Radioninterferometrie mit großen Basislängen (VLBI) Teil II

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    06-Jul-2016

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  • Eugen Preuss

    Der Signalweg: technische Realisierung und Kenngroaen

    Die Signalverarbeitung verlauft uber mehrere zeitlich und teilweise raumlich deutlich ge- trennte Stufen, die jeweils eine neue Genera- tion von MeBgrogen hervorbringen. Im fol- genden werden die technische Realisierung der wichtigsten Verfahrensschritte sowie Gute und Grenzen der MeBmethode beschrieben.

    Zur Zeit sind hauptsachlich zwei Systeme zur Aufzeichnung und Korrelation der MeRdaten in Gebrauch. Es sind dies das am National Ra- dio Astronomy Observatory in den USA zur Reife gebrachte sogenannte Mark 11-System mit einer Bandbreite von 2 MHz und das neuere am Haystack Observatory, USA, ent- wickelte und noch im Ausbau befindliche Mark 111-System mit einer Bandbreite von 56 M H z (siehe Rogers et al. (1983)). Etwa 20 Sta- tionen besitzen ein Mark 11- und etwa 10 Sta- tionen ein Mark 111-Aufnahmeterminal. In beiden Systemen erfolgt die Datenverarbei- tung digital. Magnetbander werden zur Zwi- schenspeicherung der Antennensignale ver- wendet sowie spezielle Prozessoren zur Be- rechnung der Korrelationskoeffizienten.

    Die wichtigsten Beobachtungswellenlangen sind 1,3; 2,s; 6; 18; 21; 50 und 90 cm. Zuneh- mend werden auch 3,s und 13 cm fur simul- tane Beobachtung bei zwei Frequenzen ge- brauchlich. Die kurzeste Wellenlange, bei der Pilotexperimente erfolgreich waren, ist 4 mm.

    Signalempfang und Aufzeichnung

    Die Aufgabe eines Interferometerelements ist es, die vom Strahlungsfeld in der Antenne in- duzierten Spannungsfluktuationen phasenge- treu aufzuzeichnen. Die wichtigsten Schritte d a m sind: Vorverstarkung des meist sehr schwachen Signals, Frequenzumsetzung von der Beobachtungsfrequenz im GHz-Bereich in den Frequenzbereich von 0 H z bis zu Band- breite B, Abtastung des Signals und Abspei- cherung auf Magnetband. Zur Realisierung dieser Operationen sind an jeder VLBI- Station folgende Instrumente erforderlich: eine moglichst groRe vollbewegliche Emp- fangsantenne, ein rauscharmes Empfangssy- stem, eine stabile Frequenz- und Zeitanlage und ein VLBI-Aufnahmeterminal. Man be- achte, dai3 in diesem Verarbeitungsstadium der vom Beobachtungsobjekt herriihrende Signal- anteil meist nur ein kleiner Bruchteil der gesamten Antennenspannung ist. Der weit

    Radiointerferometrie mit grogen Basislangen (VLBI) Teil 11 grogere Anteil ist Eigenrauschen der Emp- fangsanlage, Strahlung der Atmosphare und Strahlung aus ausgedehnten Emissionsgebie- ten.

    Die Antennen sind meist Parabolantennen mit einem Durchmesser von mehr als 20 m. Ihre Richtgenauigkeit mug gut sein, damit das Be- obachtungsobjekt im Nachfuhrbetrieb immer im Maximum der Empfangscharakteristik bleibt. Die Winkelauflosung des Interferome- ters oder die Genauigkeit der Positionsmes- sung des Interferometers sind davon aller- dings unabhangig; sie sind lediglich durch die Basislange bestimmt.

    Kernstuck der Empfangssysteme sind heutzu- tage parametrische Verstarker, Maserempfan- ger oder FETs (Feldeffekt-Transistoren) rnit typischen Rauschtemperaturen TI 5 150 K. Die Temperatur T, ist dabei uber die spektrale Rauschleistung kTs definiert.

    Garant der Phasenstabilitat der gesamten Si- gnalverarbeitung ist die Atomuhr. Sie steuert das gesamte Frequenzsystem, die Abtastung des Signals und die Zeitmarkierung der Me& daten. Die heute besten Atomuhren fur die in der VLBI wichtige Zeitskala bis zu etwa 1000 s sind Wasserstoffmaser. Ihre relative Frequenz- stabilitat ist besser als 10-14. Zwei solcher Frequenznormale geraten bei 10 G H z (3 cm Wellenlange) erst nach mehr als einer Viertel- stunde ,,auger Tritt". Nach dieser Zeit, der ,,Interferometerkoharenzzeit", erreicht die Fluktuation ihrer Relativphase im quadrati- schen Mittel 1 radian.* Der Uhrenstand, d. h. die Synchronisation der Atomuhren, ist im all- gemeinen unkritisch. Er ist meist auf einige Mikrosekunden genau durch gelegentlichen Vergleich mit transportablen Atomuhren, durch Vergleich mit dem Navigationssystem LORAN C und nicht zuletzt aus vorherge- henden VLBI-Experimenten bekannt.

    Im VLBI-Terminal geschieht die letzte Fre- quenzumsetzung in den Videobereich, auger- dem die digitale Abtastung des Signals mit 1 bit pro MeQwert. Das bedeutet, daR nur das Vorzeichen der momentanen Spannungsfluk- tuation aufgezeichnet wird. GemaR dem Ab- tasttheorem werden 2 B, d.h. im Falle des Mark 11-Systems 4 Megabit/s auf Magnetband abgespeichert. Von jedem Bit mug fur die

    "1 radian ist der Winkel im Bogenmag vom Betrag 1. Er entspricht 360/(2n) = 5 7 , 3 O im Gradmaf3.

    Pbysik in unserer Zeit / 16. Jahrg. 1985 / Nr. 5 0 VCH Verlagsgesellscbafi mbH, 0-6940 Weinheim, 1985 0031-9252/85/0509-0153 $ 02.50/0

    spatere Korrelation die Ankunftszeit nach der Internationalen Atomzeit (TAI) bekannt sein. Dies wird gewahrleistet durch implizite (durch genauen Zeichenabstand) und explizite Zeitmarkierung 60 ma1 pro Sekunde. Beim Mark 11-System werden Videokassetten mit einem Fassungsvermogen von 4 Beobach- tungsstunden als Datenspeicher verwendet. Beim Mark 111-System fafit ein Magnetband z. Zt. bei voller Bandbreite von 56 MHz erst die Datenmenge von 13 min. Bei aller sonsti- gen Eleganz ist dies noch eine ausgesprochene Schwachstelle des Breitbandsystems.

    Korrelation

    VLBI-Auswertezentren gibt es am MPI fur Radioastronomie in Bonn (Mk 11- und Mk III- System), am National Radio Astronomy Ob- servatory in Charlottesville, Virginia/USA (Mk 11-System), am Haystack Observatory, Mass./USA (Mk 111-System) und am CalTech in Pasadena, Kalifornien/USA (Mk 11- und Mk 111-System).

    Ein VLBI-Prozessor besteht im wesentlichen aus dem eigentlichen Korrelator, einem ,,fest- verdrahteten" Spezialrechner, weiter dem Steuerrechner, der die gesamte Datenverarbei- tung in dieser Verarbeitungsstufe kontrolliert, ferner einer Uhr und den Magnetbandgeraten zur Reproduktion ("playback") der Mei3da- ten. Heute konnen bis zu 5 Stationen gleich- zeitig in einem Prozessor korreliert werden.

    Eingangsdaten sind die an jeder Station regi- strierten Spannungsfluktuationen Vi. Die Ausgangsgroge, also das Interferenzsignal, ist der laufend berechnete Korrelationskoeffi- zient fur ie zwei Stationen

    pi$) = < Vi(t)Vj- (t + Tg + 2) > /

    vr< vivi* > < viv; > (10) fur verschiedene Werte der Laufzeitvariablen 2 (siehe Abbildung 5), die um den Wert T = 0 herum genommen werden. Die Klammern be- deuten Zeitmittel mit typischen Integrations- zeiten kleiner gleich 2 s. Es sei daran erinnert, dai3 pij aus Daten berechnet wird, die nur noch das Vorzeichen der Spannungswerte enthal- ten. Der Preis fur diese sparliche Eingangsin- formation ist lediglich ein geringer Verlust im SignaVRausch-Verhaltnis. Die tatsachlichen Werte von pi; liegen in der Gronenordnung loF3 bis Der genaue Ablauf der Korrela- tionsbestimmung ist in Informationskasten 111 beschrieben.

    153

  • Zur Bestimmung der Observablen

    Der nachste Schritt ist nun die Analyse des un- mittelbaren Korrelationsergebnisses, also die Bestimmung von Amplitude A, der Phase 0 + Y des Interferenzsignals sowie der Laufzeit- differenz zg und Streifenfrequenz vS. Bei exak- ter Kenntnis aller geometrischen GroBen des Interferometers vor der Korrelation ware das Korrelationsmaximum exakt bei z = 0 und die Reststreifenfrequenz (nach der Streifenbeseiti- gung) ware ebenfalls Null. Dies ist jedoch in Wirklichkeit nicht der Fall, vielmehr liegen die ,,Restwerte" T~ und vr, d. h. die Differenzen zwischen gemessenen und erwarteten Werten, in der Grofienordnung 5 0.1 ks und 5 10 Millihertz. Aus diesen Restwerten erhalt man direkt neue genauere Megwerte fur zg und v,.

    Die Interferenzamplitude A(d/k), Trager von Bildinformation, wird fur das Korrelations- maximum bestimmt. Als Betrag des 1-Bit- Korrelations-Koeffizienten mug diese ,,Roh- amplitude" jedoch noch in physikalischen Einheiten geeicht werden. Dies geschieht am einfachsten durch Beobachtung von Punkt- quellen, von denen man weiB, dai3 sie 100% koharent sind, ihre Interferenzamplitude also gleich dem GesamtfluB ist. Auf den kleinsten Winkelskalen x lo-'" sind jedoch zumindest

    Informationskasten IIk

    Einzelheiten zur Ermittlung der Korrelation

    Dem Steuerrechner werden zu Anfang eines Korrelationslaufs alle relevanten Daten zur Geornetrie der MeBanordnung mitgeteiit wie Quellenposition, Stationskoordinaten, Unter- schied zwischen Atom- und Sonnenzeit, Uhrenfehler usw. Aus diesen Werten werden laufend die aktuellen Werte von Laufzeitdiffe- renz tg und Streifenfrequenz V, berechnet. Die Hauptaufgabe des Steuerrechners ist es nun, folgende Operationen zu kontrollieren:

    - Laufzeitkompensation (delay tracking) vor der Korrelation, das ist die Synchronisation der ,,Bit-Strome" durch gegenseitige Verschie- bung um zg auf 0,25 Mikrosekunden genau, so daf3 T -+ 0. Dies geschieht durch Steuerung der Winkelposition der Magnetbander und mit Hilfe von digitalen Pufferspeichern.

    - Beseitigung oder Verlangsamung der Strei- fenfrequenz vor der Korrelation, und zwar durch entsprechende Mischung (Multiplika- tion) des Signals einer Station mit einem si-

    alle starkeren Quellen teilweise aufgelost und damit nicht mehr zur Kalibration geeignet. In solchen Fallen werden zur Kalibration theore- tisch erhaltene Beziehungen herangezogen, die den EinfluB der Instrumentenparameter auf den Korrelationskoeffizienten beschrei- ben.

    Entscheidende Voraussetzung fur die MeBbar- keit des Interferenzsignals, die Brauchbarkeit der Interferometerphase CP + Y und die MeB- genauigkeit von und V, ist die Empfindlich- keit des Interferometers. Die Empfindlichkeit ist umso hoher je geringer das Rauschen, d. h. die statistischen Schwankungen der Interfe- renzamplitude, bzw. nach Eichung, der ,,kor- relierten FluQdichte" S, sind. Fur die Kombi- nation der grogten Radioteleskope und 50 MHz Bandbreite liegen die kleinsten meaba- ren Interferenzamplituden in der Grofienord- nung W/(m2 Hz). Fur viele Aufgaben ist diese Empfindlichkeit erforderlich, wenn- gleich die starksten kompakten Radioquellen etwa 1000 ma1 starker sind. Allgemein gilt: Die Empfindlichkeit eines Interferometers ist umso hoher, je grof3er die Bandbreite B, je langer die koharente Integrationszeit T, (also je phasenstabiler das Interferometer), je groi3er die effektiven Auffangflachen Ae der Antennen und je kleiner das Eigenrauschen T,

    nusformigen Signal der erwarteten Streifen- frequenz. Dies bewirkt im Interferenzsignal eine Umsetzung des schnell oszillierenden Anteils aus dem kHz- in den Millihertz- Bereich (lobe rotation),

    - Die Korrelation der Daten, d. h. die Be- rechnung von P;~ fur 32 (Mark 11-System) ver- schiedene Werte von T (um z - 0), im Abstand von 0,25 ps (siehe Abbildung 6). Berechnet wird der komplexe Wert von pij. Dazu wird bei der gerade vorher beschriebenen Operation das Signal einer Station in zwei Aste aufge- spalten, deren Mischsignale beide dieselbe Frequenz V, haben, sich aber in der Phasenlage um 90' unterscheiden (phase quadrature). pii besteht auf diese Weise aus einem ,,Cosinus"- und einem ,,Sinus"-Anteil. Sie entsprechen dem Real- und Imaginarteil des komplexen Interferenzsignals, aus dem sich dann Ampli- tude und Phase in bekannter Weise berechnen lassen.

    - Abspeicherung der komplexen Korrela- tionskoeffizienten auf Magnetband zur wei- teren Analyse mit Hilfe eines Universalrech- ners. Abbildung 6 zeigt den Ausschnitt eines derartigen ,,Interferogramms".

    der Empfangssysteme sind. Genauer formu- liert man:

    T, und sind geometrische Mittel fur je zwei Stationen. 1st S/R das Signal/Rausch-Verhalt- nis, so gilt fur die MeBgenauigkeit von zg und VS

    Azg - l/(B.S/R) und (12) Av, - I/(Tk,S/R). (13) Mit dem Mark 111-System lafit sich durch Spreizung der Bandbreite auf 300 MHz und fur S/R = 100 eine Genauigkeit in der Lauf- zeitmessung von etwa 0,03 ns oder 1 cm Licht- weg erreichen.

    Wissenschaftliche Anwendungen der VLBI

    MeJ3groJ3en und Genauigkeiten

    Wichtige anwendungsnahe Mei3groBen stellen, wie bereits erwahnt, Bildstruktur und Position von Strahlungsquellen, vektorieller Abstand von Interferometerelementen und Rotations- vektor der Erde dar. Astrophysik und Geophysik sind daher offensichtliche Anwen- dungsgebiete. Man kann von VLBI-Messun- gen Aufschlusse uber alle astrophysikalischen Prozesse erwarten, die mit ,,kompakten" Ra- dioquellen assoziiert sind, ebenso uber alle geophysikalischen Vorgange, die den Abstand von Punkten auf der Erdoberflache oder die Erdrotation verandern. Auch alle Effekte, welche die Ausbreitungs-Richtung von Radio- strahlung beeinflussen, wie die Lichtablen- kung im Gravitationsfeld, lassen sich mit VLBI untersuchen. Hohes Winkelauflosungs- vermogen und Prazision von Zeit- und Ab- standsmessung offnen den Zugang zu astrono- mischen und globalen geophysikalischen Pro- zessen, die fur die zeitliche Variation von Phanomenen auf den relativ kurzen Skalen von Jahren, Monaten oder Tagen verantwort- lich sind. Zunehmende Prazision in der Mes- sung bedeutet auch wachsende Verkopplung von astronomischen und erdbezogenen Effek- ten. Anschaulich gesprochen: Wenn ich den Himmel genugend genau betrachte, bekomme ich zu spiiren, dafi sich der Erdboden unter mir bewegt und die Erde ungleichmagig ro- tiert. So sind denn auch ein prazises globales geodatisches Bezugssystem, markiert durch Radioantennen auf der Erdoberflache, und ein kosmisches Bezugssystem, definiert durch kompakte extragalaktische Radioquellen, im

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  • ProzeQ zunehmender Genauigkeit jeweils wechselseitig sowohl Voraussetzung als auch Ziel der Messung. Dieses Ziel ist sowohl me& technisch als auch wissenschaftlich von funda- mentaler Bedeutung. Jedes globale Bezugssy- stem wird bei Erreichen der crn-Genauigkeit zeitabhangig sein und die ganze ,,Ruhelosig- keit" der Erde widerspiegeln, wahrend man hoffen kann, dal3 rnit einern Fundamentalka- talog extragalaktischer Radioquellen ein kos- rnisches Inertialsystern mit einer Positionsge- nauigkeit von N definiert wird.

    Die bisher erreichten Meggenauigkeiten lie- gen fur Basislangen oder andere abstandsar- tige GroBen bei einigen Zentimetern, fur die Tageslange bei 0,5 rns, fur Positionen von Ra- dioquellen bei < und fur den Winkel- abstand (Relativposition) zweier Quellen in der Grogenordnung 0,5O bei 3 Erklar- te Ziele sind Genauigkeiten von 1 crn fur Abstande, 0,l ms fur die Tageslange, fur Winkelpositionen und w5" fur Winkel- abstande in der Grogenordnung von Bogen- minuten. Die angestrebte Prazision entspricht der Genauigkeit von 0,03 ns fur Laufzeitmes- sungen. Dieser Wert wird rnit einem VLBI- System der effektiven Bandbreite von 300 MHz derzeit erreicht. Die Tabelle 4 fagt die Kenndaten der VLBI nochrnals zusarnmen.

    Die Information tragenden Meflgroflen lassen sich nur dann mit der genannten Prazision messen, wenn es gelingt, die ganze Meflanord- nung stabil uber langere Zeitraurne zu eichen, d. h. alle instrumentellen und atmosphari- schen Storeffekte vollstandig und genau zu er- fassen, damit sie elirniniert werden konnen. Den grogten Aufwand erfordert dabei voraus- sichtlich die Erfassung der Effekte des atmo- spharischen Wasserdampfs, der in Zenit-

    richtung zur elektrischen Weglange der At- rnosphare (240 cm) einen unregelmaflig variie- renden Beitrag von 20 crn beisteuert. Der io- nospharische EinfluB von etwa 8 crn Weglange Iai3t sich dank seiner Frequenzabhangigkeit durch Beobachtung bei zwei Frequenzen eli- minieren. Die bisherigen Erfahrungen sind sehr ermutigend, da die bereits erreichten Ge- nauigkeiten ohne grundliche Wasserdampf- iiberwachung erzielt werden konnten. Verfah- ren zur laufenden Erfassung der vom Wasser- darnpf verursachten Laufzeiteffekte werden zur Zeit entwickelt. Der Vergleich von globa- len Entfernungsrnessungen mit VLBI und sol- chen, die rnit Hilfe von Laserlicht-Reflexion an kunstlichen Satelliten oder an Mondreflek- toren gewonnen wurden, zeigt Ubereinstim- mung innerhalb von 5 cm. Der Vorteil der VLBI gegenuber anderen Methoden der Ent- fernungsmessung auf dem Wege zu immer hoherer Prazision ist, das sei hier wiederholt, ihre Eigenschaft, Entfernungen ,,direkt", d. h. ohne Ruckgriff auf ein Gravitationsmodell der Erde messen zu konnen.

    Nun einige Bernerkungen zu den wichtigsten Fragekomplexen, die zur Zeit rnit VLBI unter- sucht werden.

    Astronornie

    - Die starksten kornpakten Radioquellen, die auch die Fixpunkte fur geophysikalische Mes- sungen sind, finden sich in den Kernen von ak- tiven Galaxien und Quasaren. Letztere sind nach allem, was wir wissen, besonders starke, weit entfernte aktive Galaxienkerne. Es gibt etwa 7000 solcher kompakter extragalakti- scher Radioquellen mit Flufldichten grol3er als

    W/(m2 Hz) bei 6 cm Wellenlange an ei- ner Himmelshalfte. Mit ziemlicher Sicherheit

    Tabelle 4. Iienndateii der VLBI. Beobachtungswellenlangen: 1,3; 2,8; 3,8; 6; 13; 18; 21; 50; 9C cni; Bandbreite: 2 MHL, Mark 11-System und 56 MHz, Mark 111-System; Winkelauf - lii5ungsvermiigen: 2 1 1 C3" . (h/cm)/(d/1000 km); Empfindlichkeit: (Nachweisgrenze fiir I'unktquellen): ;= W/(ni2 Hz). ~-

    Meggenauigkeiten erreicht Ziel

    Lichtlaufzeit 5 ' 10-1' s 3 ' 10-1' s Abstande 3 cm 1 crn Tageslange 5 10-4 s 1 . 10-4 Quellenposition 1 . 1 . 10-3'' Relativposition < fur Winkelabstand fur Winkelabstande

    =0,5O N 1'

    Physik in unserer Zeit / 16. Jahrg. 1981 / Nr. 1

    handelt es sich beim ,,Radiolicht" dieser Ob- jekte um Synchrotronstrahlung relativisti- scher Elektronen, die in magnetischen Feldern auf Spiralbahnen umlaufen. Aktive Galaxien- kerne sind durch extrern hohen Energieum- satz rnit charakteristischen Strahlungsleistun- gen von etwa lo4' Js-' gekennzeichnet. Stark strahlende ,,Radiogalaxien" sind zudem durch grograumige Jets", d. h. durch stark gebun- delte Strome von Materie und Energie, die of- fensichtlich in einer sehr kornpakten, masse- reichen Materieverdichtung im Zentrurn der Galaxien entspringen, charakterisiert. Die Ra- diolichtspur dieser Jets ist auf Skalen von 1 bis zu 500000 Lichtjahren zu sehen, wie Abbil- dung 8 zeigt. Man darf von VLBI-Beobach- tungen wichtige Aufschlusse zur Physik dieser Jets und auch zur Physik der primaren, solche Energien freisetzenden Prozesse erwarten.

    Fur etwa 70 kompakte Quellen konnten bis- her VLBI-Radiobilder rnit einer Winkelauflo- sung von lo-'"- im cm/drn-Wellenlan- genbereich gewonnen werden. Es sind dies typischerweise starke Radiostrahler, Vertreter einer extremen und daher selten vorkornmen- den (Haufigkeit N aller Galaxien) und weit entfernten (einige 100 Millionen Licht- jahre) Form von Kernaktivitat. Die auflosba- ren Einzelheiten haben charakteristische Langen von einigen Lichtjahren. Die Kerne naher aktiver Galaxien (his zu einigen Millio- nen Lichtjahren) sind heute fur eine detail- lierte Bilderfassung noch zu schwach. Sie sind jedoch ein wichtiges Ziel fur zukunftige Be- obachtungen, da die auflosbaren Einzelheiten dann bereits in die Nahe der charakteri- stischen Groi3e des Energiequellgebietes rucken.

    Auf der Skala von etwa einem Lichtjahr va- riiert die Bildstruktur zeitlich oft stark. Dabei findet man Separationsgeschwindigkeiten von Lichtpunkten, die - als physikalische Separa- tionsgeschwindigkeit gedeutet - die Lichtge- schwindigkeit uberschreiten. Dies kann als Hinweis auf relativistische Strahlgeschwindig- keit irn Jet gedeutet werden.

    Die fortlaufende Uberwachung variabler Emissionsstrukturen bei mehreren Wellenlan- gen ist eine wichtige Aufgabe fur die VLBI. Sie Iagt sich allerdings in befriedigender Weise erst mit zukunftigen Spezialnetzwerken fur VLBI bewerkstelligen.

    - Die starksten kompakten Radiostrahler in- nerhalb unserer Galaxis sind die Maserquellen von H,O- und OH-Linienstrahlung bei 1,3

    155

  • cm bzw. 18 cm Wellenlange. Sie finden sich in der interstellaren Materie in der Nahe von Sternen. Sie treten in friihen und spaten Pha- sen der Sternentwicklung auf. Es sind etwa 180 H,O-Maser bekannt, die mit jungen Ster- nen assoziiert sind. Sie sind in relativ dichte Wasserstoffgebiete eingebettet, die von sehr heiBen, massereichen Sternen ionisiert wer- den. Jede Maserquelle besteht aus etwa 10 bis 100 Punktquellen, deren Relativpositionen mit einem Fehler kleiner als meBbar sind, wie Abbildung 9 zeigt. VLBI- Beobachtungen geben iiber lokale Zu- standsgrogen wie Temperatur und Dichte so- wie bei wiederholter Beobachtung auch iiber die Stromungskinematik auf Langenskalen in der GroBenordnung des Erdbahnradius Auf- schlug. AuBerst bemerkenswert ist die Moglichkeit, auch die Entfernung solcher Ma- ser allein mit Hilfe von Radiobeobachtungen messen zu konnen (Methode der statistischen Parallaxe). Dazu wird vorausgesetzt, daB die Geschwindigkeitsverteilung der Maserkom- ponenten in Richtung der Sichtlinie und senk- recht d a m gleich sind. Die Entfernung ergibt sich dann aus dem Vergleich von spektrosko- pisch gemessenen Dopplerverschiebungen von Linienkomponenten (Radialgeschwindig- keiten!) und den Anderungsgeschwindigkei- ten der Winkelposition der Maserkomponen- ten. Letztere sind aus wiederholten VLBI- Messungen bekannt.

    Aktive galaktische Kerne und interstellare Ma- ser sind die hellsten kompakten Radioquellen am Himmel. Diese beiden Klassen von Objek- ten nehmen natiirlicherweise z. Zt. den Lo- wenanteil der Beobachtungszeit in Anspruch. Es ist jedoch bereits abzusehen, daiS mit zu- nehmender Empfindlichkeit auch andere, im Radiobereich schwachere, Phanomene fur VLBI-Beobachtungen zuganglich werden. Dazu gehoren Erscheinungen, die beim Sturz von Materie auf und beim Abblasen von Mate- rie von Sternen in unserer Galaxis auftreten.

    Geodynamik

    Nun zu den geophysikalischen Anwendungen der VLBI. Es sind dies zeitliche Variationen des Erdrotationsvektors, die Gezeiten der fe- sten Erde und die tektonischen Verschiebun- gen von Teilen der Erdkruste.

    - Abbildung 10 zeigt in graphischer Darstel- lung die ,,Polbewegung". Darunter versteht man die standige Verlagerung der Drehachse beziiglich des Erdkorpers oder physikalisch genauer: das Schlingern des Erdkorpers um

    die raumfeste Drehimpulsachse. Der ,,Durch- stoi3punkt" der Drehachse durch die Erd- oberflache verlagert sich dabei urn etwa 5 m pro Jahr.

    - Auch die Drehgeschwindigkeit der Erde andert sich standig in bezug auf die internatio- nale Atomzeit, die ihrerseits durch ein System von Casiurn-Atomuhren realisiert wird. Dies bedeutet eine fortlaufende Anderung der Ta- geslange. Der Haupteffekt rnit einer Ampli- tude von etwa 30 ms hat einen jahreszeitlichen Gang. Den Sachverhalt verdeutlicht Abb. 11.

    Die beiden genannten Effekte beeinflussen nicht den Betrag von Abstandsvektoren auf der Erde, wohl aber deren Richtung. Als Ursa- chen fur die Variationen des Erddrehvektors kommen laufende Massenverlagerungen in und auf der Erde in Frage, wie etwa die Ande- rung der Verteilung von Eis und Wasser und des globalen Windsystems. Auch direkte und indirekte Wirkungen von Erdbeben und Son- nenaktivitat spielen moglicherweise eine Rolle.

    - Bei den Gezeiten der festen Erde handelt es sich um elastische Deformationen der Erdkru- ste beziiglich der mittleren Erdfigur mit einer Amplitude kleiner 40 cm im halbtaglichen Rhythmus. Ursachen sind die Gravita- tionskrafte von Sonne, Mond und Planeten so- wie die Krafte, die von den Ozeangezeiten ausgeiibt werden. Die Erscheinung ist zudem mit der Erdrotation verkniipft.

    Abb. 8. Die Radiogalaxie NGC315 als Bei- spiel einer klassischen 1)oppelquellc zu bei- den Seiten des Mutterobjekts, einer ellipti- schen Galaxie in 333 Millionen Lichtjahren Entfernung. Das Objekt hat den Iiingsten Linter den hisher bekannten Jets (5.6 . 1C" I.ichtjahre, obcre Bildhilfte), clesscn Spur m c h deutlich auf einer 13" tnal klcineren, fiir VLBI sichtbaren Skala zu seheri ist (untere Bildhilfte, Ipc = 3,3 Lichtjahre). Die grollriiumige Radiokartc wurde niit dem in- tet-ferometrischen Racliotelesliop in Wester- bork, Nietlerlandc, aufgenommen (nach Bridle et 31.).

    Abb. 9. Als Beispiel fur cine H,O-Maser- quelle: das galaktischc Emissionsgebiet Orion-KL in 489 pc Entfernung, in schema- tischer Darctellung nach Cenzel e t al. Punk- tc und Kreuze mal-ltieren die Lage pun ktfiir- miger Quellen von Linienstrahlung bei 1,3 cni Wellenliinge. Messung der Eigcnbewe- gung dieser Punktquellen durch wiederhol- tc VLBI-Beobachtungen fiihrt zu Aussagen Liber d a s Striimungsfeld, hicr dargestcllt tlurch I'feilc. Die Groi3en Deklination u n d Rektaszension diencn zur Fcstlcgung der I~immclsposition.

    Abb. 13. Zur I'olbewegung. Die durchzo- gene Linic bachreibt die Wanderung dcs in- $tantanen Rotatiompol\ der Erde in bezug auf einen festcn I'unkt cler Lrdkrustc. zwi- d e n 1962 und 1967. Der Nullpunkt der x,yKoordinaten cntspricht dcr mittleren

    156 Physik in unserer Zeit / 16. Jabrg. 1985 / Nr. fi

  • Iollage in1 Zeitraum 3900-1905. xp w i s t in Richtung Greenlvich. Zuni Verstandnis dcr Maikinheiten: Der Verlagerung des ,,Durchstol\piinktes dcr Drehachse auf der Crcloherfkiche uiii 1 C m entspricht eine Ver- schiebung des Himmelspols, urn den sich die Sterne scheinhar drehen, iini rund 0,32. Die Ikirstellung beruht auf Fig. 4.9, Seite 83 in Spherical and Practical Astronomy von 1. 1. Mucller.

    Abh. 1 1. Zur Schwankung der Erdrotations- geschwindigkeit. Dargestellt ist die Diffe- reni iwischen der (lurch die Erddrehung clefinierten Zeit UTI und dcr Internationa- Icn Atomzeit TAJ fiir den Zeitraum Mitte 1982 bis Anfang 1982. UT1 (Universal Time 1) milit den Dreh\vinkel tler Erde in bczug .iuf die mittlere Sonne nach tiorrektur we- geii tler Polbewegiing (Abbildung 13). TAI (Temps Atoniiquc International) wird reali- sier-t durch ein weltweit verteiltes System v o n CSsi u ma t o m u h ren. Di c Nu Il i n ie en t- spricht einer langfristigen linearen Drift \X)II et\va 1 s/Jnhi-. D i e du~-chgczogene Linie entspricht den vom BIH (Bureau Interna- tiori.11 de IHeure) in Paris regelm313ig her- ausgegcbenen Werten; dic tireuze markie- ren VI.BI-Mellputikte, die iin Rahmen der internationalen Kampagnc ,,MERIT (Mo- nitor Earth-Rotation and Jnterconipare the Techniques) elhalten wurden (NASA/ GSJ:C).

    - AuBerst interessant ist die Moglichkeit, mit VLBI relative Verschiebungen von Teilen der Erdkruste zu messen. Solche Messungen sind fur das Hypothesengebaude der ,,Plattentek- tonik relevant, das sich aus der Hypothese der Kontinentalverschiebung (Wegener 1912) entwickelt hat und das sich mittlerweile auf zahlreiche unabhangige Beobachtungsbe- funde stutzt. Die Plattentektonik erklart die Kinematik der Erdoberflache durch Wechsel- wirkung von etwa einem Dutzend grogerer und einigen kleineren Platten (Abbildung 12), die sich relativ zueinander mit Geschwindig- keiten um oder kleiner 12 em pro Jahr bewe- gen. Motor der Verschiebungsvorgange sind vermutlich Srromungen im Erdmantel, das Aufsteigen von heifiem sowie das Absinken von kaltem Material. Dies alles wird durch Transport von primordialer und durch Ra- dioaktivitat erzeugter Warme in Gang gehal- ten. Fragen an die VLBI-Messungen sind: Fin- det die von der Plattentektonik postulierte globale Relativbewegung auch gegenwartig

    statt? Wie steht es mit der inneren Verformung der Platten, die nur in erster Naherung als starr gelten konnen? Welcher Art sind die Ver- zerrungen an den Plattengrenzen, den Erdbe- bengebieten? Die Beantwortung der Fragen uber die globale Plattentektonik ist eine Jahr- hundertaufgabe fur die internationale VLBI. Sie erfordert in der Tat hochste Prazision und ein langfristig angelegtes, weltweit koordi- niertes MeBprogramm. Auch das 100-m- Radioteleskop in Effelsberg wird von Zeit zu Zeit in diese Messungen mit einbezogen.

    Die Untersuchung geodynamischer Effekte ist auch von grofier Bedeutung fur die Erdbeben- forschung, die Lagerstattenforschung und zusatzlich auch von praktischem Nutzen fur die Raumfahrtnavigation.

    VLBI: Stand und Ausblick

    Das wissenschaftliche Potential der VLBI- Methode ist gegenwartig bei weitem noch nicht ausgeschopft. Dies gilt fur alle Anwen- dungsgebiete, aber insbesondere fur die lang- fristig angelegten Beobachtungsprogramme

    Abb. 12. Tektanische Platten und ihre po- stulierten Bewegungen bezuglich des dar- unter liegenden Erdmantels. Die Pfeillange ist proportional der Ilattengeschwindig- keit; sie entspricht bei der mit N Z bezeich- neten Ilatte einer Geschwindigkeit von rund 10 cm/Jahr (nach J. W. Morgan).

    Pbysik in unserer Zeit / 16. Jahrg. 1985 1 Nr. 5 157

  • der Geodynamik. Technische und organisato- rische Verbesserungen sowie Weiterentwick- lungen werden die Leistungsfahigkeit der VLBI betrachtlich steigern. Die Enrwick- lungstendenzen sind im folgenden kurz be- schrieben:

    - Entwicklung neuer Speichermedien mit hoherer raumlicher Informationsdichte und besserer Gerate zur Registrierung hoher Da- tenraten, wie sie bei der Aufzeichnung von Si- gnalen rnit einigen 100 MHz Bandbreite anfal- len. Hier liegt zur Zeit die technisch groBte Schwachstelle der Breitband-VLBI. Solange eine Beobachtung immer auch die Handha- bung groBer Mengen von Magnetbandern er- fordert, bleibt deren Anwendungsmoglichkeit stark eingeengt.

    - Der Bau von Spezialnetzwerken sowohl fur primar astronomisch als auch fur vorwiegend geodynamisch orientierte VLBI. Dies ist eine Voraussetzung fur die luckenlose Uberwa- chung zeitlich veranderlicher Phanomene bei mehreren Wellenlangen. Der gegenwartige Netzwerkbetrieb stutzt sich auf die vor- handenen radioastronomischen Antennen, hauptsachlich zu beiden Seiten des Nordatlan- tik, die fast alle auch fur andere Zwecke beno- tigt werden. Plane zum Ausbau von Spezial- netzwerken fur VLBI bestehen in den USA, Kanada, Europa und Australien. Unabhangig von solchen, mehr langfristigen Vorhaben werden zur Zeit in verschiedenen Landern, so in Japan, China, Indien, Irak, Italien, UdSSR und USA, neue Radioteleskope gebaut oder in Betrieb genommen. Dies naturlich auch rnit der Absicht, sie auch fur VLBI-Messungen zu verwenden.

    - Die Ausweitung der VLBI-Netzwerke in den Weltraum verspricht eine wesentliche Lei- stungssteigerung der VLBI. Durch VLBI- Stationen in Erdumlaufbahnen werden das Winkelauflosungsvermogen und durch bes- sere ,,Apertursynthese" die Bildqualitat er- heblich gesteigert. Ein entsprechender euro- paisch-amerikanischer Projektvorschlag mit Namen ,,QUASAT" wurde der ESA und der NASA Ende 1982 unterbreitet. Auch in der Sowjetunion bestehen Plane fur eine Welt- raum-VLBI, die sich moglicherweise mit dem Projekt QUASAT koordinieren lassen.

    - VLBI im mm-Wellenbereich ist ein wei- teres Ziel zukunftiger VLBI. Auch hier wird das Ausweichen (vor der Erdatmosphare) in den Weltraum wahrscheinlich erst eine zufrie- denstellende Losung bringen.

    Die Aufgaben zukiinftiger VLBI erfordern langfristige weltweite Kooperation. VLBI ist von Natur aus international und auch interdis- ziplinar. Das organisatorische Zusammenruk- ken von astronomischen und geophysikali- schen Disziplinen, als Nutter derselben Me- thodik, ist von der Sache her naheliegend, ja bis zu einem gewissen Grad sogar unumgang- lich. Auch die Vereinigung von astro- und geo- wissenschaftlichen Disziplinen unter einem institutionellen Dach, hier oder dort, ware mit Sicherheit nutzbringend.

    In der Bundesrepublik Deutschland betreiben zwei Institutionen eine VLBI-Station, und zwar das Max-Planck-Institut fur Radioastro- nomie (MPIfR) in Bonn und die T U Munchen im Rahmen des Sonderforschungsbereichs 78 ,,Satellitengeodasie" (SFB 78). Das MPIfR be- teiligt sich mit seinem 100-m-Radioteleskop (Abbildung 2) seit 1973 an VLBI-Beobachtun- gen, z.Zt. mit rund 30% seiner gesamten MeBzeit. AuBerdem betreibt das Institut das einzige Auswertezentrum fur VLBI in Eu- ropa, dessen Kernstuck 3-Stationen- Prozessoren fur das 2 MHz- und 56 MHz- VLBI-System sind. Der SFB 78 hat 1983 in Wettzell, Bayrischer Wald, eine 20-m- Parabolantenne fur die primar geowissen- schaftlich orientierte VLBI in Betrieb genom- men (Abbildung 3). Der SFB 78 wird getragen von der TU Miinchen, vom Institut fur Ange- wandte Geodasie (IfAG), Frankfurt, und von der Universitat Bonn. Beide Institutionen, MPIfR und SFB 78, werden innerhalb gewis- ser Grenzen ihre Einrichtungen auch wechsel- seitig zur Verfugung stellen.

    Literatur

    A. H. Bridle, M. M. Davis, E. B. Formalont, A. G. Willis, R. G. Strom: Astrophys. J. 229, 9 (1 979).

    J. Campbell: ,,Zielsetzungen geodatisch ge- nutzter VLBI", Zeitschrift fur Vermessungs- wesen, 107, 386 (1982).

    Centre National d'Etude Spatiales (Hrsg): "Very Long Baseline Interferometry Techni- ques'', Cepadues-Editions, Toulouse 1983.

    R. Genzel, M. J. Reid, J. M. Moran, D. Dow- nes: Astrophys. J. 244, 884 (1981).

    L. Mandel, E. Wolf: "Coherence Properties of Optical Fields", Rev. Mod. Phys. 37, 231 (1965).

    M. L. Meeks (Hrsg): "Methods of Experimen- tal Physics", Vol. 12c, Academic Press; New York 1976, rnit Artikeln von A. E. E. Rogers: "Theory of Two-Element In- terferometers", S. 139, G. Pooley: "Connected-Element Interferome- try", S. 158, J. M. Moran: "Very Long Baseline Interfero- meter Systems", S. 174, R. F. C. Vessot: "Frequency and Time Stan- dards", S. 198, J. M. Moran: "VLBI Observations and Data Reduction", S. 228, I. I. Shapiro: "Estimation of Astrometric and Geodetic Parameters", S.'261.

    J. J. Mueller, "Spherical and Practical Astro- nomy", F. Ungar Publ. Co., New York 1969.

    J. W. Morgan, Amer. Assoc. Petrol. Geol. Bull. 56, 203 (1972).

    E. Preuss: ,,Zu Stand und Entwicklung der Ra- diointerferometrie in der Astronomie", Die Sterne 58, 232 (1982).

    E. Preuss: "Small Scale Structure of Nonther- ma1 Radio Sources", in Ferrari and Pacholczyk (edts.): "Astrophysical Jets", Reidel Publ. Co., Dordrecht 1983, S. 1 .

    A. E. E. Rogers, R. J. Cappallo, H. F. Hin- teregger, J. I. Levine, E. F. Nesman, J. C. Web- ber, A. R. Whitney, T. A. Clark, C. Ma, J. Ryan, B. E. Corey, C. C. Counselman, T. A. Herring, I. I. Shapiro, C. A. Knight, D. B. Shaffer, N . R. Vandenberg, R. Lacasse, R. Mauzy, B. Rayhrer, B. R. Schupler, J. C. Pigg: "VLBI: The Mark I11 System for Geodesy, Astrometry, and Apertur Synthesis", Science 219, 51 (1983).

    C. P. Weigelt: Optik 43, 111 (1975).

    Anschrift:

    Dr. Eugen Preuss, Max-Planck-Institut fur Radioastronomie, Auf dem Huge1 69, 5300 Bonn 1.

    Physik in umerer Zeit / 16. Jahrg. 1985 / Nr. 5 158