Quelltext der Seite Arecibo-Observatorium

{{Infobox Teleskop
|Boden=Ja
|Name=Arecibo-Radioteleskop
|Bild=Arecibo Observatory Aerial.jpg
|Bildtext= Die seilgetragene Plattform mit drehbarem Azimuth-Arm und daran verschiebbaren Speiseantennen: links der Gregory-Dom, rechts die 430-MHz-Feed-Line
|Typ= Radioteleskop
|Standort= ca. 15 km südlich von [[Arecibo]] ([[Puerto Rico]])
|Höhe= 497 m (Zentrum d. Sphäre)
|Wellenlänge= 1 m bis 3 cm
|Apertur= 305&nbsp;m
|Bauzeit= 1960 bis 1963
|Inbetriebnahme= 1. November 1963
|Breitengrad=18/20/39/N
|Längengrad=66/45/10/W
|Region=PR
|Besonderheit= lange weltgrößtes Teleskop
}}
Das '''Arecibo-Observatorium''', 15 km südlich der Hafenstadt [[Arecibo]]  in [[Puerto Rico]], ist bekannt für sein großes [[Radioteleskop]]. Es hat einen unbeweglichen Hauptspiegel von 305&nbsp;Metern Durchmesser. Mit darüber beweglich montierten Instrumenten kann knapp 20° um den [[Zenit]] herum beobachtet werden. Geplant wurde das Teleskop zur Erforschung der [[Ionosphäre]]. Dazu ist es auch mit Sendern ausgestattet, deren [[Radiowellen]] von der Ionosphäre zurückgestreut werden. Mit stärkeren Sendern wurde dann [[Radarastronomie]] betrieben. Im passiven Betrieb wird Strahlung von [[Radioquelle]]n empfangen. Mit der großen Reflektorfläche und nach mehrfacher Aufrüstung eignet sich das Teleskop besonders für die [[Durchmusterung]], das Aufspüren schwacher, schmalbandiger oder intermittierender Quellen, wie [[HI-Gebiet]]e<ref>Amelie Saintonge et al.: ''The Arecibo Legacy Fast ALFA Survey: V. HI Source Catalog of the Anti-Virgo Region at dec=27 degrees''. Astronomical Journal 135, 2008, [[doi:10.1088/0004-6256/135/2/588]], {{arXiv|0711.0545}}.</ref> bzw.  [[Pulsar]]e,<ref>J. M. Cordes, et al.: ''Arecibo Pulsar Survey Using ALFA. I. Survey Strategy and First Discoveries''. Astrophys. J. 637, 2006, [[doi:10.1086/498335]], {{arXiv|astro-ph/0509732}}.</ref> auch im Verbund mit anderen Radioteleskopen ([[VLBI]]).<ref>Jessica L. Rosenberg, Stephen E. Schneider: ''The Arecibo Dual-Beam Survey: Arecibo and VLA Observations''. Astrophys. J. Suppl. 130, 2000, [[doi:10.1086/317347]], {{arXiv|astro-ph/0004205}}.</ref> Zu den weiteren Instrumenten des Arecibo-Observatoriums gehören optische Instrumente zur Atmosphärenforschung, ein [[LIDAR]], ein kleineres Radioteleskop und ein 30&nbsp;km entfernt errichteter [[Ionosphärenheizer]].<ref name="shortHist">J. D. Mathews: ''A short history of geophysical radar at Arecibo Observatory''. Hist. Geo Space Sci. 4, 2013, [[doi:10.5194/hgss-4-19-2013]] (freier Volltext).</ref> Am Observatorium, das rund um die Uhr in Betrieb ist, sind etwa 140&nbsp;Menschen beschäftigt. Ein unabhängiges Gremium verteilt nach wissenschaftlichen Kriterien Beobachtungszeit an jährlich rund 200 [[Astronom]]en in aller Welt, die diese meist aus der Ferne wahrnehmen. Das Besucherzentrum des Observatoriums zählt dagegen rund 100.000 Besucher pro Jahr.

== Geschichte ==
Die Idee zur Ionosphärenforschung mit einem großen, vertikalen Radar und den Willen zur Umsetzung hatte [[William E. Gordon]]. Konstruiert und – vom Sommer 1960 bis November 1963 – gebaut wurde das Observatorium für 9 Mio Dollar aus Mitteln der [[DARPA|ARPA]]. Die Einrichtung hieß zunächst ''Arecibo Ionospheric Observatory'' (AIO) und war dem [[Verteidigungsministerium (Vereinigte Staaten)|US-Verteidigungsministerium]] unterstellt. Im Oktober 1969 wurde sie der [[National Science Foundation]] (NSF) überantwortet und im September 1971 in ''National Astronomy and Ionosphere Center'' (NAIC) umbenannt. Für noch einmal neun Millionen Dollar wurde das Teleskop 1972 bis 1974 für die Astronomen tauglich gemacht und noch einmal 1992 bis 1998 für 25 Mio. Dollar wesentlich verbessert. Im Auftrag der NSF gemanagt wurde das NAIC von 1969 bis 2011 von der [[Cornell University]], seither von [[SRI International]]. Seit 2006 reduziert die NSF schrittweise ihren Beitrag zu den Betriebskosten von jährlich 6 Mio. Dollar, es droht die Stilllegung.<ref>Thorsten Dambeck: [http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,449614,00.html '' USA machen All-Abhörgerät taubstumm'']. Der Spiegel, 21. November 2006.</ref><ref>NSF: [https://www.nsf.gov/pubs/2016/nsf16005/nsf16005.jsp ''Dear Colleague Letter: Concepts for Future Operation of the Arecibo Observatory'']. Oktober 2015.</ref> Mit [[FAST (Radioteleskop)|FAST]] wird zurzeit{{Zukunft|2019}} in China ein ähnliches, etwas größeres Teleskop in Betrieb genommen. Zur weit überlegenen Konkurrenz<ref>J. S. Deneva, et al.: ''Pulsar surveys present and future: The Arecibo pulsar-ALFA survey and projected SKA survey''. Proc. 363. WE-Heraeus Seminar on: Neutron Stars and Pulsars, Bad Honnef, Mai 2006, {{arXiv|astro-ph/0701181}}.</ref> würde das [[Square Kilometre Array]].

== Beschreibung ==
[[Datei:Arecibo_Radiotelescope_Detail.JPG|miniatur|Detailreiche Aufnahme der Instrumentenplattform]]
=== Hauptspiegel ===
Der Hauptspiegel des Radioteleskops wird getragen von einem bei Projektion in die horizontale Ebene orthogonalen Gitter aus [[Drahtseil]]en über dem Boden einer ausgearbeiteten [[Karst]]-Mulde. Diesem Gitter lag bis 1971 lediglich ein Drahtnetz auf - zu wellig, um bei den Empfangsfrequenzen von damals 318, 430 und 611&nbsp;MHz [[Beugungsbegrenzung|beugungsbegrenzte Auflösung]] zu erreichen, und zu weitmaschig (1/2-Zoll) für höhere Frequenzen. Während der ersten Aufrüstung des Teleskops wurde dieses Drahtnetz durch 38778 individuell justierbare, gelochte Aluminiumpaneele ersetzt. Die Abweichungen der Oberfläche von der angestrebten sphärischen Form betrugen damit nur 2&nbsp;mm ([[Quadratisches Mittel|RMS]]), was den nutzbaren Frequenzbereich auf 10&nbsp;GHz erweiterte. Während der zweiten Aufrüstung wurde um den Hauptspiegel ein feinmaschiger Zaun als Abschirmung gegen thermische Umgebungsstrahlung errichtet.

=== Instrumentenplattform ===
Bei Variation der Blickrichtung bewegt sich der primäre Fokus auf einer Kugelschale mit halbem Radius ([[Brennweite]] für [[Paraxiale Optik|paraxiale Strahlen]]). Entsprechend müssen die Instrumente bewegt werden, mit einer Präzision im Millimeterbereich. Als Basis hängt an starren Drahtseilen ein dreieckiges [[Fachwerk]]. Je sechs Seile führen zu drei Stahlbetonpfeilern außerhalb des Hauptspiegels, die ihrerseits mit je sieben Seilen nach außen hin abgespannt sind. An einem Schienenring an der Unterseite der Plattform dreht sich zur Einstellung des [[Azimut]] ein Gitterbalken. Die Unterseite dieses Azimut-Arms ist kreisförmig gebogen und mit Schienen versehen, an denen sich zwei Antennenträger unabhängig voneinander bewegen. Damit wird der [[Zenitwinkel]] eingestellt. Während der ersten Aufrüstung wurden Ausleger an die Ecken der Plattform montiert, die über den Azimut-Arm hinausragen und über Seilpaare mit Verankerungen unter dem Hauptspiegel verbunden sind, um die Höhe der Plattform zu stabilisieren.

=== Korrektur der Kaustik ===
[[Datei:Katakaustik.Goldring.jpg|miniatur|[[Kaustik (Optik)|Kaustik]] durch sphärische Aberration]]
Die Kopplung des Strahlungsfeldes aus dem Hauptspiegel an die Wellenleiter der Sende- und [[Empfangsgerät]]e ist aufwändig wegen der zu korrigierenden [[Sphärische Aberration|sphärischen Aberration]]. Eine Lösung, die erst im zweiten Anlauf gelang,<ref name="shortHist" /> nutzt einen sogenannten ''line feed'' (siehe [[Hohlleiter]] und [[Schlitzantenne]]) auf der optischen Achse (der Geraden in Blickrichtung durch den Mittelpunkt der Sphäre). Auf der optischen Achse kreuzen sich Strahlen vom Rand des Hauptspiegels in geringerer Höhe als achsennahe Strahlen. Zudem treffen sie sich „früher“, auf kürzerem Weg (ab Radioquelle oder ab Wellenfrontebene, vor der Reflexion). Der Ort, an dem eine bestimmte Wellenfront die optische Achse trifft, wandert schneller als mit Lichtgeschwindigkeit nach oben. Auch die Phasengeschwindigkeit der Welle im Hohlleiter ist schneller als Lichtgeschwindigkeit. Der über die Länge variierende Querschnitt des Hohlleiters passt die Geschwindigkeiten einander an, sodass sie am oberen Ende positiv [[Interferenz (Physik)|interferieren]]. Diese Anpassung ist empfindlich von der Freiraumwellenlänge abhängig, sodass nur über eine geringe [[Bandbreite]] von etwa 10&nbsp;MHz ein hoher Antennengewinn zustande kam. Es wurden zunächst ''line feeds'' für Frequenzen von 318, 430 und 611&nbsp;MHz gebaut. Nur der 430-MHz ''line feed'' ist noch in Gebrauch, sowohl zum Senden als auch zum Empfangen. Er ist 29&nbsp;m lang und leuchtet den ganzen Hauptspiegel aus (Apertur im Zenit 305&nbsp;m). Mit steigendem Zenitwinkel verschlechtern sich allerdings schnell der Antennengewinn und das thermische Rauschen (aus der Umgebung neben dem Hauptspiegel).

Die andere Lösung, installiert während der zweiten Aufrüstung, nutzt einen Sekundärspiegel hinter dem Fokus des Hauptspiegels (wie bei einem [[Gregory-Teleskop]]), wo auch die paraxialen Strahlen schon wieder divergieren. Über die Form des Sekundärspiegels wird die Wellenfront wieder sphärisch gemacht. Auch ein noch kleinerer dritter Spiegel trägt dazu bei, seine Hauptaufgabe ist aber die Verkürzung der nach dem zweiten Spiegel verlängerten effektiven Brennweite. So wird mehr Leistung in die anschließende [[Hornantenne]] eingekoppelt. Die Gregory-Optik kann über die ganze Bandbreite der verschiedenen Empfänger, 0,3 bis 10&nbsp;GHz, benutzt werden, die nach Bedarf jeweils zusammen mit ihren Hornantennen und tiefgekühlten Mischern/Vorverstärkern ferngesteuert in den Fokus gedreht werden. Die Gregory-Optik leuchtet ein ovales Gebiet des Hauptspiegels aus (213&nbsp;×&nbsp;237&nbsp;m). Daher ist der Antennengewinn etwas geringer als mit den ''line feeds'' (bei gleicher Wellenlänge, im Zenit). Sie ist in einem vor der Witterung schützenden ''Dom'' untergebracht.

=== Räumliche und Polarisationsauflösung ===
Die Winkelauflösung ist frequenzabhängig. Das Produkt der Frequenz mit dem Vollwinkel, innerhalb dessen der halbe Fluss einer Punktquelle empfangen wird, beträgt etwa 5 Bogenminuten·GHz, unabhängig von der Einspeisung mit ''line feed'' oder Gregory-Optik.

Die ''line feeds'' eignen sich nur für ein [[Pixel]] Bildauflösung, und auch an der Gregory-Optik wird in einigen Frequenzbändern mit einem Pixel (einer Hornantenne) gearbeitet. Das ist in der Radioastronomie nicht ungewöhnlich, da viele Radioquellen mit einem einzelnen Teleskop ohnehin nicht aufgelöst werden können. Oft wird periodisch zwischen einem Objekt und dem benachbarten Himmelshintergrund geschwenkt. Seit 2004 gibt es an der Gregory-Optik das 7-Pixel-Hornantennenarray ALFA (Arecibo L-band Feed Array),<ref>NAIC: [http://www.naic.edu/alfa/ ''ALFA: Arecibo L-Band Feed Array''].</ref> das die Winkelauflösung nur wenig [[Monopuls-Antenne|verbessert]], aber Durchmusterungen enorm beschleunigt hat.<ref>NAIC: [http://www.naic.edu/alfa/surveydata.shtml ''Surveys and Data Products''] (von ALFA).</ref>

Während der erste ''line feed'' für nur eine [[Polarisation|lineare Polarisationsrichtung]] konstruiert war, sind die Nachfolgemodelle und die Gregory-Optik samt Hornantennen transparent für jegliche Polarisation. Die [[Stokes-Parameter|Analyse der Polarisation]] wird ermöglicht durch Hohlleiter-[[Polarisator|Polarisationsweichen]] und zwei [[I&Q-Verfahren|bzw. vier]] Empfängerkanäle pro Pixel.

=== Kohärente Signalpfade ===
Je nach Frequenzband und Alter der Ausrüstung werden die [[Vorverstärker|vorverstärkten]] Signale vor oder nach der [[Mischer (Elektronik)|Umsetzung]] auf eine niedrigere [[Zwischenfrequenz]] zu einem Kontrollraum neben dem Teleskop geleitet, über [[Koaxialkabel]] oder [[Analogsignal|analog]] betriebene [[Lichtwellenleiter|Glasfaserverbindungen]]. Dabei gibt es für jede Signalkomponente eine Faser, ALFA braucht derer 14. [[Lokaloszillator]]en befinden sich teilweise im Gregory-Dom, in den am Azimut-Arm verfahrbaren Kabinen sowie im Kontrollraum. Für eine [[Kohärenz (Physik)|kohärente]] Signalverarbeitung sind die Lokaloszillatoren nicht frei laufend, sondern per [[Frequenzsynthesizer|Frequenzsynthese]] geführt, von einem System sich gegenseitig überwachender [[Atomuhr]]en im Kontrollraum über optische Fasern.<ref>NAIC: [http://www.naic.edu/~astro/guide/node5.html ''Local Oscillators (LOs) and the Intermediate Frequency (IF) Chain ''].</ref> Der Anschluss an externe Uhren geschieht per GPS. Geringes Phasenrauschen und geringe Frequenzdrift sind wichtig für die Zusammenschaltung mehrerer Teleskope (VLA, VLBI), für planetare Radarmessungen sowie für die Beobachtung von Pulsaren.<ref>NAIC: [http://www.naic.edu/~abpp/ao.time.html ''Time Transfer Issues at Arecibo Observatory - 2000''].</ref>

== Technische Daten ==
Hauptspiegel:
* Apertur: 305 m
* Krümmungsradius 265 m
* Oberflächengenauigkeit: 2,2 mm (RMS)

Antennenplattform:
* Gewicht der Antennenplattform: 800 t
* Spannweite des Azimut-Arms: 100 m (±19,7° Zenitwinkel, [[Deklination (Astronomie)|Deklination]] −1,3° bis +38°)
* Abstand seines Bogens vom Hauptspiegel: 137 m
* Verfahrgeschwindigkeit am Arm (Zenitwinkel): max. 2,4°/min
* Drehgeschwindigkeit des Arms (Azimutwinkel): max. 24°/min
* Positioniergenauigkeit: 3 mm (5[[Bogensekunde|″]] ''pointing accuracy'')

Sender:
* Sendeleistung: seit 1998 1 MW, gepulst mehr

Empfänger:
* Empfangsbereich: 300 MHz bis 10 GHz

== Trivia ==
* 1974 wurde ein stärkerer Radar-Sender öffentlichkeitswirksam<ref>Cornell News: {{Webarchiv | url=http://www.news.cornell.edu/releases/Nov99/Arecibo.message.ws.html | wayback=20080802005337 |text=It's the 25th anniversary of Earth's first (and only) attempt to phone E.T.}}, Pressemeldung der Cornell-Universität vom 12. November 1999.</ref> in Betrieb genommen mit der Ausstrahlung der [[Arecibo-Botschaft]].
* 1985 wurde ein Asteroid, [[(4337) Arecibo]], nach dem Observatorium benannt.
* In den 1990er Jahren wurde die Anlage einer breiteren Öffentlichkeit bekannt durch die Kinofilme [[James Bond 007 – Goldeneye|Goldeneye]] und [[Contact (1997)|Contact]] sowie eine Folge der Fernsehserie [[Akte X – Die unheimlichen Fälle des FBI|Akte X]].
* Signale des Teleskops werden teilweise auch nach Anzeichen außerirdischer Intelligenz durchsucht ([[Search for Extraterrestrial Intelligence|SETI]]).
* Das Computerspiel [[The Moment of Silence]] hat seinen Schauplatz unter anderem im Arecibo Teleskop.
* Die Multiplayer Karte Rogue Transmission des Computerspiels [[Battlefield 4]] ist an das Arecibo-Observatorium angelehnt.

== Weblinks ==
{{Commonscat|Arecibo Observatory|Arecibo-Observatorium}}
* [http://www.naic.edu Arecibo Observatory Homepage] (englisch) mit [http://www.naic.edu/public/about/photos/photogal.htm Fotogalerie]

== Literatur ==
*
* [[National Science Foundation|NSF]]: [https://www.nsf.gov/pubs/2010/nsf10562/nsf10562.pdf ''Management and Operations of the National Astronomy and Ionosphere Center (NAIC)''].
* NAIC: [http://www.naic.edu/~astro/guide/node2.html#arecibo_obs ''The Arecibo Observatory and its Telescope''].
* https://www.nps.gov/nr/feature/weekly_features/IonosphereCenter.pdf
*  P.S. Kildal, L.A. Baker, T. Hagfors: ''The arecibo upgrading: Electrical design and expected performance of the dual-reflector feed system.'' Proc. IEEE 82, 1994, S.&nbsp;714–724.
* Jagadheep D. Pandian, et al.: [http://dspace.rri.res.in/bitstream/2289/2212/1/2006%20IEEE%20microwave%20magazine%20V7%20p74-84.pdf ''Low-Noise 6-8-GHz Receiver'']. IEEE microwave magazine, Dezember 2006, S.&nbsp;1527–3342.

== Einzelnachweise ==
<references/>

[[Kategorie:Bodengebundenes Observatorium]]
[[Kategorie:Bauwerk in Puerto Rico]]
[[Kategorie:Großteleskop (Radiobereich)]]
[[Kategorie:Arecibo]]
[[Kategorie:Namensgeber (Asteroid)]]
[[Kategorie:Cornell University]]