Kartierung der Wasserstoff-Verteilung anhand der H1-Linie

26.08.2018

Interstellarer Wasserstoff erzeugt Emissionen einer genau definierten Frequenz von 1420,405 MHz, der sog. H1-Linie. Die Verteilung dieses Wasserstoffes in unserer Galaxis gibt Aufschluss über deren Masseverteilung und liefert über den Doppler-Effekt Ausagen über die Geschwindigkeit, mit der sich diese Wasserstoffmassen in Bezug auf unser Sonnensystem bewegen. Eine radioastronomische Kartierung des Himmels liefert Erkenntnisse, die bereits vorhandene optische Untersuchungen ergänzen können. Ein großer Vorteil der Radioastronomie besteht darin, dass sie auch bei Tageslicht ausgeführt werden kann, die wichtigsten Informationen liefern dabei Intensitäts- und Spektral-Messungen.

Die Richtwirkung unseres 3,8 m Reflektors erlaubt es, Objekte am Himmel durch Vorgabe eines Azimut- und Elevationswinkels mit einer hohen Genauigkeit anzusteuern und nachzuführen. Die verwendeten Antennen und Spezialempfänger sind für den Empfang der H1-Linie optimiert und weisen ein hinreichend geringes Rauschen auf, um auch quantitative Auswertungen zu ermöglichen. Jedoch sind auch Messungen mit einem SAT-LNC im Frequenzbereich zwischen 10 und 12 GHz möglich, das das Signal durch den eingebauten Frequenzumsetzer auf 1 - 2 GHz auch von den vorhandenen Messgeräten ausgewertet werden kann.

Unsere Milchstraße bildet eine in der Mitte ausgebauchte Scheibe mit einem Durchmesser von ca. 100 000 Lichtjahren (Lj) und einer Dicke von ca. 3 000 Lj. Die Ausbauchung (Bulk) hat eine Dicke von ca. 16 000 Lj. Unsere Sonne befindet sich in einem Spiralarm unserer Milchstraße knapp 30 000 Lichtjahre von ihrem Zentrum entfernt und damit in einem eher dünn mit Sternen besiedelten Randbereich. Aus unserer Sicht erstreckt sich die Äquatorialebene unserer Galaxis deshalb über den gesamten Himmel, während senkrecht dazu ein nahezu ungehinderter Blick in den intergalaktischen Raum möglich ist.
Während die im optischen Bereich vor allem sichtbaren Quellen selbstleuchtende Sterne wie unsere Sonne sind, machen diese trotz ihrer großen Zahl von mehr als 100 Milliarden lediglich ca. 10 % der Gesamtmasse unserer Milchstraße aus. Der überwiegende Anteil dagegen besteht aus Gas- und Staubwolken, bei denen atomarer Wasserstoff den Hauptanteil bildet. Die Konzentration von Wasserstoff ist dabei nicht überall gleich und stimmt auch nicht in allen Fällen mit der Sternendichte überein. 

Im optischen Bereich ist der Blick auf das Zentrum bei Sagittarius A durch große Staubansammlungen versperrt, diese können aber von der dort entstehenden Radioastrahlung durchdrungen werden. Da interstellare Gaswolken für Radiowellen eine gewisse Transparenz aufweisen, können jedoch auch weiter entfernte Teile der Spiralarme beobachtet werden.

Projektziel

Ziel dieses Projektes ist es, anhand von Rasteraufnahmen einen möglichst großen Teil der Milchstraße im Bereich der H1-Linie zu vermessen. Da wegen ihrer Ausdehnung immer nur Teile der Milchstraße gleichzeitig am Himmel zu sehen sind und zudem ihr Zentrum in unseren Breiten nicht höher als 8° über den Horizont steigt, werden dazu mehrere Messungen über einen Zeitraum von mehr als einem halben Jahr notwendig sein. Bei einem Beam-Angle von knapp 4° bei 1,4 GHz genügt eine Rastergröße von 1°. Gemessen wird an jedem Rasterpunkt die jeweilige Intensität der H1-Strahlung mit einer Bandbreite von 4 MHz, eine spektrale Untersuchung im Hinblick auf den Doppler-Effekt ist nicht erforderlich. Da hier keine Nachführung erfolgt, müssen die Koordinaten der Messpunkte anschließend in ein fixes Koordinatensystem umgerechnet werden. Die Raster sollten sich überlappen, da durch die Koordinatenumrechnung nicht alle Himmelskoordinaten in einem einzigen Raster erfasst werden können. Bei Messungen am Tage muss außerdem berücksichtigt werden, dass die Sonne ausgeblendet wird, da sie die Messwerte stark verfälschen würde. 

Optionale Erweiterung

Bei Einsatz eines LNC für Satellitenempfang in einem Frequenzbereich von 10 - 12 GHz kann diese Messung ebenfalls durchgeführt werden, wobei dann allerdings nicht die H1-Linie, sondern vor allem andere Prozesse im Vordergrund stehen, die eine Radiostrahlung erzeugen. Da hier der Beam-Angle des Reflektors mit 0,5° deutlich schmaler ist als bei der H1-Linie, kann die Rastergröße auf 0,125° reduziert werden, was allerdings die Messzeit im Vergleich zur H1-Linie um das 16-fache vergrößert.