{"id":228,"date":"2014-12-08T13:32:01","date_gmt":"2014-12-08T12:32:01","guid":{"rendered":"http:\/\/astropeiler.webandrec.de\/das-erste-jahr-nach-dem-ersten-licht-first-light-bericht-des-messbetriebes"},"modified":"2023-01-23T23:57:52","modified_gmt":"2023-01-23T22:57:52","slug":"das-erste-jahr-nach-dem-ersten-licht-first-light-bericht-des-messbetriebes","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/sonstige\/das-erste-jahr-nach-dem-ersten-licht-first-light-bericht-des-messbetriebes\/","title":{"rendered":"Das erste Jahr nach dem ersten Licht (“first light”): Bericht des Messbetriebes"},"content":{"rendered":"
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Das erste Licht (\u201cFirst Light\u201d)<\/h6>\n

Am 26. Februar 2011 waren die wesentlichen Komponenten der Empfangskette fertig gestellt und das Teleskop konnte manuell gesteuert werden. An diesem Tag wurde das Teleskop auf ein Gebiet der Milchstra\u00dfe gerichtet und mittels des Fast Fourier Transform Spectrometers (FFTS) nach Emissionen des neutralen Wasserstoffs (HI) gesucht.<\/p>\n

Und in der Tat konnte ein sauberes Signal empfangen werden. Wir sehen das als unser \u201eerstes Licht\u201c nach der Restaurierung des Teleskops an.<\/p>\n

Abb. 1: Das erste Licht auf dem Spektrometer (Sky frequency betr\u00e4gt 1450MHz \u2013 Frequenz der X-Achse)<\/p>\n

Entwicklung der Instrumentensteuerung<\/h6>\n

Angespornt durch das \u201cerste Licht\u201d wurde ein erheblicher Teil des Aufwandes in die Rechnersteuerung f\u00fcr das Teleskop und die Datenerfassung gesteckt. Damit kann das Instrument heute nun automatisch auf Quellen fahren und diese verfolgen. Dar\u00fcber hinaus k\u00f6nnen Bereiche in terrestischen, galaktischen und Himmelskoordinaten abgescannt werden.<\/p>\n

Die Datenerfassungssoftware unterst\u00fctzt alle Backends f\u00fcr Kontinuum, spektrale Messungen sowie Pulsarbeobachtungen. Damit kann der Astropeiler f\u00fcr eine Vielzahl von Beobachtungen eingesetzt werden.<\/p>\n

Das \u201cAstropeiler Stockert Software System\u201d f\u00fcr Teleskopsteuerung und Datenerfassung basiert auf einer Eigenentwicklung des F\u00f6rdervereins. Dieser Ansatz einer eigenst\u00e4ndigen Entwicklung anstelle einer \u00dcbernahme und Anpassung von Software von Dritten war eine schwierige Entscheidung. Dieser Schritt erm\u00f6glicht aber nun eine eigenst\u00e4ndige Fortentwicklung und Wartung der Software, die spezifisch die Teleskophardware nutzen kann. Die Nachverarbeitung der Daten erfolgt typischerweise durch Programmpakete, die in der Radioastronomie allgemein verwendet werden, wie z.B. CLASS und sigproc.<\/p>\n

Messungen<\/h6>\n

Schritt f\u00fcr Schritt konnten parallel zu der Inbetriebnahme verschiedene Messungen gemacht werden. Ziel hierbei war es, soviel wie m\u00f6glich an Erfahrung zu gewinnen und dabei die Eigenschaften des Instrumentes kennenzulernen. Ausgangspunkt hierbei waren die verschiedenen radioastronomische Ph\u00e4nomene wie sie in Lehrb\u00fcchern und anderen Ver\u00f6ffentlichungen beschrieben sind. Hierdurch konnte ein breites Spektrum von verschiedenen Radioquellen erfasst werden:<\/p>\n

Kontinuumsignale von galaktischen Quellen:
\n\u2022 Supernova remnants (SNR): Cassiopeia A, Taurus A (Crab nebula), Tycho, 3C157
\n\u2022 H II Regionen: Orion nebula, North America nebula, Omega nebula, 3C400, Heart nebula, Rosetta nebula, Trifid nebula, Gamma Cygnus nebula
\n\u2022 Galaktisches Zentrum (Sagittarius A)<\/p>\n

Abb 2: Beispiel eines Cross-Scans des Orion Nebels, vertikale Skala: Intensit\u00e4t in willk\u00fcrlichen Einheiten<\/p>\n

Spektrale Messungen in Richtung galaktischer Quellen:<\/h6>\n

\u2022 HI Emissionsspektrum in der galaktischen Ebene von l= 0\u00b0 bis 240\u00b0 und an verschiedenen anderen Stellen
\n\u2022 HI Absorptionsspektrum in Richtung CAS, TAU A, Trifid Nebel, Sagittarius A
\n\u2022 HI Emissionsspektren von \u201chigh velocity clouds\u201d an verschiedenen Stellen
\n\u2022 H\u03b1166, 167, 169 Rekombinationslinien aus dem Orion Nebel
\n\u2022 H\u03b1166, 167, 168 Rekombinationslinien aus dem Omega Nebel
\n\u2022 H\u03b1166 Rekombinationslinie aus dem Trifid Nebel<\/p>\n

Abb 3: Beispiel einer \u201ckalten\u201d HI Emission au\u00dferhalb der galaktischen Ebene<\/p>\n

Abb 4: Beispiel einer Radio-Rekombinationslinie: H \u03b1 166 vom Orion Nebel, aufgenommen mittels Frequenzsprungverfahren (daher sowohl ein positives und ein negatives Signal), vertilkale Skala Brightness temperature<\/p>\n

Pulsarbeobachtung:<\/h6>\n

Der Pulsarmode des FFTS Spektrometers erlaubt die Erfassung von Pulsarsignalen:<\/p>\n

Abb 5: Pulsar Signal vom 0329+54<\/p>\n

Extragalaktische Quellen:<\/h6>\n

Nahegelegene Galaxien konnten anhand ihrer HI Emission detektiert werden. Die so aufgenommenen Galaxien waren:
\n\u2022 Andromeda, Triangulum, Holmerg II, UGC3851, M 82, UGC 718<\/p>\n

Abb 6: Beispiel: Wasserstoff Emission der UGC4305 (Holberg II) Galaxie. Weiterhin ist die Emission einer \u201chigh velocity cloud\u201d und die \u201cnormale\u201d Wasserstoff Emission aus unserer Galaxis in diesem Spektrum zu sehen.<\/p>\n

Kontinuumstrahlung von Galaxien mit aktivem galaktischem Kern (AGN) wurde von den folgenden Quellen beobachtet.
\n\u2022 Cygnus A, Virgo A, Perseus A, 3C353, Herkules A, 3C273, 3C123, 3C438, 3C295, 3C147, 3C286, 3C196, 3C309.1<\/p>\n

Abb 7: Beispiel: Rektaszension-Scan der Herkules A Galaxie, vertikale Skala ist die Intensit\u00e4t in willk\u00fcrlichen Einheiten
\nErgebnisse<\/p>\n

Die Messungen zeigen, dass das Instrument heute wieder in der Lage ist, eine Vielzahl von radioastronomischen Ph\u00e4nomenen zu detektieren. Wir haben ebenfalls Bereich identifiziert, in denen eine Optimierung m\u00f6glich ist. Das wichtigste Ziel hierbei ist die Verbesserung der Empf\u00e4ngerstabilit\u00e4t, bei dem ein Problem aufgetreten ist. Dies wird zum Ende des Jahres 2011 angegangen, wenn der Empf\u00e4nger aus dem Prim\u00e4rfokus zur \u00dcberpr\u00fcfung ausgebaut wird.<\/p>\n

Ausblick<\/h6>\n

Wir erwarten eine Reihe von Veranstaltungen im Jahr 2012. So werden Studenten von Universit\u00e4ten praktische Erfahrung in der radioastronomischen Beobachtung sammeln. Wir werden Besuche von Schulen und Fortbildungsveranstaltungen f\u00fcr Lehrer haben.<\/p>\n

Der Schwerpunkt des Messbetriebes wird in der Weiterentwicklung der Software und in der Verbesserung der Empfindlichkeit, Stabilit\u00e4t und Aufl\u00f6sung des Instrumentes liegen. Die wissenschaftlich t\u00e4tigen Radioastronomen beginnen, sich f\u00fcr die M\u00f6glichkeiten des Astropeilers zu interessieren. Wenn die Dinge gut laufen, werden wir vielleicht im kommenden Jahr erstmalig wieder eine wissenschaftliche Nutzung unserer alten Dame nach einem langen Winterschlaf sehen.<\/p>\n

Danksagung<\/h6>\n

Ohne die Unterst\u00fctzung von verschiedenen Organisationen und Einzelpersonen w\u00e4re all dies nicht m\u00f6glich gewesen. Wir sind der Nordrhein-Westfalen Stiftung au\u00dferordentlich dankbar, dass sie durch finanzielles Engagement, dauerhafte Unterst\u00fctzung und Ermutigung den F\u00f6rderverein in seiner Aufgabe gef\u00f6rdert hat. Ohne die mutige Entscheidung der Stiftung, in dieses hervorragende Monument von Wissenschaft und Technik zu investieren, w\u00e4re alle M\u00fche umsonst gewesen.<\/p>\n

Wir haben unsch\u00e4tzbare Unterst\u00fctzung in der Technologie, durch Rat und praktische Hilfe durch das Max-Planck Institut f\u00fcr Radioastronomie (MPIfR), die Fraunhofer Gesellschaft f\u00fcr Hochfrequenzforschung (FHR), das Argelander Institut f\u00fcr Astronomie der Universit\u00e4t Bonn und die Hochschule Bonn-Rhein erfahren. Schlie\u00dflich haben sich die Mitglieder der F\u00f6rdervereins nach besten Kr\u00e4ften um all die gro\u00dfen und kleinen Dinge gek\u00fcmmert, ohne die eine Revitalisierung dieses alten, aber immer noch leistungsf\u00e4higen Instrumentes nicht m\u00f6glich w\u00e4re.<\/p>\n

Stand November 2011 \/ Autor: Wolfgang Herrmann<\/p>\n

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