SG_LogoDas ist die Transkription einer Folge meines Sternengeschichten-Podcasts. Die Folge gibt es auch als MP3-Download und YouTube-Video.

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Sternengeschichten Folge 358: Very Long Baseline Interferometry

In der letzten Folge der Sternengeschichten habe ich davon erzählt, warum man schwarze Löcher nicht sehen kann. Beziehungsweise erklärt, warum man sie eben doch sehen kann und was es ist das an ihnen sichtbar ist. Kurz zusammengefast: Das schwarze Loch selbst ist natürlich unsichtbar, es ist ja gerade dadurch definiert, dass kein Licht und auch sonst nichts von dort entkommen kann. Alles was den sogenannten “Ereignishorizont” überschreitet kann von dort nicht mehr weg. Aber in der Umgebung des Ereignishorizonts laufen Phänomene ab, die jede Menge Energie und auch Licht freisetzen. Dort kann sich interstellares Gas befinden, Staub und anderes Zeug das durch die Anziehungskraft des schwarzen Lochs stark beschleunigt wird. Es heizt sich auf und Strahlung wird frei. Die kann man sehen und daraus kann man auch auf die Eigenschaften des schwarzen Lochs schließen.

Wenn wir nun also ein schwarzes Loch sehen wollen, dann meinen wir, wir wollen das Licht sehen, das von dem Material stammt das sich in der Umgebung seines Ereignishorizontes befindet. Und wir wollen den Bereich sehen, aus dem KEIN Licht kommt: Den Ereignishorizont selbst; quasi den Schatten des Schwarzen Lochs. Genau hier sind wir nun bei dem Begriff angekommen, der auch der Titel dieser Folge ist: Very Long Baseline Interferometry, was auf deutsch “Langbasisinterferometrie” heißt – ein Begriff der aber eigentlich nie verwendet wird. Meistens sagt man einfach kurz VLBI. Und es handelt sich dabei um eine Technik um ein großes Hindernis bei der astronomischen Beobachtung zu meistern.

Es geht um das sogenannte Auflösungsvermögen. Stellen wir uns zwei Lichtpunkte vor, zum Beispiel zwei Kerzen die ein paar Zentimeter voneinander entfernt stehen. Wenn wir das aus ein paar Metern Entfernung beobachten, dann sehen wir auch deutlich zwei Kerzen. Wenn wir uns aber weiter entfernen, werden die beiden Lichtquellen irgendwann zu einer einzigen verschwimmen. Unser Auge ist nicht mehr in der Lage, das Bild ausreichend stark aufzulösen. Oder stellen wir uns den Mond vor. Der ist knapp 400.000 Kilometer von der Erde entfernt. Wenn wir ihn ohne technische Hilfsmittel betrachten, dann sehen wir natürlich ein paar Details. Wir sehen helle und dunkle Flecken. Aber wir können keine Krater auf seiner Oberfläche sehen, obwohl die natürlich da sind. Dafür reicht aber das Auflösungsvermögen nicht. Alles was kleiner als 130 Kilometer ist, geht im Bild unserer Augen unter. Wir können uns dem Mond nähern, dann wird es besser. Wenn wir mit einem Raumschiff dorthin fliegen, sehen wir irgendwann alle Details. Aber wir können auch einfach bessere Augen benutzen.

Das Auflösungsvermögen hängt direkt von der Größe des Instruments ab mit dem Licht gesammelt wird. Unser Auge ist klein. Aber Teleskope haben größere Linsen beziehungsweise Spiegel. Und je größer das Teleskop, desto besser das Auflösungsvermögen. Was man auch wieder gut beim Mond sehen kann. Schon mit einem Fernglas werden jede Menge Details sichtbar und mit einem Teleskop kann man durchaus viele Mondkrater sehen. Wenn wir Details im Universum erkennen wollen, brauchen wir also möglichst große Teleskope. Die kann man aber auch nicht beliebig groß bauen. Irgendwann sind die Grenzen des technisch Machbaren erreicht. Oder – sehr viel früher – die finanziellen Grenzen der Forschungsförderung.

Große Teleskope sind teuer Bild: CSIRO, CC-BY-SA 3.0

Wenn wir nun also ein schwarzes Loch beobachten UND den Ereignishorizont erkennen wollen, müssen wir uns zwei Dinge überlegen. Wie groß ist das schwarze Loch? Und wie weit ist es entfernt. Daraus können wir berechnen wie groß das Teleskop sein muss das ein ausreichend gutes Auflösungsvermögen für diese Aufgabe hat. Das nächstgelegene große schwarze Loch ist das supermassereiche schwarze Loch im Zentrum unserer Milchstraße. 26.500 Lichtjahre weit weg und circa 22 Millionen Kilometer im Durchmesser. Um das auflösen zu können braucht man ein Teleskop mit einem Durchmesser von fast 10.000 Kilometern. Das schwarze Loch im Zentrum der Galaxie Messier 87, von dem im Frühjahr 2019 tatsächlich ein Bild gemacht werden konnte ist 54 Millionen Lichtjahre weit weg aber mit einem Durchmesser von 40 Milliarden Kilometern auch viel größer. Auch hier ist ein Teleskop von fast 10.000 Kilometer nötig um es sehen zu können.

Das können wir nicht bauen. Und wenn wir es bauen könnten, hätten wir keinen Platz es irgendwo aufzustellen. Wie hat man es also geschafft, das Bild zu machen? Wenig überraschend lautet die Antwort: Mit Very Long Baseline Interferometry. Das Prinzip ist einfach. Der Spiegel eines Teleskops muss nicht unbedingt eine durchgehende Fläche sein. Es funktioniert auch dann noch, wenn es das eine oder andere Loch hat. Dann kann es weniger Licht sammeln als vorher und das Bild wird ein wenig schwächer. Aber man kriegt immer noch ein Bild und am Auflösungsvermögen ändert sich nichts. Das “Loch” kann bei der VLBI richtig groß werden. Und wird absichtlich erzeugt. Nicht indem man Teleskopspiegel kaputt macht. Aber wenn man zwei Teleskope nebeneinander aufstellt, dann kann man die ja auch als ein einziges Teleskop mit einem sehr, sehr großen Loch dazwischen betrachten. Unser Teleskop wäre dann so groß wie die Distanz zwischen den beiden Einzelgeräten. Stehen sie 100 Kilometer auseinander, dann hätten wir ein 100 Kilometer großes Teleskop mit einem entsprechend großen Auflösungsvermögen. Wir müssen nur noch einen Weg finden, wie man die beiden Teleskope vernünftig zu einem kombinieren kann und genau das macht die Interferometrie.

Jedes Teleskop schaut zuerst für sich alleine zum Himmel. Aber natürlich beide zur gleichen Zeit auf den gleichen Punkt. Jedes sammelt Licht und genau dieses Licht wird nun kombiniert und zwar in einem “Interferometer”. Dort wird das Licht überlagert und es interferiert. Wenn man sich Licht als Welle vorstellt, und zwei dieser Wellen überlagert, dann können sich die Wellen verstärken und zwar dort, wo zwei Wellenberge aufeinander treffen. Aber auch auslöschen, wenn Wellenberg und Wellental aufeinander treffen. Das Interferenzsignal besteht also aus einer Abfolge von hellen und dunklen Bereichen. Das ist nicht das, an das man normalerweise denkt wenn man an astronomische Bilder denkt. Da stellt man sich bunte, beeindruckende Bilder kosmischer Himmelskörper vor und keine Streifenmuster. Aber mit ein bisschen Arbeit und sehr viel Mathematik kann man aus dem Interferenzmuster jede Menge Informationen kriegen.

Interferenzmuster (Bild: Membeth, gemeinfrei)

Denn zum einen braucht das Licht unterschiedlich lange um die einzelnen Teleskope zu erreichen, je nachdem wie weit sie voneinander entfernt sind. Aus diesem Unterschied in der Laufzeit kann man schon einige Rückschlüsse auf die Struktur der Lichtquelle ziehen. Man wird aber auch ein unterschiedliches Streifenmuster bekommen, je nachdem wie weit die beiden Teleskope voneinander entfernt sind. Man kann sich das vielleicht so vorstellen: Denkt euch eine Schablone mit hellen und dunklen Streifen, die ihr über den Himmel legt. Durch die hellen Streifen kann man gut schauen, durch die dunklen weniger gut. Je nachdem wo und wie die Streifen die Lichtquelle bedecken, kriegt ihr mehr oder weniger Licht zu sehen. Vielleicht liegt die Quelle komplett in einem hellen Streifen; vielleicht liegt aber auch nur zur Hälfte darin. Und die Lichtquelle ist ja vermutlich auch nicht nur ein einzelner Punkt sondern hat eine Struktur. Dort gibt es helle und dunkle Bereiche und wenn durch die hellen und dunklen Streifen leuchten, kriegt ihr ein ganz bestimmtes Muster. Wenn man nun die Anordnung der Teleskope verändert, kriegt man eine neue Schablone, in der die Streifen dicker oder dünner sind oder anders orientiert sind – und damit ein anderes Muster der Lichtquelle. Je mehr unterschiedliche Anordnungen von Teleskopen man verwendet, desto mehr unterschiedliche Muster kriegt man und desto mehr Informationen über die Struktur der Lichtquelle kann man sammeln.

Jetzt kommt die Mathematik ins Spiel. Vor allem die Technik der Fourier-Transformation über die ich in Folge 277 schon genauer gesprochen habe. Ich will aber nicht alles nochmal erklären; es reicht zu wissen dass man damit das Bild der Lichtquelle aus dem Streifenmuster rekonstruieren kann. Je weiter die Teleskope auseinander stehen und vor allem je mehr unterschiedliche Distanzen man benutzt, desto besser funktioniert das. Bei der VLBI stellt man also möglichst viele Teleskope möglichst weit verteilt auf der ganzen Erde auf und kombiniert deren Daten.

Das geht allerdings nicht mit “normalen” Teleskopen. Also nicht mit Teleskopen die normales Licht registrieren. Das kann man ja nicht “speichern”; man kann es höchstens über Glasfaserkabel kurze Strecken weiterleiten und zur Interferenz bringen. Das geht mit Abständen von ein paar Dutzend bis hundert Metern. Aber nicht über viele 1000 Kilometer. Dazu braucht man Radioteleskope. Das langwellige Radiolicht aus dem All kann aufgezeichnet werden und sehr exakt mit Zeitstempeln versehen werden. Die ganzen Daten aller Teleskope werden dann gesammelt und quasi nochmal in einer Art “Playback” zusammen abgespielt und virtuell zur Interferenz gebracht.

Teleskope des EHT (Bild: EHT)

Zum Glück entsteht in der Umgebung eines schwarzen Lochs auch jede Menge Radiostrahlung und deswegen konnte ein Verbund aus neun auf der ganzen Welt verteilten Radioteleskope – das “Event Horizon Telescope” – auch das Bild des schwarzen Lochs im Zentrum der Galaxie Messier 87 machen. Und man denkt auch schon darüber nach, die “Löcher” im Teleskop noch größer zu machen um das Auflösungsvermögen noch weiter zu erhöhen. In Zukunft sollen auch Radioteleskope im All in den Verbund eingegliedert werden. Dann hätten wir Teleskope die ein paar hunderttausend Kilometer groß sind…

Kommentare (7)

  1. #1 Peter Paul
    4. Oktober 2019

    Der Text hat mir Lust darauf gemacht, euch ein klitze kleines Experiment zu schilder : Dazu braucht man einen Beamer und ein Stück Pappe, in das man vorher ein paar Löcher schneiden muss.

    Am Beamer ist ja vorne eine Linse, also ein Gerät, das von etwas, das im Beamer ist, ein Bild macht, das man dann an der Wand betrachten kann. Das “etwas” im Beamer ist dann das schwarze Loch mit Akkretionsscheibe, und die Linse spielt die Rolle des riesigen Teleskops mit Durchmesser 10 000km. Jetzt hält man die gelochte Pappe direkt vor diese Linse, direkt, darauf kommt es an !!
    Das Pappe-Material spielt dann die Rolle der Lücken zwischen den einzelnen Teleskopen, und die Löcher in der Pappe spielen die Rolle dieser Teleskope.
    Und dann guckt man, wie sich das Bild an der Wand geändert hat. Probiert´s mal und viel Spaß dabei!

  2. #2 Christian Berger
    4. Oktober 2019

    Wenn ich Dich richtig verstanden habe kann man das gleiche Phänomen auch bei Kameras vorstellen. Auch da kann man ein Objekt vor das Objektiv bringen welches man dann nicht sieht.

    Die Wikipedia hat ein Foto wie das aussehen kann:
    https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:Bahnhof_Dortmund_Brackel_Spiegeltele_DSC02359_smial_wp.jpg
    Hier wurde ein Objektiv verwendet welches eine ringförmige Öffnung hat.

  3. #3 Peter Paul
    4. Oktober 2019

    Du hast recht, so eine “Aufnahme” ist auch nichts anderes wie die Herstellung eines Bilds mit einer Linse. Aber: Schaut euch nicht nur Bilder auf dem Computer an, sondern macht die Sache selber, und nicht nur mit einem Ring, sondern ganz unregelmäßig, oder noch einfacher: Haltet einfach einen Finger, etwa in der Mitte, direkt vor die Linse vom Beamer. Das beeindruckt viel mehr.

  4. #4 Leser
    6. Oktober 2019

    Schade. Ich hatte gehofft, etwas mehr Information zu erhalten. Beim üblichen Heruntermischen den Eingangssignals eines Radioteleskops von 230 GHz auf übliche 2GHz geht sehr viel zeitliche Information verloren. Im Mischsignal erscheinen nur Eigenschaften des Eingangssignals, die mehr als 100 Wellen am Eingang des Radioteleskops alle konstant aufweisen. Wie betreibt man mit solchen heruntergemischten Signalen hochauflösende Interferometrie ?

  5. #5 Christian Berger
    6. Oktober 2019

    @Leser: Nein da geht keine Information verloren. Schon bei dem 230 GHz Signal siehst Du ja nicht alles von 0 bis 230 GHz, sondern Du beschränkst Dich auf einen relativ kleinen Bereich (z.Bsp. 100 MHz) welchen Du dann heruntermischst.

    Nehmen wir mal ein extremes Beispiel: Du baust ein Radar welches mit einem Dauerstrichsignal arbeitet. Sprich Du sendest einen andauernden Sinus. Dieser Sinus kommt nun mit einer Verzögerung am Empfänger an. Beim Empfänger mischst Du das (zum Beispiel) herunter auf 0 Hz. Du hast dann ein komplexes Signal welches Konstant ist. Der Phasenwinkel ist in dem Winkel dieses Signales kodiert. Sprich wenn Dein Objekt jetzt 1/360 Wellenlängen nach hinten verschiebt, so dreht sich Dein Signal um 1° und Du kannst die Positionsänderung sehr gut feststellen. Die Bandbreite beim Empfänger schränkt Dich nur darin ein, wie schnell sich die Objekte bewegen dürfen, damit Du die noch siehst.

    Wenn Dich solche Dinge interessieren, empfehle ich ein Studium der Nachrichtentechnik. Leider gibts dazu meines Wissens nach keine populärwissenschaftlichen Werke dazu.

  6. #6 Christian Berger
    6. Oktober 2019

    @Leser: Oder anders formuliert, die Informationen die verloren gehen, gehen schon am Eingangsfilter verloren… und sind auch für so was egal.

    Alternativ kann man sich das auch optisch überlegen. Eine Kamera macht kein schärferes Bild nur weil der Film breitbandiger ist. Im Gegenteil, da wo man möglichst scharfe optische Abbildungen will, arbeitet man mit monochromatischen Lichtquellen.

  7. #7 Leser
    7. Oktober 2019

    @ Christian Berger

    Du hast meine Frage nicht verstanden. Und das Radar-Prinzip auch nicht.

    Beim Radar werden elektromagnetische Wellen ausgestrahlt und das Echo dieser Strahlung wird wieder empfangen. Der Empfang ist aber nur möglich, wenn nicht mehr gesendet wird. Es werden beim Radar also nur kurze Impulse gesendet. Aus der Laufzeit der Impulse bis zum reflektierenden Objekt und zurück wird die Entfernung bestimmt. Aus dem Frequenzversatz von ausgesendeter und empfangener Welle kann die Geschwindigkeit des Objektes bestimmt werden. Mit einer kontinuierlichen Welle kann man die Laufzeit des Echos nicht messen. Mit einer Frequenz von 230 GHz kann man die Entfernung zum Objekt (theoretisch) bis auf 1,3 mm genau messen. Mit einer Frequenz von 2 GHz geht da nur noch auf 15 cm genau. Durch das Heruntermischen geht also sehr wohl Information verloren. Deshalb meine Frage. Und ich bin mir auch nicht sicher, ob es möglich (und notwendig) ist, alle Empfansantennen auf 5 Mikrobogensekunden genau auszurichten. Der Einfluß des Windes dürfte bei dieser Genaugkeit sehr stören.