Arecibo-Observatorium

Das Arecibo-Observatorium ist ein 15 Kilometer südlich der Hafenstadt Arecibo in Puerto Rico gelegenes Observatorium mit diversen Teleskopen. Es ist bekannt für sein großes Radioteleskop, das offiziell William-E.-Gordon-Teleskop heißt. Zu den weiteren Instrumenten des Arecibo-Observatoriums gehören optische Instrumente zur Atmosphärenforschung, ein LIDAR, ein kleineres Radioteleskop und ein 30 Kilometer entfernt errichteter Ionosphärenheizer.

Das Radioteleskop hat einen unbeweglichen Hauptspiegel von 305 Metern Durchmesser. Mit darüber beweglich montierten Instrumenten konnte knapp 20 Grad um den Zenit herum beobachtet werden. Geplant wurde das Observatorium zur Erforschung der Ionosphäre. Dazu war das Teleskop von Anfang an mit Sendern ausgestattet, deren Radiowellen von der Ionosphäre zurückgestreut werden. Später wurde mit stärkeren Sendern auch Radarastronomie betrieben. Im passiven Betrieb wurde Strahlung ferner Radioquellen empfangen. Mit der großen Reflektorfläche und nach mehrfacher Aufrüstung eignete sich das Teleskop besonders für die Durchmusterung, das Aufspüren schwacher, schmalbandiger oder intermittierender Quellen, wie HI-Gebiete bzw. Pulsare, auch im Verbund mit anderen Radioteleskopen (VLBI).

Am Observatorium, das rund um die Uhr in Betrieb war, sind etwa 140 Menschen beschäftigt. Ein unabhängiges Gremium verteilte nach wissenschaftlichen Kriterien Beobachtungszeit an jährlich rund 200 Astronomen in aller Welt, die diese meist aus der Ferne wahrnehmen konnten. Das Besucherzentrum des Observatoriums zählt rund 100.000 Besucher pro Jahr.

Im August und November 2020 beschädigten gerissene Stahlseile das Teleskop so schwer, dass die National Science Foundation dessen Stilllegung beschloss.

Geschichte

Die Idee zur Ionosphärenforschung mit einem großen vertikalen Radar und den Willen zur Umsetzung hatte William E. Gordon. Konstruiert und von Sommer 1960 bis November 1963 gebaut wurde das Observatorium für 9 Millionen Dollar aus Mitteln der ARPA. Die Einrichtung hieß zunächst Arecibo Ionospheric Observatory (AIO) und war dem US-Verteidigungsministerium unterstellt. Im Oktober 1969 wurde sie der National Science Foundation (NSF) überantwortet und im September 1971 in National Astronomy and Ionosphere Center (NAIC) umbenannt. Für neun Millionen Dollar wurde das Teleskop von 1972 bis 1974 für die Astronomen tauglich gemacht und von 1992 bis 1998 für 25 Mio. Dollar noch einmal wesentlich verbessert.

Im Auftrag der NSF gemanagt wurde das NAIC von 1969 bis 2011 von der Cornell University. 2006 kündigte die NSF die schrittweise Reduzierung ihres Anteils an der Betriebskostenfinanzierung an, so dass für 2011 die Stilllegung drohte. 2011 wurde eine fünfjährige Kooperation mit SRI International vereinbart, die die Finanzierung für diesen Zeitraum absicherte. Nach deren Ablauf war die NSF erneut auf der Suche nach Finanzierungspartnern, um den Betrieb des Observatoriums aufrecht zu erhalten, speziell nach dem millionenschweren Schaden durch Hurrikan Maria im Jahr 2017. 2018 ging das Management an ein Konsortium von Universitäten unter der Führung der University of Central Florida über. Damit verbunden war eine stetig steigende finanzielle Beteiligung der Universitäten, die sie zuvor im Rahmen der Studentenausbildung geleistet hatten, während der Anteil der NSF bis Oktober 2022 schrittweise auf 2 Mio. Dollar sinken sollte.

Dem chinesischen FAST ähnlicher Bauart ist mit einem 500 Meter messenden, adaptiven Hauptspiegel ein größerer Teil des Himmels zugänglich. Zur weit überlegenen Konkurrenz würde das Square Kilometre Array zählen. FAST hat jedoch keinen Sender und ist daher nicht für die Radarastronomie eingerichtet.

Am 10. August 2020 riss eines der acht Zentimeter dicken Stahlseile, welche als Hilfskabel die Höhe der Empfängerplattform stabilisieren, aus seiner Endhülse. Es beschädigte den Gregory-Dome und hinterließ im Hauptspiegel ein 30 Meter langes Loch. Der Betrieb des Teleskops wurde vorläufig eingestellt. Am 6. November 2020 riss eines der tragenden Hauptkabel, an denen die Empfangseinheit aufgehängt ist, und verursachte weitere Beschädigungen an der Anlage. Aufgrund der zeitnahen Abfolge beider Kabelrisse wurde eine Materialermüdung nicht ausgeschlossen. Da die verbliebene Stabilität der Konstruktion ungewiss ist, wird ein weiterer kaskadierender Kabelbruch und ein Absturz der 900 Tonnen schweren Instrumentenplattform befürchtet. Die National Science Foundation betrachtet die Reparatur als zu gefährlich und entschloss sich dazu, das Observatorium dauerhaft stillzulegen. Die Schließung des jahrzehntelang in wissenschaftlich produktivem Betrieb gewesenen Radioteleskops wurde von der weltweiten Astronomen- und Astrophysiker-Gemeinde lebhaft betrauert.

Beschreibung

Hauptspiegel

Der Hauptspiegel des Radioteleskops wird getragen von einem bei Projektion in die horizontale Ebene orthogonalen Gitter aus Drahtseilen über dem Boden einer ausgearbeiteten Karst-Mulde. Diesem Gitter lag bis 1971 lediglich ein Drahtnetz auf – zu wellig, um bei den Empfangsfrequenzen von damals 318, 430 und 611 MHz beugungsbegrenzte Auflösung zu erreichen, und zu weitmaschig (1⁄2 Zoll) für höhere Frequenzen. Während der ersten Aufrüstung des Teleskops wurde dieses Drahtnetz durch 38.778 individuell justierbare, gelochte Aluminiumpaneele ersetzt. Die Abweichungen der Oberfläche von der angestrebten sphärischen Form betrugen damit nur 2 mm (RMS), was den nutzbaren Frequenzbereich auf 10 GHz erweiterte. Während der zweiten Aufrüstung wurde um den Hauptspiegel ein feinmaschiger Zaun als Abschirmung gegen thermische Umgebungsstrahlung errichtet.

Instrumentenplattform

Bei Variation der Blickrichtung bewegt sich der primäre Fokus auf einer Kugelschale mit halbem Radius (Brennweite für paraxiale Strahlen). Entsprechend müssen die Instrumente bewegt werden, mit einer Präzision im Millimeterbereich. Als Basis hängt an starren Drahtseilen ein dreieckiges Fachwerk. Je sechs Seile führen zu drei Stahlbetonpfeilern außerhalb des Hauptspiegels, die ihrerseits mit je sieben Seilen nach außen hin abgespannt sind. An einem Schienenring an der Unterseite der Plattform dreht sich zur Einstellung des Azimut ein Gitterbalken. Die Unterseite dieses Azimut-Arms ist kreisförmig gebogen und mit Schienen versehen, an denen sich zwei Antennenträger unabhängig voneinander bewegen. Damit wird der Zenitwinkel eingestellt. Während der ersten Aufrüstung wurden Ausleger an die Ecken der Plattform montiert, die über den Azimut-Arm hinausragen und über Seilpaare mit Verankerungen unter dem Hauptspiegel verbunden sind, um die Höhe der Plattform zu stabilisieren.

Korrektur der Kaustik

Die Kopplung des Strahlungsfeldes aus dem Hauptspiegel an die Wellenleiter der Sende- und Empfangsgeräte ist aufwändig wegen der zu korrigierenden sphärischen Aberration. Eine Lösung, die erst im zweiten Anlauf gelang, nutzt einen sogenannten line feed (siehe Hohlleiter und Schlitzantenne) auf der optischen Achse (der Geraden in Blickrichtung durch den Mittelpunkt der Sphäre). Auf der optischen Achse kreuzen sich Strahlen vom Rand des Hauptspiegels in geringerer Höhe als achsennahe Strahlen. Zudem treffen sie sich „früher“, auf kürzerem Weg (ab Radioquelle oder ab Wellenfrontebene, vor der Reflexion). Der Ort, an dem eine bestimmte Wellenfront die optische Achse trifft, wandert schneller als mit Lichtgeschwindigkeit nach oben. Auch die Phasengeschwindigkeit der Welle im Hohlleiter ist schneller als Lichtgeschwindigkeit. Der über die Länge variierende Querschnitt des Hohlleiters passt die Geschwindigkeiten einander an, sodass sie am oberen Ende positiv interferieren. Diese Anpassung ist empfindlich von der Freiraumwellenlänge abhängig, sodass nur über eine geringe Bandbreite von etwa 10 MHz ein hoher Antennengewinn zustande kam. Es wurden zunächst line feeds für Frequenzen von 318, 430 und 611 MHz gebaut. Nur der 430-MHz line feed ist noch in Gebrauch, sowohl zum Senden als auch zum Empfangen. Er ist 29 m lang und leuchtet den ganzen Hauptspiegel aus (Apertur im Zenit 305 m). Mit steigendem Zenitwinkel verschlechtern sich allerdings schnell der Antennengewinn und das thermische Rauschen (aus der Umgebung neben dem Hauptspiegel).

Die andere Lösung, installiert während der zweiten Aufrüstung, nutzt einen Sekundärspiegel hinter dem Fokus des Hauptspiegels (wie bei einem Gregory-Teleskop), wo auch die paraxialen Strahlen schon wieder divergieren. Über die Form des Sekundärspiegels wird die Wellenfront wieder sphärisch gemacht. Auch ein noch kleinerer dritter Spiegel trägt dazu bei, seine Hauptaufgabe ist aber die Verkürzung der nach dem zweiten Spiegel verlängerten effektiven Brennweite. So wird mehr Leistung in die anschließende Hornantenne eingekoppelt. Die Gregory-Optik kann über die ganze Bandbreite der verschiedenen Empfänger, 0,3 bis 10 GHz, benutzt werden, die nach Bedarf jeweils zusammen mit ihren Hornantennen und tiefgekühlten Mischern/Vorverstärkern ferngesteuert in den Fokus gedreht werden. Die Gregory-Optik leuchtet ein ovales Gebiet des Hauptspiegels aus (213 m × 237 m). Daher ist der Antennengewinn etwas geringer als mit den line feeds (bei gleicher Wellenlänge, im Zenit). Sie ist in einem vor der Witterung schützenden Dom untergebracht.

Räumliche und Polarisationsauflösung

Die Winkelauflösung ist frequenzabhängig. Das Produkt der Frequenz mit dem Vollwinkel, innerhalb dessen der halbe Fluss einer Punktquelle empfangen wird, beträgt etwa 5 Bogenminuten·GHz, unabhängig von der Einspeisung mit line feed oder Gregory-Optik.

Die line feeds eignen sich nur für ein Pixel Bildauflösung, und auch an der Gregory-Optik wird in einigen Frequenzbändern mit einem Pixel (einer Hornantenne) gearbeitet. Das ist in der Radioastronomie nicht ungewöhnlich, da viele Radioquellen mit einem einzelnen Teleskop ohnehin nicht aufgelöst werden können. Oft wird periodisch zwischen einem Objekt und dem benachbarten Himmelshintergrund geschwenkt. Seit 2004 gibt es an der Gregory-Optik das 7-Pixel-Hornantennenarray ALFA (Arecibo L-band Feed Array), das die Winkelauflösung nur wenig verbessert, aber Durchmusterungen enorm beschleunigt hat.

Während der erste line feed für nur eine lineare Polarisationsrichtung konstruiert war, sind die Nachfolgemodelle und die Gregory-Optik samt Hornantennen transparent für jegliche Polarisation. Die Analyse der Polarisation wird ermöglicht durch Hohlleiter-Polarisationsweichen und zwei bzw. vier Empfängerkanäle pro Pixel.

Kohärente Signalpfade

Je nach Frequenzband und Alter der Ausrüstung werden die vorverstärkten Signale vor oder nach der Umsetzung auf eine niedrigere Zwischenfrequenz zu einem Kontrollraum neben dem Teleskop geleitet, über Koaxialkabel oder analog betriebene Glasfaserverbindungen. Dabei gibt es für jede Signalkomponente eine Faser, ALFA braucht derer 14. Lokaloszillatoren befinden sich teilweise im Gregory-Dom, in den am Azimut-Arm verfahrbaren Kabinen sowie im Kontrollraum. Für eine kohärente Signalverarbeitung sind die Lokaloszillatoren nicht frei laufend, sondern per Frequenzsynthese geführt, von einem System sich gegenseitig überwachender Atomuhren im Kontrollraum über optische Fasern. Der Anschluss an externe Uhren geschieht per GPS. Geringes Phasenrauschen und geringe Frequenzdrift sind wichtig für die Zusammenschaltung mehrerer Teleskope (VLA, VLBI), für planetare Radarmessungen sowie für die Beobachtung von Pulsaren.

Technische Daten

Hauptspiegel

• Apertur: 305 m
• Krümmungsradius: 265 m
• Oberflächengenauigkeit: 2,2 mm (RMS)

Antennenplattform

• Gewicht: 800 t
• Spannweite des Azimut-Arms: 100 m (±19,7° Zenitwinkel, Deklination −1,3° bis +38°)
• Abstand seines Bogens vom Hauptspiegel: 137 m
• Verfahrgeschwindigkeit am Arm (Zenitwinkel): max. 2,4°/min
• Drehgeschwindigkeit des Arms (Azimutwinkel): max. 24°/min
• Positioniergenauigkeit: 3 mm (5″ pointing accuracy)

Sender

• Sendeleistung: 1 MW, gepulst mehr (seit 1998)

Empfänger

• Empfangsbereich: 300 MHz bis 10 GHz

Text übernommen vom Wikipedia-Artikel "Arecibo-Observatorium" und überarbeitet am 22. November 2020 unter der Lizenz CC-BY-SA 4.0 International.