Radiotelescoop

De radiosterrenkunde is vrij jong. Immers, pas op 12 december 1901 lukte het Guglielmo Marconi om zijn radiostation in Poldhu (Cornwall)  te ontvangen in het Amerikaanse Newfoundland. Daarna gingen de ontwikkelingen heel snel. De uitvinding van de triode, een radiobuis, maakte het mogelijk om signalen te versterken en muziek uit te zenden. Eerst gebruikte men de lange golflengten, in de orde van 1 km. Daarna kwam de middengolf, in de orde van 200 meter en daarna de kortegolf, die de aarde kon omspannen (50 meter en korter). De kortegolf ontvangst maakt gebruik van reflecterende lagen hoog in de atmosfeer (de ionosfeer). Het reflecteren wordt sterk beïnvloed door de zonnestraling. Daarom kon je op vakantie proberen de Wereldomroep te ontvangen, maar de frequentie die het best te ontvangen was verschilde soms per dag. (Zie voor het verband tussen golflengte en frequentie de tekening verderop in deze tekst).

In de twintiger en dertiger jaren was het onderzoek naar het gebruik van de korte golven op volle gang. Karl Guthe Jansky van het Amerikaanse Bell laboratorium stuitte in 1931 tijdens zijn onderzoek op ruis die niet veroorzaakt werd door onweersbuien in de directe omgeving en ook niet door reflectie van onweer in de ionosfeer. De ruis kwam vanuit het centrum van ons melkwegstelsel. Hij ontdekte dat hemellichamen niet alleen zichtbaar licht, maar ook radiogolven kunnen uitstralen. De radioastronomie was hiermee geboren. De draaibare antenne waarmee hij zijn proeven op 20,5 MHz deed is hiernaast te zien. Zijn ontdekking baarde veel opzien, o.a. in de New York Times. Zijn proeven leidden tot onderzoek door opvolgers, waarvan de ingenieur en radioamateur Grote Reber een van de bekendste was. Hij bouwde al in 1937 een antenne die veel lijkt op de antennes die we tegenwoordig gebruiken. (zie rechts).
In de Tweede Wereldoorlog stonden o.a.  in Groot-Brittannië radargestuurde kanonnen die de vijandelijke vliegtuigen met behulp van radargolven konden opsporen. Soms wezen de lopen naar de zon; kennelijk omdat daar veel zonuitbarstingen waren. Ook de kortere radar frequenties waren dus gevoelig voor buitenaardse radiogolven.

In diezelfde oorlog was Henk van de Hulst als student bezig met een onderzoek naar het gedrag van neutrale waterstof, een gas dat ontzettend veel voorkomt in het heelal. Bij zijn onderzoek was de bekende professor Jan Oort zijn promotor bij het onderzoek.  In 1944 voorspelde Van der Hulst een heel apart verschijnsel in het gedrag van waterstof atomen. Waterstof is het eenvoudigste atoom. De kern is een proton en eromheen draait een elektron. Beide draaien ook om hun eigen as. Als we het elektron en het proton als zeer kleine magneetjes zouden beschouwen, staan ze normaal in de zelfde richting. Echter, eens in de 30 miljoen jaar draait het elektron om, waarbij een radiogolfje van 1420,406 MHz wordt uitgezonden, op een golflengte van 21,1 cm. Dat wordt de spin-flip genoemd.

Daar kun je natuurlijk niet op wachten, maar omdat er zo ontzettend veel waterstof atomen in het heelal zijn, is er een voortdurende 21 cm radiostraling. 
Na de oorlog werd er bij Kootwijk met een radiotelescoop gezocht naar de 21 cm straling. Hiervoor werd een door de Duitsers achtergelaten Würzburg Riese radarantenne met een diameter van 7,5 meter gebruikt. Hiermee werd de 21 cm straling inderdaad waargenomen. 

Daarna werd in Dwingeloo een radiotelescoop gebouwd met een schotel die een middellijn heeft van 25 meter. Hiermee werd in 1954 een kaart gemaakt van de vanaf het noordelijk halfrond zichtbare gedeelte van de Melkweg. Die werd later aangevuld door Australiërs met een kaart van het vanaf het zuidelijk halfrond waarneembare gedeelte van de Melkweg. De resultaten werden vertaald in licht en voor het eerst was er een bewijs dat onze Melkweg een spiraalstelsel is, zoals er vele zijn in het heelal. In 1958 werd de gecombineerde kaart uitgebracht. Nog steeds is de 21 cm straling heel belangrijk voor de waarnemingen.

Henk van de Hulst en Jan Oort in 1964	De kaart met 21 cm straling van onze Melkweg uit 1958	Het verband tussen golflengte en frequentie. (NB het is "lage frequentie" in het bovenste voorbeeld).

Radiogolven hebben weliswaar een langere golflengte dan zichtbaar licht, maar de wetten die ervoor gelden zijn dezelfde. Als een sterrenstelsel in zichtbaar licht zich van ons afbeweegt, wordt de frequentie voor de waarnemer lager (en de golflengte dus langer). Komt het naar ons toe dan wordt de frequentie hoger (en de golflengte dus korter). Vergelijk het met een ambulance die langs rijdt. Als die naar je toekomt gaat de toon omhoog, en als hij voorbij is, is de toon lager (lagere frequentie, dus langere golflengte). Dit effect treedt ook op in de radiosterrenkunde. In tegenstelling tot lichtgolven, worden radiogolven niet tegengehouden door stof in het heelal. Zo vult de radiosterrenkunde de waarnemingen met telescopen in het zichtbare licht aan.

Een radiotelescoop bestaat uit metalen schotel die meestal niet dicht is, maar uit een soort gaas kan bestaan. Voor de radiostraling maakt dit niets uit, want die "ziet" toch alleen maar een dichte schotel.
De uit het heelal afkomstige straling wordt naar een subreflector gebundeld en die stuurt het signaal een ontvangstantenne in.
De Radiotelescoop van Westerbork werkt iets anders. Daar zit de ontvangstantenne op de plaats van de subreflector. Ondergrondse kabels sturen de al in de telescoop versterkte signalen naar het controlecentrum.

(Zie links; bron RUG Groningen)

Bij de sterrenkunde in het zichtbare licht geldt: hoe groter de diameter van de lens of de spiegel, hoe scherper beeld je krijgt van een ster of sterrenstelsel. Of ook: hoe hoger het scheidend vermogen. Bij de radiostraling is het al niet anders. Er is wel een groot nadeel.  De 21 cm straling heeft ruwweg een miljoen maal langere golflengte dan zichtbaar licht. Dat betekent dat om het zelfde scheidend vermogen te halen, de radiotelescoop ook een miljoen maal groter moet zijn.  Om met hetzelfde scheidend vermogen te kunnen waarnemen als een 1 meter telescoop (spiegel met een middellijn van 1 meter) zou de radiotelescoop een middellijn van 1000 km moeten hebben. Nu is een schotel van 100 meter middellijn zo ongeveer het grootste dat nog technisch te maken en te gebruiken is.

Maar de mens is inventief. In Westerbork staat sinds 1977 de Radiosynthese Telescoop. Over een afstand van 3 km staan 14 antennes met een diameter van 25 meter. De oriëntatie van die lijn met antennes is oost-west. Al die antennes kunnen op hetzelfde object gericht worden. Zie de foto vanuit het vliegtuig.

Als tijdens de urenlange waarnemingen de Aarde draait, beschrijven de afzonderlijke telescopen cirkels. Als je 24 uur lang hetzelfde object zou kunnen waarnemen (maar dat kan niet, want de Aarde draait om haar as), dan zou elke antenne eenmaal een cirkel hebben beschreven. In de praktijk zal dat dus een maar een deel van zo'n cirkel zijn. Maar de afbeelding rechts laat zien dat de afzonderlijke telescopen cirkels hebben beschreven zoals hier rechts te zien is. Door een ingewikkelde techniek (interferometrie) kan als het ware de ruimte tussen de telescopen worden ingevuld. Het effect is, dat men met slechts 14 redelijk kleine radiotelescopen een grote radiotelescoop met een middellijn van 3 km wordt nagebootst.

Het scheidend vermogen wordt zo wel vergroot, maar omdat het om 14 kleine antennes gaat, is de gevoeligheid veel minder dan bij een reuzen  antenne die echt een diameter van 3 km heeft.

Met diezelfde interferometrie kan men ook tegelijkertijd een telescoop in Nederland en Amerika gebruiken. Op die manier kan men een radiotelescoop van duizenden kilometers middellijn nabootsen. Inmiddels staan er meer van deze radiosynthese telescopen op de wereld. Vaak zijn ze al veel groter dan die in Westerbork. De Very Large Array in New Mexico, USA, heeft een Y vormige plaatsing en simuleert een schotel van 36 km middellijn.

Van de oorspronkelijke Radiosynthese Telescoop in Westerbork zijn alleen nog de schotelantennes in gebruik. Alle apparatuur is inmiddels al lang geleden vervangen. Zo zijn alle vertragingskabels die vroeger nodig waren om de signalen van de verschillende antennes te vertragen, zodat ze gelijktijdig in de controlekamer terechtkwamen inmiddels vervangen door een chipje.

De ontvangst apparatuur in het hart van de antennes kan worden vervangen. Het zijn grote gekoelde ontvangstantennes, om de (warmte)ruis te onderdrukken en men kan nu waarnemen op frequenties tussen 120 MHz en 8,3 GHz.

Een nieuw project is LOFAR (van LOw Frequentie ARray) dat radiostraling gaat waarnemen met frequenties tussen 10 en 240 MHz. In 2009 is de bouw gestart. Het zal bestaan uit 7000 kleine antennes. Die antennes zijn plat en worden elektronisch gestuurd, net zoals moderne defensie radarantennes (phased array antennes). Het spreid zich uit over een afstand van 500 km. Ook Duitsland en een aantal omringende landen doet mee. Samen vormen die antennes ook weer één grote antenne.  De antennes zijn met het rekencentrum van de universiteit van Groningen verbonden door glasvezelkabels. Die infrastructuur zal ook gebruikt gaan worden door landbouwkundigen en geofysici. De stichting ASTRON heeft het beheer over LOFAR.

De frequentiegebieden hierboven geven al aan dat het al lang niet meer alleen om de 21 cm waterstofstraling gaat. Warmebronnen zoals de zon geven ook radiostraling. En dan is er nog de synchrotronstaling, die vrijkomt als een deeltje, meestal een elektron, wordt afgebogen in een sterk magneetveld.

In 1967 werd de eerste pulsar ontdekt door Jocelyn Bell en Antony Hewish met behulp van een radiotelescoop. Omdat ze niet wisten wat ze hadden waargenomen noemden ze het object LGM-1 (waarbij LGM voor "Little Green Men", kleine groene mannetjes, stond).

Later werd ontdekt dat het gaat om sterren die op het eind van hun leven in elkaar klappen en heel klein worden en zodoende een heel grote dichtheid krijgen. We noemen ze neutronensterren. De oorspronkelijke omwentelingssnelheid wordt heel veel groter, omdat de diameter kleiner is geworden. Vergelijk het met een een ijsdanseres die een pirouette maakt. Als zij haar armen tegen haar lichaam houdt, wordt haar omwentelingssnelheid ook hoger. De stralingsgordels van een neutronenster zorgen ervoor dat er op twee plaatsen een bundel radiostraling uit de ster kan komen. Als die bundels naar de Aarde gericht zijn kunnen we ze waarnemen. Het gaat om radiostraling met een lage frequentie. Pulsars kunnen we niet waarnemen in zichtbaar licht.

Zo staan er heel veel pulsars als een soort vuurtorens in de ruimte te flitsen. De tijd tussen de flitsen bedraagt van 1,4 miliseconde tot 8,5 sec. Sommige pulsars zijn zo regelmatig dat ze zich haast als een atoomklok te gebruiken zijn.

De ontvangers in de Radiotelescopen zijn zeer geavanceerd geworden. Het is nu ook mogelijk om heel nauwkeurig de polarisatie van de radiostraling te meten, wat helpt bij het verklaren van verschijnselen.

Tot slot nog enkele radioplaatjes:

De zon in radiostraling; gemaakt met de Very Large Array (VLA)	Messier 51 nevel in zichtbaar licht	M 51 in radiostraling, door de VLA

Hans Walrecht

De complete Beelden uit de Ruimte" website is te vinden op http://www.hansonline.eu/