Die Radioastronomie ist ein Teilgebiet der Astronomie, bei der astronomische Objekte mittels der Radiowellen, die von ihnen ausgesendet werden, beobachtet und untersucht werden.

Kosmische Radioastronomie

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Aufgrund der großen Entfernung der astronomischen Objekte, der Radioquellen, sind die Radiowellen sehr schwach. Daher versucht man in der Radioastronomie die Radiowellen mit großen Antennen (Bauarten wie z. B. Yagi-, Rahmen-, Helix- und Parabolantennen) zu bündeln. Die Radiowellen werden von empfindlichen Verstärkern verstärkt und anschließend elektronisch gespeichert und ausgewertet.

Ein bestimmter Messwert gibt an, mit welcher Intensität die Radiowellen aus der Richtung eintreffen, auf die das Radioteleskop gerichtet ist. Ein "Blick" durch ein Radioteleskop ergibt also noch kein Radiobild, sondern nur einen einzigen Radiobildpunkt.

Da die Wellenlänge der Radiowellen sehr viel größer ist als die Wellenlänge des sichtbaren Lichts, ist die Winkelauflösung eines Radioteleskops sehr viel kleiner als die eines optischen Teleskops. Das hat zur Folge, dass ein aus vielen Messungen zusammengesetztes Radioteleskopbild weniger scharf ist als ein Bild des gleichen Objekts, das mit sichtbarem Licht aufgenommen wurde. Es existieren aber Verfahren, um hochauflösende Radiobilder von ausgedehnten astronomischen Objekten zu erhalten. So können beispielsweise mehrere Radioteleskope so zu einem Interferometer zusammengeschaltet werden, dass sie wie ein einziges Radioteleskop wirken, dessen Antennendurchmesser der Entfernung der einzelnen Anlagen voneinander entspricht. Da die Auflösung vom Durchmesser der Antenne abhängt, erhält man so schärfere Bilder.

Da Radiowellen weniger von intergalaktischen Staub- und Nebelwolken absorbiert werden, und da die Mehrheit der galaktischen Himmelskörper nur schwache Radioquellen darstellen, kann man über Radiowellen Bereiche wie zum Beispiel das Zentrum der Milchstraße oder Zwerggalaxien hinter der galaktischen Scheiben erkunden, die für optische oder Infrarot-Beobachtung verschlossen bleiben.

Im Radiowellenbereich liegen einige der wichtigsten spektralen Linien der Astronomie, unter anderem die HI-Linie (21 cm-Linie, 1420,4058 MHz), die von neutralen Wasserstoffatomen emittiert wird.

Goldstone DSN antenna.jpg]] Mit der Radioastronomie werden unter anderem folgende Radioquellen untersucht:

• die Sonne und andere Körper im Sonnensystem
• Supernova-Überreste und Pulsare
• Interstellare Gase und Gasnebel
• Galaktisches Zentrum
• Radiogalaxien
• Quasare

Die Technik der Radioastronomie wird auch zur Suche nach außerirdischen Intelligenzen (SETI) angewandt.

Karl Guthe Jansky beobachtete 1931 die erste Radioquelle außerhalb unseres Sonnensystems, das galaktische Zentrum unserer Milchstraße. Ihm zu Ehren wurde die in der Radioastronomie verwendete Einheit
$1\backslash ,\backslash mathrm\{Jansky\}\; =\; 1\backslash ,\backslash mathrm\{Jy\}\; =\; 1\; \backslash cdot\; 10^\{-26\}\backslash ,\backslash frac\{\backslash mathrm\{W\}\}\{\backslash mathrm\{m\}^2\backslash mathrm\{Hz\}\}$
eingeführt.

Solare Radioastronomie

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Die Sonne ist nicht nur ein Strahler für Licht im optischen Bereich. Ihr Spektrum umfasst vielmehr einen großen Wellenlängenbereich und einen Teil dieses Spektrums bildet die Radiostahlung. In Anlagen, wie z. B. in einer dem Astrophysikalischen Instituts Potsdam (AIP) werden die von der Sonne abgestrahlten Radiowellen aufgefangen, aufgezeichnet und ausgewertet. Eine Übersicht der Daten steht für alle öffentlich Live im Internet zur Verfügung.

Wie kommt es zu dieser Radiostrahlung?

Bei der nicht thermischen Radiostrahlung, welche vorwiegend aus der Korona der Sonne emittiert wird, handelt es sich um Plasmastrahlung, welche infolge der kollektiven Schwingungen der Plasmateilchen entstehen. Daher können Rückschlüsse aus der Frequenz der Radiostrahlung $f\_\{radio\}$ auf die Frequenz der lokalen Schwingungen $f\_\{plasma\}$ gemacht werden. Bei genauerer Rechnung lässt sich zeigen, dass die lokale Elektronen-Plasma-Schwingungsfrequenz $f\_\{plasma\}$ proportional zur Wurzel der Teilchenzahldichte der Elektronen $N\_e$ ist: $f\_\{radio\}\; \backslash approx\; f\_\{plasma\}=\backslash frac\{1\}\{2\backslash pi\}\backslash sqrt\{\backslash frac\{e^2\; N\_e\}\{\backslash epsilon\_0\; m\_e\}\}$ (Elementarladung $e$, elektrische Feldkonstante $\backslash epsilon\_0$, Elektronenmasse $m\_e$, Elektronenzahldichte $N\_e$)

Da nun die Sonnenatmosphäre aufgrund der Sonnengravitation barometrisch ist, was bedeutet, dass die Teilchendichte $N\_e$ zum Sonnenzentrum hinzunimmt, existiert ein eindeutiger Zusammenhang zwischen der Elektronen-Plasma-Frequenz der ausgesendeten Radiowellen zur Entfernung der Radioquelle vom Sonnenmittelpunkt. Damit ist es möglich, jeder Radiofrequenz eindeutig (sofern man über ein Dichtemodell der Sonne verfügt) eine Höhe der Radioquelle zuzuordnen: Radiostrahlung hoher Frequenzen entsteht demnach aus den dem Sonnenmittelpunkt nahen Radioquellen. Mit Hilfe von Radiospektren lassen sich also die Bewegungen von Radioquellen innerhalb der Sonnenatmosphäre beobachten.

Bedeutende Radioobservatorien

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• IRAM 30m
• Very Large Array
• Selentschukskaja
• Westerborg
• Arecibo
• Jodrell-Bank
• Radioteleskop Effelsberg
• Astrophysikalisches Institut Potsdam (AIP)

siehe auch: Liste der Radioteleskope und Forschungsfunkstellen

Video

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Beobachtungsmethode der Astronomie

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