeführt werden.[3] Dies erweitert die Beobachtungsmöglichkeiten erheblich und ermöglicht eine kontinuierlichere Datenerfassung. Die Fähigkeit, Phänomene zu „sehen“, die optischen Teleskopen verborgen bleiben, unterstreicht den einzigartigen Wert der Radioastronomie für Amateure und fördert eine umfassendere, multi-Wellenlängen-Perspektive auf Himmelsobjekte. Lebendige Gemeinschaften und Organisationen wie die Society of Amateur Radio Astronomers (SARA) bringen Amateur-Radioastronomen zusammen, fördern den Wissensaustausch und initiieren gemeinsame Projekte, was den Einstieg und die Weiterentwicklung in diesem Bereich erleichtert.[4]

Der Einstieg in die Amateur-Radioastronomie ist oft überraschend kostengünstig. Einfache DIY-Setups, die häufig auf umfunktionierten Satellitenschüsseln oder selbstgebauten Dipolantennen basieren, ermöglichen bereits die Detektion einiger der stärksten Radioquellen im Universum.[5, 6, 7, 8, 9] Die Gesamtkosten für grundlegende Projekte können teilweise unter 100 Euro liegen, beispielsweise durch die Wiederverwendung alter Satellitenschüsseln und den Einsatz preiswerter Komponenten wie LNBs (Low Noise Block Downconverter) und Software Defined Radio (SDR) Sticks.[5, 6, 10] Fortgeschrittene Amateure können sogar zu professionellen Forschungsprojekten beitragen, indem sie Daten sammeln, analysieren und ihre Beobachtungen mit der wissenschaftlichen Gemeinschaft teilen.[11]

Radiowellen sind ein Teil des elektromagnetischen Spektrums, charakterisiert durch lange Wellenlängen und niedrige Frequenzen. Sie werden von einer Vielzahl von Himmelsobjekten emittiert, darunter Sterne, Galaxien, Supernova-Überreste und Pulsare.[1, 2] Die auf der Erde empfangene Intensität astronomischer Radiowellen ist aufgrund der immensen Entfernungen extrem gering. Daher erfordert die Radioastronomie sehr große Antennen zur Bündelung der schwachen Signale und extrem empfindliche Empfangsgeräte zur Verarbeitung.[1, 2] Die Standardeinheit für die spektrale Flussdichte (Signalstärke) in der Radioastronomie ist das Jansky (Jy), benannt nach Karl Jansky. Ein Jansky entspricht $10^{-26}$ Watt pro Quadratmeter pro Hertz.[12, 13, 14] Diese Einheit ermöglicht es, die Stärke kosmischer Radioquellen unabhängig von den spezifischen Eigenschaften des Empfangsgeräts zu quantifizieren.

Die Radioastronomie wird sowohl von professionellen Observatorien als auch von Amateuren betrieben, wobei sich die Ansätze und die eingesetzte Technik erheblich unterscheiden.

Professionelle Observatorien nutzen gigantische Antennen, wie das 100-Meter-Green-Bank-Teleskop, das ehemalige 305-Meter-Arecibo-Observatorium oder Arrays wie das Very Large Array (VLA) mit 27 einzelnen 25-Meter-Schüsseln, um höchste Empfindlichkeit und Winkelauflösung zu erzielen.[1, 15, 16, 17] Die Ausrüstung umfasst hochpräzise Montierungen (oft Alt-Azimut), aktive Oberflächen zur Kompensation von Verformungen und komplexe, oft gekühlte Empfängersysteme, die vor Radiofrequenzinterferenzen (RFI) geschützt sind.[15, 18] Typische Beobachtungszeiten, auch „Integrationszeiten“ genannt, können von 2000 Sekunden für Einzelgerichte bis zu 12 Stunden für Apertursynthese-Instrumente reichen, abhängig vom Beobachtungsziel und der Variabilität der Quelle.[19] Die Kosten für solche Anlagen belaufen sich auf Millionen bis Milliarden Euro.

Amateure verwenden kleinere Antennen, die oft DIY-Lösungen sind, wie umgebaute Satellitenschüsseln (typischerweise 1-3 Meter Durchmesser) oder selbstgebaute Dipolantennen.[5, 6, 20, 21] Sie setzen auf kostengünstige und leicht verfügbare elektronische Komponenten wie LNBs, Software Defined Radio (SDR) Sticks und Personal Computer für die Signalverarbeitung.[5, 6, 7, 8, 10, 18, 20, 21] Obwohl die Empfindlichkeit geringer ist, kann durch Techniken wie die Integration oder Mittelung von Signalen über längere Zeiträume das Rauschen reduziert und schwache Signale sichtbar gemacht werden.[6, 8, 18, 21, 22] Die Kosten für den Einstieg liegen typischerweise bei wenigen hundert Euro.[5, 6, 10, 21] Das Hauptziel ist oft die Detektion bekannter, starker Radioquellen und das praktische Verständnis der Grundlagen der Radioastronomie.[4, 9]

Eine der größten Herausforderungen in der Radioastronomie, insbesondere für Amateure in besiedelten Gebieten, ist die zunehmende Radiofrequenzinterferenz (RFI) durch menschliche Quellen wie Mobilfunk, WLAN, Fernsehen und andere elektronische Geräte. Experten sprechen von einem „sich schließenden Fenster ins All“, da immer mehr Frequenzbereiche durch Störungen unbrauchbar werden.[1] Diese Störungen können die schwachen kosmischen Nutzsignale maskieren oder zu Fehlalarmen führen.[18] Die zunehmende RFI stellt eine grundlegende Begrenzung dar, die zukünftige Amateur-Entdeckungen erschweren und die Notwendigkeit ausgefeilterer RFI-Minderungstechniken oder die Verlagerung in abgelegenere Gebiete mit sich bringen könnte. Dies unterstreicht die Dringlichkeit und Wichtigkeit von RFI-Bewusstsein und -Minderungsstrategien für Amateur-Radioastronomen, was die Wahl der Ausrüstung und der Beobachtungsorte beeinflussen kann.

Die Wahl eines möglichst störungsarmen Standorts (abseits von Stromleitungen und Gebäuden) und der sorgfältige Schutz der Elektronik sind daher entscheidend für erfolgreiche Beobachtungen.[6, 23] Um dennoch schwache Signale erfassen zu können, ist die Integration oder Mittelung von FFT-Abtastwerten über die Zeit eine entscheidende Methode, die in mehreren Kontexten erwähnt wird, insbesondere für die Wasserstofflinie und Pulsare.[6, 18, 21, 22] Diese Technik zeigt, wie eine grundlegende Einschränkung, nämlich die geringere Empfindlichkeit kleiner Amateurantennen, teilweise durch die Nutzung von Zeit und Rechenleistung überwunden werden kann. Es besteht ein direkter kausaler Zusammenhang zwischen Signalschwäche und der erforderlichen Beobachtungsdauer sowie der Signalverarbeitung. Dies vermittelt ein Schlüsselprinzip, das Amateuren die Detektion ansonsten unerfassbarer Quellen ermöglicht, und betont die Bedeutung von Software- und Datenverarbeitungsfähigkeiten neben dem Hardwarebau.

Die folgende Tabelle bietet eine Übersicht über bekannte Radiosignalquellen im Universum, deren typische Frequenzbereiche, geschätzte Flussdichten und ihre Nachweisbarkeit mit Hobby-Equipment. Die Quellen sind nach ihrer Bekanntheit und absteigenden Signalstärke geordnet, wobei der Schwerpunkt auf der Messbarkeit mit nicht-wissenschaftlicher Ausrüstung liegt.

Die Sonne ist die mit Abstand hellste natürliche Radioquelle am Himmel, was sie zu einem idealen Ziel für den Einstieg in die Radioastronomie macht.[12] Sie emittiert verschiedene Arten von Radiostrahlung, darunter kurzzeitige „Bursts“ (Typ I, II, III, IV, V), die mit Sonneneruptionen und koronalen Massenauswürfen verbunden sind, sowie eine kontinuierliche Hintergrundstrahlung.[8, 35] Die mit Flares verbundenen solaren Radioemissionen weisen die höchste empfangene Leistungsdichte aller Himmelsradioquellen auf.[8] Die stärksten und häufigsten Emissionen der Sonne liegen im Hochfrequenzband (HF). Frequenzen unter 10 bis 15 MHz werden jedoch von der Erdatmosphäre, insbesondere der Ionosphäre, blockiert und können daher nicht direkt von der Erde aus empfangen werden.[8] Typische Frequenzbereiche für Amateurbeobachtungen liegen zwischen 10 MHz und 2000 MHz.[8]

Die Sonne wird als primärer Startpunkt für neue Amateur-Radioastronomen empfohlen, um Vertrauen und grundlegende Fähigkeiten aufzubauen, bevor sie sich an anspruchsvollere Ziele wagen. Die relative Einfachheit des erforderlichen Aufbaus und die hohe Signalstärke senken die Eintrittsbarriere erheblich, was die Sonne zu einem idealen ersten Projekt macht.[8, 9]

Ein sehr einfacher Einstieg ist bereits mit einem Kurzwellenempfänger in Kombination mit einer Dipolantenne möglich, um stärkere solare Radioemissionen zu detektieren.[8] Ein gängiges DIY-Setup verwendet eine umfunktionierte Satellitenschüssel (mindestens 1 Meter Durchmesser, parabolisch oder Offset), einen LNB (Low Noise Block Downconverter), Koaxialkabel, F-Stecker, eine 12-18V Gleichstromversorgung und ein Satelliten-Signalstärkemessgerät. Eine gebrauchte Schüssel kostet nur etwa 3-5€, ein LNB ca. 10€ und ein gebrauchter Satellitenfinder ca. 5€.[5, 6] Das von der NASA unterstützte Radio JOVE Projekt bietet Bausätze mit Dipolantennen und Empfängern (oder modernen SDRplay RSP1B-Empfängern) speziell für den Frequenzbereich um 20 MHz an.[7, 23, 36, 37, 38] Ein einzelner Dipol kann bereits die stärkeren solaren Bursts erfassen, während ein Dual-Dipol-Array die Empfindlichkeit erhöht.[36]

Professionelle Observatorien nutzen spezialisierte Radioteleskope und Interferometer, um hochauflösende Spektren und Bilder der Sonnenaktivität zu erstellen, die detaillierte Einblicke in die physikalischen Prozesse auf der Sonne ermöglichen.

Die direkteste Methode ist das Audio-Monitoring: Während eines solaren Bursts erhöht sich die Lautstärke des Hintergrundrauschens im Empfänger, erreicht einen Höhepunkt und nimmt dann wieder ab.[8] Mit einem SDR-Empfänger und entsprechender Software (z.B. SDRSharp oder Radio-Sky Spectrograph) können Breitbandspektren und Spektrogramme visualisiert werden. Hier leuchten die Signalintensitäten während eines Bursts auf und zeigen oft eine charakteristische „Haifischflossen“-Form.[8] Bei Drift-Scans wird die Antenne fest auf eine bestimmte Himmelsregion ausgerichtet, und die Bewegung der Sonne am Himmel durch die Erdrotation wird genutzt, um ein Signalprofil zu erfassen.[6, 36] Um sicherzustellen, dass ein empfangenes Signal tatsächlich von der Sonne stammt und nicht von einem terrestrischen Satelliten, kann ein Polarisationstest durchgeführt werden. Satellitensignale sind polarisiert (horizontal oder vertikal), während die Sonnenstrahlung unpolarisiert ist. Bleibt das Signal beim Drehen der Antenne unverändert, kommt es von der Sonne.[5]

Einzelne solare Bursts können sehr kurz sein, von wenigen Sekunden bis zu mehreren Minuten.[8] Drift-Scans zur Bestimmung des Gesichtsfelds der Antenne oder zur Erfassung eines Signalprofils können Minuten dauern (z.B. 11 Minuten für eine 2,75°-Ausdehnung bei der Sonne).[6] Langzeitbeobachtungen über Stunden oder Tage sind für die Erfassung von Sturmereignissen oder die Überwachung der Sonnenaktivität relevant.[8]

Beobachtungen der Sonne sind naturgemäß nur tagsüber möglich. Die Ionosphäre der Erde fungiert als natürlicher Filter und blockiert solare Radioemissionen unterhalb von 10-15 MHz.[8] Dies ist ein kritisches Naturphänomen, das bestimmt, welche Frequenzen von der Erde aus beobachtbar sind. Die Eigenschaften der Ionosphäre diktieren direkt den nutzbaren Frequenzbereich für die bodengestützte solare Radioastronomie und erklären, warum bestimmte Amateur-Kits in spezifischen Frequenzbereichen arbeiten. Solare Flares können auch indirekt über „Sudden Ionospheric Disturbances“ (SIDs) bei sehr niedrigen Frequenzen (LF und VLF) detektiert werden. Hierbei wird nicht die Radiostrahlung selbst, sondern die durch Röntgen- und extreme UV-Strahlung verursachte Ionisierung der Erdatmosphäre gemessen.[8] Die Ausrichtung einer Satellitenschüssel auf die Sonne ist relativ unkompliziert, da die Sonne eine große Winkelausdehnung von etwa 0,5 Grad am Himmel besitzt.[6]

Jupiter-Bursts, auch als dezimetrische Radioemission (DAM) bekannt, sind natürliche Radiosignale im Kurzwellenbereich, die vom Planeten Jupiter ausgehen.[7] Sie wurden 1955 entdeckt und sind aufgrund ihrer Frequenz und hohen Signalstärke besonders gut für Amateurbeobachtungen und Schulprojekte geeignet.[7] Die stärksten Jupiter-Bursts entstehen, wenn vulkanische Aktivität auf Jupiters Mond Io Gas in die Magnetosphäre des Jupiters schleudert.[7, 25] Io ist eine bedeutende Plasmaquelle, die Jupiters Magnetosphäre kontinuierlich mit Material versorgt.[25] Diese Verbindung zwischen der geologischen Aktivität eines spezifischen Mondes und einem planetaren Radiophänomen macht Jupiter zu einem dynamischen Ziel, bei dem beobachtbare Radioereignisse an vorhersagbare (oder zumindest annähernd vorhersagbare) Orbitalmechanismen und interne Prozesse eines Mondes gebunden sind. Dies unterstreicht die Bedeutung des Verständnisses der Dynamik des Jupitersystems (Ios Position, Jupiters Rotation) für erfolgreiche Beobachtungen.

Man unterscheidet zwischen „L-Bursts“ (long) und „S-Bursts“ (short), die unterschiedliche spektrale und zeitliche Eigenschaften aufweisen.[7] Die Signale sind im Bereich von 18-22 MHz am besten zu empfangen (typisch für das Radio JOVE Projekt), obwohl das gesamte Spektrum der Jupiter-Radioemissionen von 0.01 bis 40 MHz reicht.[23, 25] Die maximale Frequenz für Io-bezogene Ereignisse liegt bei etwa 25 MHz.[26] Die Emissionen sind stark in hohlen Kegeln gebündelt.[26]

Das Radio JOVE Projekt ist das bekannteste und am besten unterstützte Projekt für Amateure zur Beobachtung von Jupiter-Bursts.[1, 7, 38] Die empfohlene Antennenkonfiguration für die Überwachung von Jupiter und Sonne ist ein Dual-Dipol-Array, bestehend aus Kupferdraht, Isolatoren, Koaxialkabel und einem Leistungs-Combiner.[23, 36, 37] Eine einfachere Einzel-Dipol-Antenne kann ebenfalls die stärksten Jupiter-Bursts empfangen, hat aber eine geringere Verstärkung.[36] Die Antennenanlage benötigt eine relativ ebene Fläche von etwa 9 x 13,5 Metern.[23] Als Empfänger sind der RJ 1.1 Empfänger oder der modernere SDRplay RSP1B gängige Optionen. Sie verfügen über eine abstimmbare Bandbreite von 300 kHz, die um 20.1 MHz zentriert ist.[23, 37, 38] Zusätzliches Equipment umfasst eine kalibrierte Rauschquelle und ein Bandpassfilter zur Eliminierung von RFI, einen tragbaren digitalen Rekorder (z.B. TASCAM DR-40) zur Aufzeichnung der Audiodaten und eine 12V-Batterie zur Stromversorgung der Elektronik.[37] Die Software Radio-Sky Spectrograph (RSS) wird zur Anzeige der Signalintensität über Frequenz und Zeit in Form von Spektrogrammen verwendet. Zusätzlich ist die Freeware Radio Jupiter Pro sehr nützlich, um die besten Beobachtungszeiten für Jupiter-Stürme vorherzusagen.[23, 38]

Große Radioteleskope und Arrays, wie die Station 1 des Long Wavelength Array (LWA1), werden für detaillierte Studien der Jupiter-Emissionen eingesetzt, um neue Charakteristika und Strukturen in den dynamischen Spektren zu identifizieren.[26]

Die einfachste Methode ist das direkte akustische Monitoring der Bursts, die als charakteristische Geräusche im Empfänger hörbar werden.[7] Die Darstellung der Signalstärke über Frequenz und Zeit in Spektrogrammen ermöglicht eine detaillierte Analyse der Burst-Struktur und -Entwicklung.[23, 38] Die Nutzung von Programmen wie Radio Jupiter Pro ist unerlässlich, da die Jupiter-Bursts nicht kontinuierlich auftreten, sondern von der Rotation des Planeten und der Position seines Mondes Io abhängen.[23] Ohne solche Software wären Amateurbeobachtungen weitgehend zufällig. Dies demonstriert, wie Software-Tools die praktische Durchführbarkeit und Erfolgsquote der Amateurastronomie verbessern und die Lücke zwischen theoretischem Wissen und praktischer Anwendung schließen.

Einzelne Bursts können kurz sein (Sekunden bis Minuten).[7] Beobachtungen können über mehrere Stunden oder sogar Tage erfolgen, um Aktivitätsmuster zu erfassen. Eine 12V-Batterie kann den Empfänger und Rekorder für bis zu 10 Tage Dauerbetrieb versorgen.[37]

Obwohl die Signale stark sind, sind sie nicht immer vorhanden; erfolgreiche Beobachtungen erfordern Geduld und die Nutzung von Vorhersagen.[7, 23] Die Antennenanlage sollte fernab von Stromleitungen und Gebäuden aufgestellt werden, um elektrische Störungen (RFI) zu minimieren.[23] Es ist wichtig, Funktionen wie Automatic Gain Control (AGC), Noise Blanker (NB) und Noise Reduction (NR) am Empfänger zu deaktivieren, da diese die eingehenden Signale verfälschen können.[23]

Die 21-cm-Wasserstofflinie, auch als H I-Linie bekannt, ist eine fundamentale Spektrallinie, die durch einen sogenannten Spin-Flip-Übergang von neutralen Wasserstoffatomen entsteht.[30] Sie hat eine sehr präzise und konstante Frequenz von 1420.40575177 MHz.[16, 20, 30] Diese Linie ist von entscheidender Bedeutung für die Radioastronomie, da die Radiowellen in diesem Bereich interstellare Gas- und Staubwolken durchdringen können, die für sichtbares Licht undurchlässig sind.[30] Durch die Messung des Dopplereffekts dieser Linie können die Geschwindigkeiten von Wasserstoffwolken relativ zur Erde bestimmt werden. Dies ermöglicht wiederum Rückschlüsse auf die Rotationskurve und die spiralförmige Struktur unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße.[20, 30] Die Analyse dieser Daten ist sogar eine Grundlage für die Untersuchung von Dunkler Materie.[10] Die 21-cm-Linie stellt einen einzigartigen Zugang zu den unsichtbaren Komponenten unserer Galaxie dar und liefert Erkenntnisse, die die optische Astronomie nicht bieten kann. Dies positioniert die 21-cm-Linie als wissenschaftlich tiefgreifendes Ziel für Amateure.

Das Signal der 21-cm-Linie ist jedoch sehr schwach und erfordert eine aufwendige Integration über längere Zeiträume, um es aus dem allgegenwärtigen Hintergrundrauschen herauszufiltern.[6, 21]

Eine Satellitenschüssel (mindestens 1 Meter Durchmesser, parabolisch oder Offset) ist eine gängige Wahl als Antenne.[5, 20] Alternativ können auch eine 2.4 GHz WLAN-Gitterantenne mit 24 dB Gewinn oder eine Hornantenne verwendet werden.[6, 21] Hornantennen sind besonders kostengünstig und können sogar aus einfachen Materialien wie Karton und Alufolie oder Aluminiumblech gebaut werden, wobei die Gesamtkosten unter 300 USD liegen können.[21] Ein rauscharmer Verstärker (LNA), der speziell auf 1420 MHz abgestimmt ist, ist unerlässlich, z.B. der Nooelec SAWbird+ H1.[6, 20] Ein RTL-SDR USB-Stick mit Bias-T-Funktion, die die Stromversorgung des LNA über die Signalleitung ermöglicht, ist als SDR erforderlich.[6, 20, 21] Es ist entscheidend, einen originalen RTL-SDR.COM Stick zu verwenden, da viele Fälschungen auf dem Markt sind.[6] Ein Laptop oder ein Raspberry Pi wird für die digitale Signalverarbeitung und Datenanalyse benötigt.[6, 10, 20] Weiteres Zubehör umfasst Koaxialkabel, verschiedene Adapter (z.B. N-Type auf SMA, SMA auf SMA) und ein 50-Ohm-Abschlusswiderstand für Kalibrierungszwecke.[6] Ein stabiles Stativ, das eine präzise Einstellung von Azimut (horizontaler Richtung) und Elevation (Höhe) der Antenne ermöglicht, ist ebenfalls notwendig.[5]

Professionelle Radioteleskope wie das SPIDER 300A (mit 3m Parabolantenne und dem H142-One Empfänger) sind speziell für 1420 MHz optimiert und können die Wasserstofflinie mit hoher Präzision erfassen.[27, 39] Auch größere Observatorien wie das Green Bank Telescope (GBT) oder das ehemalige Arecibo-Observatorium arbeiten in diesem wichtigen Frequenzbereich.[16]

Die Kernmethode ist die digitale Signalverarbeitung. Die Software (z.B. SDR#) integriert oder mittelt viele FFT-Abtastwerte (Fast Fourier Transformation) über die Zeit. Dies reduziert das Eigenrauschen des SDR-Empfängers und macht den schwachen Peak der Wasserstofflinie sichtbar.[6] Vor der eigentlichen Messung wird ein Referenz-Hintergrund-Scan erstellt (z.B. mit einem 50-Ohm-Abschlusswiderstand am LNA oder abgeklemmter Antenne). Dieser Scan, der das Eigenrauschen des Systems enthält, wird später von den eigentlichen Messungen subtrahiert, um unerwünschte Signalverläufe und Rauschen zu eliminieren.[6] Diese Hintergrundkalibrierung und Rauschunterdrückung sind von entscheidender Bedeutung, da das Signal der 21-cm-Linie extrem schwach ist und ohne diese Schritte im Rauschen untergehen würde. Daten von der Himmelsregion, die die Quelle enthält („on“-Position), werden mit Daten von einem benachbarten, rauschärmeren Punkt am Himmel („off“-Position) verglichen, um das Quellenspektrum zu isolieren.[27, 39] Bei Drift-Scans wird die Antenne fest auf den Zenit ausgerichtet, und die Erdrotation bewegt die Galaxie langsam durch das Gesichtsfeld der Antenne. Dies ist eine einfache Methode, um die Verteilung des Wasserstoffs zu kartieren.[6]

Die Mittelung von FFT-Werten erfordert typischerweise 5-10 Minuten pro Messung, um ein klares Signal zu erhalten.[6] Ein initialer Hintergrund-Scan dauert etwa 6-7 Minuten.[6] Umfassendere Projekte, wie die Messung der galaktischen Rotationskurve, können mehrere Wochen in Anspruch nehmen (z.B. 6 Wochen für ein Harvard-Projekt).[21]

Das Signal der 21-cm-Linie ist extrem schwach, was eine sorgfältige Rauschunterdrückung und präzise Kalibrierung unerlässlich macht.[6] Die Minimierung von Radiofrequenzinterferenzen (RFI) ist von größter Bedeutung, insbesondere in städtischen Umgebungen, wo Störungen allgegenwärtig sind.[6, 20] Obwohl die 21-cm-Strahlung keine bevorzugte Polarisation aufweist, ist die genaue Ausrichtung der Antenne wichtig, um die Bewegung der Galaxie durch die Erdrotation optimal zu nutzen.[6] Die Beobachtung bestimmter Regionen der Milchstraße, wie des Galaktischen Zentrums, kann „unchristliche Zeiten“ (sehr frühe Morgenstunden) erfordern, um sie im Zenit zu haben, wo die atmosphärische Dämpfung am geringsten ist.[6] Die Qualität des RTL-SDR-Sticks und der USB-Kabel kann die Empfindlichkeit des gesamten Systems erheblich beeinflussen.[6]

Neben den bereits detailliert beschriebenen, relativ leicht zugänglichen Radioquellen gibt es weitere Objekte im Universum, deren Radiosignale für Amateure mit fortgeschrittener Ausrüstung und Kenntnissen erfassbar sind.

Cassiopeia A ist ein Supernova-Überrest und nach der Sonne die zweithellste extrasolare Radioquelle am Himmel.[18, 27, 40] Im Jahr 1980 hatte sie eine Flussdichte von 2720 ± 50 Jy bei 1 GHz, und 2477 Jy bei 1420 MHz.[28, 29] Da der Supernova-Überrest abkühlt, nimmt seine Flussdichte ab, insbesondere unter 1 GHz, wo er inzwischen weniger intensiv ist als Cygnus A.[29] Cas A ist jedoch weiterhin die hellste extrasolare Radioquelle bei Frequenzen über 1 GHz.[29] Obwohl Cas A im sichtbaren Licht extrem schwach ist, da sie hinter interstellarem Staub der Milchstraßenebene verborgen liegt, wurde sie bereits 1947 als eine der ersten Radioquellen identifiziert.[27]

Für die Detektion von Cas A ist eine größere Antenne, typischerweise eine Parabolantenne mit 3m bis 6m Durchmesser, erforderlich.[18, 39] Ein rauscharmer Verstärker (LNA) und ein SDR-Empfänger sind ebenfalls notwendig.[18] Professionellere Amateur-Teleskope wie das SPIDER 300A, das eine 3-Meter-Parabolantenne und einen H142-One-Empfänger verwendet, sind speziell für die Detektion von Cas A bei 1420 MHz ausgelegt.[27, 39]

Die Detektion erfordert präzises Zielen, da die Quelle optisch nicht sichtbar ist.[27] Fortgeschrittene Methoden umfassen Cross-Scans, bei denen die Intensität der Radioemission entlang eines Kreuzes, das auf das Objekt zentriert ist, aufgezeichnet wird, um das Maximum der Emission zu bestimmen.[27] Die kalibrierte Spektrum-Aufzeichnung mittels On-Off-Technik hilft, das Signal von Cas A vom Hintergrundrauschen zu isolieren.[27] Auch die Erstellung von Radiokarten ist möglich, indem eine bestimmte Himmelsregion Punkt für Punkt abgetastet wird.[27] Die Herausforderungen liegen in der im Vergleich zur Sonne schwächeren Signalstärke, der Notwendigkeit einer präzisen Ausrichtung und der Minimierung von RFI.[18, 27]

Cygnus A ist eine der stärksten Radioquellen am Himmel und ein herausragendes Beispiel für eine Radiogalaxie mit einem aktiven galaktischen Kern (AGN).[31, 32] Sie ist durch zwei ausgedehnte Jets und Loben mit „Hotspots“ intensiverer Strahlung an ihren Rändern gekennzeichnet, die weit über die sichtbare Ausdehnung der Galaxie hinausreichen.[31, 32] Die typische Flussdichte von Cygnus A beträgt $10^4$ Jy.[24] Obwohl sie eine der hellsten extrasolaren Radioquellen ist, ist ihre Detektion für Amateure sehr anspruchsvoll und erfordert in der Regel eine sehr anspruchsvolle Ausrüstung.[9] Die erste Detektion einer schwachen Radiokomponente im Zentrum von Cygnus A wurde 1973 mit einem professionellen Interferometer bei 1660 MHz durchgeführt, wobei eine Flussdichte von nur 0,7 ± 0,1 fu (entspricht 0.7 Jy) gemessen wurde.[41]

Das Galaktische Zentrum, insbesondere Sagittarius A* (Sgr A*), das supermassereiche Schwarze Loch im Herzen unserer Milchstraße, ist eine weitere bemerkenswerte Radioquelle.[34, 42] Obwohl es die erste von Karl Jansky entdeckte Radioquelle war, ist das Signal von Sgr A* selbst, insbesondere bei niedrigen Frequenzen, relativ schwach und variabel.[2, 33, 34] Die erste Detektion von Sgr A* unter 1 GHz erfolgte durch das professionelle Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) bei 620 MHz mit einer Flussdichte von 0,5 ± 0,1 Jy.[33] Die Komplexität der Region und die Schwäche des Signals machen die direkte Detektion von Sgr A* für Amateure extrem schwierig und erfordern hochentwickelte professionelle Instrumente.

Pulsare sind schnell rotierende Neutronensterne, die regelmäßige, kurze Pulse von Radiostrahlung aussenden.[18, 22] Ihre Signale erscheinen im Empfänger als kurze Pulse von Breitbandrauschen.[22] Obwohl die Signale von Pulsaren extrem schwach sind – der Vela-Pulsar, einer der stärksten, erreicht nur etwa 5 Jy bei 400 MHz [14] – ist die Zeit zwischen den Pulsen außerordentlich stabil.[22]

Die Detektion von Pulsaren ist die anspruchsvollste Aufgabe für Amateur-Radioastronomen. Sie erfordert eine sehr große und gerichtete Antenne, idealerweise eine Parabolantenne mit 3m bis 6m Durchmesser, wobei für die Detektion schwächerer Pulsare sogar 15m bis 20m Durchmesser notwendig sein können.[14, 18] Ein rauscharmer Verstärker (LNA) mit einer sehr guten Rauschzahl und ein Empfänger mit hoher Bandbreite (zehn MHz) sind ebenfalls erforderlich.[18] RTL-SDR-Dongles können verwendet werden, um 2MHz Bandbreite zu erfassen.[18]

Die Hauptmethode zur Detektion bekannter Pulsare ist die synchrone Mittelung, auch „Folding“ oder „kohärente Integration“ genannt, bei der viele Pulse gemittelt werden, um das Rauschen zu reduzieren.[22] Dies ist entscheidend, da das Signal eines einzelnen Pulses zu schwach ist, um direkt erkannt zu werden.[18] Die Daten müssen mit hoher zeitlicher Genauigkeit erfasst werden, oft unter Verwendung von Atomuhr-Standards.[22] Drift-Scans mit einer großen Yagi-Antenne können eine Zunahme des Radiorauschens zeigen, wenn Objekte wie Cas A das Gesichtsfeld passieren, aber Pulsare sind weitaus schwieriger zu isolieren.[18] Die Herausforderungen liegen in der extremen Schwäche der Signale, der Notwendigkeit einer hohen Bandbreite und Abtastrate, der genauen Zeitmessung und der Anfälligkeit für lokale RFI.[18, 22]

Die Radioastronomie bietet auch für Amateure ein weites und faszinierendes Feld der Erkundung, das über die Grenzen der optischen Beobachtung hinausgeht. Die historische Entwicklung des Fachgebiets, beginnend mit Pionieren, die mit vergleichsweise einfachen Mitteln bahnbrechende Entdeckungen machten, dient als ständige Ermutigung für Hobbyisten.[17, 20] Die Möglichkeit, Phänomene zu untersuchen, die im sichtbaren Spektrum verborgen bleiben, und die Unabhängigkeit von Tageslicht oder klarem Himmel, erweitern die Beobachtungsmöglichkeiten erheblich.[18, 20]

Für den Einstieg sind die Sonne und Jupiter-Bursts aufgrund ihrer hohen Signalstärke und der Verfügbarkeit kostengünstiger DIY-Lösungen wie umfunktionierter Satellitenschüsseln oder spezialisierter Kits wie Radio JOVE ideal.[1, 4, 5, 6, 18] Die Detektion solarer Bursts ist selbst mit einem einfachen Kurzwellenempfänger möglich, während Jupiter-Bursts durch die Nutzung von Vorhersage-Software und Dipol-Arrays zugänglich werden.[1, 4, 6, 23] Die kritische Rolle des Jupitermondes Io bei der Erzeugung der stärksten Jupiter-Emissionen verdeutlicht die dynamische Natur dieser Quellen und die Bedeutung des Verständnisses planetarer Systemdynamiken für erfolgreiche Beobachtungen.[1, 2, 4]

Die 21-cm-Wasserstofflinie, obwohl weitaus schwächer, stellt ein wissenschaftlich tiefgreifendes Ziel dar, das Einblicke in die Struktur und Dynamik der Milchstraße und sogar in die Verteilung der Dunklen Materie ermöglicht.[8, 9] Ihre Detektion erfordert fortgeschrittenere Techniken wie rauscharme Verstärker, Software Defined Radios und vor allem die Integration von Signalen über längere Zeiträume sowie sorgfältige Kalibrierung.[6, 7, 8, 9] Die Notwendigkeit der Rauschunterdrückung durch Hintergrundkalibrierung ist ein grundlegendes Prinzip, das Amateuren die Erfassung ansonsten unerfassbarer Signale ermöglicht und die Bedeutung von Software- und Datenverarbeitungsfähigkeiten hervorhebt.[6]

Für fortgeschrittene Amateure bieten Supernova-Überreste wie Cassiopeia A und Radiogalaxien wie Cygnus A weitere Herausforderungen. Während Cas A mit größeren Amateur-Teleskopen und speziellen Messmethoden wie Cross-Scans und Radiokartierung erfasst werden kann, bleiben Quellen wie das Galaktische Zentrum (Sagittarius A*) und Pulsare aufgrund ihrer extremen Schwäche und Komplexität größtenteils dem professionellen Bereich vorbehalten.[12, 16, 18] Die Detektion von Pulsaren erfordert nicht nur sehr große Antennen, sondern auch hochpräzise Zeitmessung und aufwendige Signalverarbeitung durch „Folding“.[13, 14, 15, 18]

Die größte Herausforderung für alle Radioastronomen, insbesondere für Amateure in besiedelten Gebieten, bleibt die zunehmende Radiofrequenzinterferenz (RFI). Das „sich schließende Fenster ins All“ erfordert von Amateuren ein hohes Bewusstsein für RFI-Minderungstechniken und die sorgfältige Wahl des Beobachtungsortes.[18, 20, 23]

Zusammenfassend lässt sich festhalten, dass die Amateur-Radioastronomie nicht nur ein spannendes Hobby ist, sondern auch eine wertvolle Möglichkeit bietet, grundlegende astrophysikalische Konzepte praktisch zu erfahren und möglicherweise sogar zu wissenschaftlichen Erkenntnissen beizutragen.[18] Die kontinuierliche Weiterentwicklung von kostengünstiger Hardware und leistungsfähiger Software wird den Zugang zu immer komplexeren Phänomenen für eine wachsende Gemeinschaft von engagierten Hobbyforschern weiter erleichtern.

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Quelle: https://g.co/gemini/share/903eb986c9c6

Dieser Report beleuchtet die Möglichkeiten und Herausforderungen beim Aufbau eines Computer-Clusters für Ihr SDR-basiertes Radioteleskop unter Verwendung Ihrer vorhandenen Hardware. Es werden Software- und Konfigurationsempfehlungen gegeben, Grenzen aufgezeigt und Alternativen für die Zukunft vorgeschlagen.

Sie verfügen über folgende Hardware für Ihr Cluster-Projekt:

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Basierend auf Ihrer Hardware und dem Ziel, ein DIY Radioteleskop zu betreiben, hier sind Software- und Konfigurationsempfehlungen:

Angesichts Ihrer Erfahrung mit Spark und PySpark ist dies ein guter Ausgangspunkt, aber für die Echtzeit-SDR-Verarbeitung sind andere Tools relevanter.

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Die geringe Leistung der einzelnen Atom-Prozessoren bedeutet, dass Sie keine Hochleistungs-Echtzeitverarbeitung erwarten können. Dennoch sind einige Aufgaben im Cluster-Verbund machbar:

Was wahrscheinlich nicht möglich ist: Echtzeit-Korrelation von Breitband-Interferometerdaten, sehr schnelle FFTs von Gigahertz-Abtastraten, oder Simulationen, die komplexe physikalische Modelle erfordern.

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Neben den bereits genannten Punkten (Zram, Swap, leichte Distribution) gibt es weitere Möglichkeiten zur Performance-Optimierung und zum RAM-Ausgleich:

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Ja, es gibt zahlreiche öffentliche Ansible-Projekte, die Ihnen beim Deployment und der Konfiguration eines Linux-Clusters helfen können, auch wenn sie nicht spezifisch für Radioteleskope sind. Sie müssen diese wahrscheinlich an Ihre Bedürfnisse anpassen.

Wichtiger Hinweis: Passen Sie die gefundenen Rollen immer an die spezifischen Anforderungen Ihrer Atom-Hardware an, insbesondere in Bezug auf minimale Installationen und Ressourcenverbrauch.

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Ihr bestehendes Setup ist eine hervorragende Möglichkeit, erste Erfahrungen mit Grid Computing zu sammeln, ohne große Investitionen zu tätigen. Für ernsthafte Radioteleskop-Anwendungen, die Echtzeit-Signalverarbeitung erfordern, sind die Atom-CPUs jedoch nur bedingt geeignet.

Die Umstellung auf modernere Hardware würde eine signifikante Anfangsinvestition erfordern. Jedoch würden Sie dafür eine dramatisch höhere Rechenleistung pro Watt und pro Euro erhalten. Dies würde die Möglichkeit eröffnen, komplexere und hochauflösendere Radioteleskop-Experimente durchzuführen, die mit Ihrem aktuellen Atom-Cluster nicht machbar wären.

Ihr bestehendes Setup ist perfekt, um die Grundlagen des Cluster-Computing zu erlernen und erste Schritte in der verteilten Datenverarbeitung zu unternehmen. Es ist eine wertvolle Lernplattform. Wenn die Projekte jedoch an Komplexität und Datenvolumen zunehmen, wird ein Hardware-Upgrade unumgänglich sein, um die gewünschten Ergebnisse zu erzielen.

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Source: https://g.co/gemini/share/70b44f5825bc