Das Radioteleskop LOFAR

Aufbau und Funktionsprinzip von LOFAR

Das Teleskop

Abb. 1: LOFAR Stationen in Europa (Stand: 2018)

Das LOFAR ("LOw-Frequency ARray) ist ein neuartiges, digitales Radioteleskop, das sich über acht europäische Länder erstreckt und seinen Kern in den Niederlanden hat. Es ist das erste einer neuen Generation von Radioteleskopen und Vorläufer des „Square Kilometre Array” (SKA). LOFAR besteht aus über 50 Empfangsstationen, deren Daten rund um die Uhr über Glasfaserleitungen an ein Hochleistungs-Recheninstitut in Groningen übertragen werden. Der dortige Supercomputer prozessiert die Daten und erzeugt daraus Bilder vom Himmel.

Der Wellenlängenbereich

Abb. 2: Absorption des elektromagnetischen Spektrums durch die Erdatmosphäre (Quelle: Wikipedia)

LOFAR ist empfindlich für Strahlung aus dem Weltall mit Wellenlängen zwischen ~1.2 und ~30 Metern. Diese Wellenlängen sind etwa 10 Millionen Mal grösser als die Wellenlängen, die das menschliche Auge empfängt. Im Radiobereich wird statt Wellenlängen der äquivalente Begriff Frequenzen mit der Einheit "Hertz" verwendet. In den meisten Artikeln zu Radioteleskopen wird der Empfangsbereich deshalb in Hertz angegeben: LOFAR ist im Frequenzbereich 10 bis 240 MHz (Mega-Hertz) empfindlich.

Die wissenschaftliche Bedeutung

Die moderne Astrophysik nutzt Strahlung aller Wellenlängen, die uns aus dem Weltall erreichen, um Informationen über den Aufbau und die Entwicklung des Universums zu erhalten. Vor dem 2. Weltkrieg war die Astrophysik allein auf optische Beobachtungen begrenzt, d.h. auf einen relativ schmalen Wellenlängenbereich.  Ausser der optischen Strahlung, lässt sich nur in einigen wenigen Wellenlängenbereichen die Strahlung am Erdboden empfangen, darunter im Radiobereich. Dagegen lässt sich Strahlung, die in der Erdatmosphäre absorbiert wird, nur mit Hilfe von Weltraum-Teleskopen beobachten. Diese Erweiterung des Blickfensters ins All hat in den letzten 70 Jahren zu einer Explosion unseres Wissens über die verschiedenen Prozesse im Weltall geführt. Viele dieser Prozesse sind optisch nicht nachweisbar. Das Blickfenster bei Wellenlängen oberhalb von einem Meter gehört zu den wenigen bisher unerforschten Wellenlängenbereichen. Es ist auf Strahlung mit Wellenlängen bis zu 30 Metern begrenzt, weil längere Wellen von einer speziellen Schicht der Erdatmosphäre, der Ionosphäre, absorbiert und reflektiert werden, also nicht bis zum Erdboden gelangen.

Der Stationsaufbau

Abb. 3: LOFAR Station Unterweilenbach (Bayern). Links das "High-Band"-, rechts das "Low-Band"-Feld.
Im Zentrum der Container mit der Elektronik zur Signalerfassung (Quelle: R. Hassfurter / MPA).

Jede Empfangsstation besteht aus jeweils zwei Antennenfeldern. Ein Feld besteht aus 96 freistehenden Antennen, welche für den Empfang im Frequenzbereich 30-80 MHz optimiert sind, dem sogenannten "Low band". Das zweite Feld besteht aus 48 (in den Niederlanden) oder 96 (sonst) in Styropor-Kästen verpackte Antennengruppen, die den Empfang im Frequenzbereich 120-240 MHz (das "High band") übernehmen.  Jede Antennengruppe besteht wiederum aus 16 einzelnen Antennen, sodass das "High band"-Feld aus 96 x 16 = 1536 Einzelantennen besteht. Der zwischen den beiden Frequenzbereichen liegende Bereich 80 bis 120 MHz wird für astronomische Beobachtungen nicht genutzt, weil die starken DAB/UKW-Radiosender in diesem Frequenzbereich stören. Die einzelnen "Low band"-  und "High band"-Antennen bestehen aus zwei über Kreuz angeordneten Dipolen, sodass Informationen über die Schwingungsebene der einfallenden Radiostrahlung ("Polarisation") erhalten wird. Neben den Antennenfeldern ist auf der Station in einem Container Empfangselektronik untergebracht. Die Elektronik führt die Daten so zusammen, dass nur Daten, die aus einer bestimmten vor der Beobachtung festegelegten Richtung kommen, an den Zentralrechner in Groningen weitergeleitet werden. Dies ist eine Massnahme, um die zu übertragende Datenmenge zu begrenzen. Jedes Datenpaket bekommt einen Zeitstempel, der von der einer Rubidium-Atomuhr im Container erzeugt wird. Die Uhren in jeder Station werden über GPS synchronisiert, sodass die Abweichungen zwischen den Uhren unterhalb von 5 Nanosekunden gehalten werden.

Die Datenübertragung und zentrale Datenauswertung

Die Daten aller Stationen werden durch Glasfaser-Kabel mit Übertragungsraten von 10-Gbit/s Ethernet auf den COBALT Zentralrechner in Groningen geleitet. Die aktuelle Version COBALT 2.0 empfängt ca. 35 Terabyte Daten pro Stunde und korreliert mit Hilfe der Zeitstempel die Datenpakete der Stationen. Für verschiedene Anwendungen gibt es unterschiedliche Datenreduktions-Prozesse (sog. Pipelines), deren Endprodukte, z.B. Radio-Bilder, in spezialisierten Datenzentren (Langzeitarchive in Amsterdam, Groningen und Jülich) aufbewahrt und Wissenschaftlern für ihre Forschung zugänglich gemacht werden. Bis Mitte 2015 wurden bereits über 20 Petabyte Daten gespeichert. Die Zuwachsrate wächst ständig und lag 2015 bei 6 Petabyte / Jahr. Würde man die Daten auf den 2019 typisch verbauten Festplatten (1 Terabyte Kapazität) für Haushaltscomputer speichern, müssten jedes Jahr mehr als 6000 solcher Festplatten gekauft und angeschlossen werden. Das hohe Datenaufkommen von LOFAR und des Nachfolgeprojekts "Square Kilometre Array" (SKA) sind die grosse technische Herausforderung dieser Projekte. Die Verwaltung dieser Daten, ihre Qualitätssicherung und ihre Bereitstellung für wissenschaftliche Anwendungen benötigen einen beträchtlichen Personalaufwand, der von den wissenschaftlichen Instituten und Rechenzentren bereitgestellt werden muss. Der COBALT 2.0 Rechner ist ein Verbund aus 14 vernetzten Einzelrechnern an der Universität Groningen, der 2019 in Betrieb gegangen ist. Er ersetzt den 2014 installierten COBALT Rechner der ersten Generation. Letzterer war der Nachfolger des 2005 installierten IBM Blue Gene/L Supercomputers, der zu der Zeit der zweitleistungstärkste Rechner in Europa war. Wegen der vergleichsweise geringen mechanischen Anforderungen an die Empfangsantennen und den hohen Anforderungen an die Datenverarbeitung spricht man bei LOFAR und SKA auch von Software-Teleskopen.

Störungen

Abb. 4: Störsignale an der Station Norderstedt im HBA-Band (100-300 MHz) über einen Zeitraum von 50 Minuten.
Die beiden Sender zwischen 150 and 200 MHz gehören zum Digitalradio (DAB) (Quelle: Hamburger Sternwarte).

Der Radiofrequenz-Bereich wird von unserer technischen Zivilisation für viele Dienstleistungen wie der Telekommunilkation intensiv genutzt. Es wird Radiostrahlung erzeugt, die um ein Vielfaches stärker ist als die Signale, die Radioastronomen messen wollen. Die von LOFAR empfangene Radiostrahlung besteht deshalb überwiegend aus Störsignalen, die herausgefiltert werden müssen. LOFAR Stationen stehen deshalb an Orten, die von Sendemasten, Überland-Leitungen und anderen Quellen von Radiostörungen möglichst weit entfernt sind. Trotzdem enthält der von LOFAR gemessene Frequenzbereich eine Vielzahl von unerwünschten Radiosignalen, sodass der erste Schritt bei der Analyse der Radiodaten die Identifizierung der Zeit- und Wellenlängenabschnitte ist, die zu stark gestört sind und deshalb weggeworfen werden. Nicht selten gehen dabei erhebliche Mengen von Daten verloren. Der Schutz der Stations-Standorte vor Radiostörquellen ist deshalb eine ständige Aufgabe für die Stationsbetreiber.

Das Auflösungsvermögen - Wie scharf werden die Bilder?

Der grosse Aufwand für die Erstellung von Radiobildern ist durch das niedrige Auflösungsvermögen einzelner Radioantennen bedingt. Das Auflösungsvermögen einer Kamera oder Radioantenne hängt von zwei Grössen, der Wellenlänge und dem Durchmesser der Linse (d.h. der Empfangsfläche) ab. Um so grösser die Wellenlänge, um so schlechter wird das Auflösungsvermögen. Eine Vergrösserung der Linse würde dagegen steuern und das Auflösungsvermögen wieder verbessern. Um bei längeren Wellen gleich scharfe Bilder machen zu können, muss also eine grössere Kamera gebaut werden. Will man bei  LOFAR-Wellenlängen von einigen Metern Bilder ähnlicher Qualität machen wie im optischen Bereich, müsste die Empfangsfläche deshalb Durchmesser von vielen tausend Kilometern haben. Selbst die grössten einzelnen Radioteleskope haben deshalb eine sehr bescheidene räumliche Auflösung. Dies gilt auch für eins der grössten Radioteleskope der Welt, dem Radioteleskop in Effelsberg in der Eifel mit einem Schüssel-Durchmesser von 100 Metern.  Bei einer Wellenlänge von einem Zentimeter zum Beispiel müssen zwei Radioquellen weiter als der Winkeldurchmesser des Mondes voneinander getrennt sein, um von dem Radioteleskop nicht als eine einzige Quelle angesehen zu werden.

Um im Radiobereich vergleichbar scharfe Bilder zu erhalten, wie wir es im Optischen gewohnt sind, hat man in der Radioastronomie frühzeitig ein spezielles Verfahren, die Interferometrie, angewendet. Dieses Verfahren ist sehr aufwendig und benötigt für seine Durchführung leistungsfähige Computer.

Abb. 5: Zwei-Element Interferometer (Quelle: Hamburger Sternwarte)
Abb. 6: Der Abstand der Antennen bestimmt welche Auflösung das Radioteleskop hat. Im Meter-Wellenlängenbereich müssen die Abstände viele hundert Kilometer sein, um Bilder mit der im optischen gewohnten Auflösung aufzunehmen (Animation: Hamburger Sternwarte / Uni Bielefeld)

Das Prinzip der Interferometrie

Bei der Interferometrie schaltet man zwei oder mehr Antennen zusammen und macht sich die leicht unterschiedlichen Ankunftszeiten der Signale aus dem Weltall zu Nutze (Abb. 5). Die Signale bestehen aus Radiowellen mit einer Länge von 2 bis 4 Metern. Wenn man die von zwei Antennen empfangenen Schwingungen der Radiowellen in einem Korrelator überlagert, dann wird das kombinierte Signal verstärkt oder abgeschwächt, je nachdem wie gross die Differenz der Ankunftszeiten gewesen ist.  Für zwei Antennen, die 100 Kilometer voneinander entfernt sind, ist die Differenz der Ankunftszeiten weniger als ein Tausendstel Sekunde, wenn die Richtung zur Strahlungsquelle einen Winkel von 45 Grad mit der Antennen-Senkrechten bildet. Diese Differenz im Verhältnis zur Wellenlänge wird auch Phasendifferenz, oder schlicht Phase genannt.  Jedes kombinierte Signal von zwei Antennen wird dann durch zwei Parameter beschrieben: Die Amplitude der Schwingung, welche der Signalstärke proportional ist, und der Phase, die eine Richtungsinformation enthält. Da sich die Quelle am Himmel gegenüber den beiden Antennen verschiebt, ändert sich die Phasendifferenz ständig. Der Korrelator verschickt daher alle paar Sekunden Datenpakete bestehend aus Amplitude, Phase und Zeitmarke an den Zentralrechner des Interferometers.

Mit einer dritten Antenne und der Auswertung der Phasendifferenzen zwischen ihnen, lässt sich bereits die Richtung der Strahlungsquelle eindeutig bestimmen. Im Prinzip ist dies die gleiche Methode, wie ein Navigationsgerät auf dem Erdboden seine Position bestimmt. In dem Fall empfängt das Gerät Signale mit Zeitstempeln von drei oder mehr Satelliten. Die verschiedenen Signallaufzeiten von den Satelliten zum Gerät passen nur zu einem einzigen Ort auf der Erde, dem gesuchten Ort des Nutzers.

Abb. 7: Virtuelle Radio-Empfangsantenne   (Quelle: Hamburger Sternwarte)
Abb. 8: Bildsynthese durch das VLA-Interferometer. Links: Überdeckung der virtuellen Radio-Empfangsantenne. Rechts: Radiobild.  Dieses Bild wird mit den Daten aus 4 Stunden Beobachtungen von 27 Antennen gewonnen (Animation: .NRAO/AUI/NSF; S. Dagnello).

Das Zusammenschalten von vielen über weite Entfernungen verteilte Antennen (das Radiointerferometer) erzeugt letztendlich einen Fotoapparat für Radiowellen, dessen Bilder ähnlich hoch aufgelöst
sind, wie es im optischen Wellenlängenbereich Standard ist. Diesen Fotoapparat kann man sich als eine riesige Radio-Empfangsantenne mit einem Durchmesser von hunderten oder gar mehreren tausend Kilometern vorstellen. Die Messdaten eines jeden Antennenpaares, welches in Ost-West-Richtung aufgestellt ist und die Quelle 12 Stunden lang am sich bewegenden Himmel verfolgt hat, enthalten die gleichen Informationen, wie die von einem Ring auf der gedachten Radio-Empfangsantenne gelieferten. Der Radius des Rings hängt von dem Abstand der beiden Antennen ab, sodass viele Antennen mit unterschiedlichen Abständen zueinander gebraucht werden, um die Oberfläche der Radio-Empfangsantenne virtuell komplett abzudecken.

Ein solches ideales Interferometer gibt es jedoch nicht und es bleiben in der Regel Lücken in der Abdeckung. Ähnlich wie  Defekte auf den Linsen von optischen Fotoapparaten zu Bilddefekten führen, so sind auch die Radiobilder um so unzuverlässiger, um so grössser die Lücken in der Abdeckung sind. Diese Lücken werden im Zentralrechner durch Interpolation ausgefüllt und aus dem Datensatz ein Bild mit Hilfe eines mathematischen Verfahrens (Fourier-Transformation) erzeugt. Bei der Verwendung von klassischen Radioantennen wird die Ausrichtung noch von den Antennen selbst vorgenommen, bei LOFAR fällt auch dies weg. Die Antennen sind unbeweglich und nehmen die Strahlung vom ganzen Himmel auf. Die "Ausrichtung" erfolgt im Zentralrechner durch die Korrelation von Datenpaketen mit den für die gewählte Richtung erwarteten Phasenverschiebungen.

Was sieht man auf LOFAR-Radiobildern?

Abb. 9: Radiogalaxie 3C31. Das Bild ist 0.5x1 Grad groß, d.h. die Mondscheibe könnte man auf ihm zweimal unterbringen. (Optisch SDSS, Radio: V. Heesen, Hamburger Sternwarte)

Radiobilder zeugen von physikalischen Prozessen im Universum, die in anderen Wellenlängenbereichen keine oder sehr wenig Strahlung aussenden. Ein Beispiel ist die im Optischen unscheinbare elliptische Galaxie 3C31, die energiereiche Materiestrahlen (Jets) aus ihrem Kern ausstösst. Abb. 9 ist eine Überlagerung einer optischen Aufnahme mit einem von LOFAR bei 150 MHz aufgenommenen Bild. Das Radiobild zeigt die beiden optisch unsichtbaren Jets (gelb), die in einigem Abstand zerfasern und ausgedehnte schweifartige Ausflüsse (rot) erzeugen. In diesen Ausflüssen befinden sich freie Elektronen, die durch Magnetfelder auf spiralförmige Bahnen gezwungen werden und dabei Energie abstrahlen. Diese Strahlung heisst Synchrotron-Strahlung und hat für Radiogalaxien ihr Strahlungsmaximum  bei Wellenlängen von einigen Metern. Man nimmt an, dass die Jets in der Nähe der Millionen Sonnenmassen schweren Schwarzen Löchern entstehen, die sich im Galaxienzentrum gebildet haben. Die Radiobilder liefern Informationen, die anderweitig nicht gewonnen werden können, z.B. über die Präsenz von Magnetfeldern und ihre Stärke.