Echo aus dem All

Zigtausende von Kleinkörpern schwirren durchs All: die Asteroiden. Die meisten halten sich zwar zwischen Mars und Jupiter auf, doch manche kommen der Erde auch sehr nahe. Es könnte also lebensnotwendig sein, sie im Auge zu behalten: ein Frühwarnsystem für kosmische Bomben. Außerdem sind die Astronomen begierig, diese noch recht unbekannten Vagabunden zwischen den Planeten näher kennenzulernen – nicht nur bei zufälligen Vorbeiflügen von Raumschiffen, sondern durch direkte Beobachtung.

Für optische Fernrohre sind Asteroiden in aller Regel nichts als leuchtende Punkte – es wäre völlig aussichtslos, etwa Oberflächenstrukturen mit ihnen entdecken zu wollen. Doch in den letzten Jahren wurde eine Methode entwickelt, die ähnlich gute „Paßbilder“ von den Kleinplaneten machen kann wie Raumsonden vor Ort. Sie funktioniert im Prinzip genauso wie eine Radarfalle, in die jeder Autofahrer irgendwann einmal hineintappt: Ein Sender schickt ein Radiosignal zum Objekt, und die in einen Empfänger reflektierten Wellen geben Auskunft, zum Beispiel über die Geschwindigkeit. Die Astronomen haben diese Technik inzwischen auch bei Planeten und Kometen erfolgreich angewandt.

„RADAR“ eine Abkürzung für „RAdio Detection And Ranging“, hatte 1946 seine Premiere in der Astronomie und wurde seither ständig weiterentwickelt. Für Sendung und Empfang kann – ähnlich wie bei den Radarmeßgeräten der Polizei – dieselbe Antenne verwendet werden („monostatischer Radar“), oder man benutzt zwei voneinander entfernte Antennen („bistatischer Radar“). Da nur wenige Antennen senden können, ist bistatischer Radar flexibler, denn im Prinzip läßt sich jedes „gewöhnliche“ Radioteleskop für den Empfang einsetzen, am besten natürlich ein möglichst großes.

Radar- und Radioastronomie haben etliches gemeinsam: Beide nutzen zum Beispiel den Wellenlängenbereich der Rundfunkwellen, der sich für die Radioastronomie von etwa einem Millimeter bis zu Metern erstreckt, und gleiche Antennen. Ein grundlegender Unterschied zwischen beiden liegt allerdings darin, daß die Radioastronomie – ebenso wie alle anderen Zweige der Astronomie – nur passiv beobachtet. Das heißt, sie ist auf die Strahlung angewiesen, die von den Objekten geliefert wird. Radar-Astronomie dagegen ähnelt mehr einer Laborwissenschaft, bei der die experimentellen Bedingungen beliebig verändert werden können, etwa Frequenz, zeitliche Codierung oder Polarisation. Das bedeutet einen großen Vorteil für die Ausbeute an wissenschaftlicher Erkenntnis.

Diese Kontrolle über die gesendete und damit auch teilweise über die empfangene Strahlung muß jedoch mit einem Nachteil bezahlt werden, der sich aus dem doppelten Weg für die Strahlung ergibt: Die Intensität der gesendeten Strahlung nimmt mit dem Quadrat der Entfernung ab. Das Objekt, an dem diese schon geschwächte Strahlung reflektiert wird, dient als neuer Ausgangspunkt für die zurückkommende Strahlung, die auf dem Rückweg wiederum mit dem Quadrat des zurückgelegten Weges schwächer wird. Insgesamt nimmt also die bei uns empfangene Leistung umgekehrt proportional zur vierten Potenz der Entfernung des beobachteten Objekts ab: doppelt so weit – ein sechzehntel so stark.

Zudem können im Sender nicht beliebig hohe Leistungen erzeugt werden. Die Obergrenze liegt gewöhnlich bei rund 500 Kilowatt. Einen neuen Rekord stellte kürzlich ein 1-Megawatt-Sender auf, der am 305-Meter-Radioteleskop von Arecibo (Puerto Rico) eingebaut wurde.

Die Folge der begrenzten Intensität ist, daß die Radar-Astronomie sich auf unser Sonnensystem beschränken muß. Die Radioastronomie hat es da besser: Sie kann auch weit entfernte Objekte, zum Beispiel Galaxien, beobachten, weil sie enorme Strahlungsleistungen erzeugen. Das am weitesten entfernte Objekt, das bisher mit Hilfe von Radar untersucht wurde, ist Saturn und sein Mond Titan. Insofern ist es exakter, von „planetarer Radar-Astronomie“ zu sprechen.

Entdeckungen sind die Meilensteine in der Geschichte der Radar-Astronomie: Nach dem ersten extraterrestrischen Radarecho, 1946 vom Mond, wurden im März 1961 die ersten Echos von Venus erfolgreich empfangen und dabei ihre „retrograde Rotation“ entdeckt – das heißt, sie dreht sich entgegen der im Sonnensystem üblichen Richtung – sowie ihre Rotationsperiode von 243 Tagen. Dies war mit optischen Methoden nicht möglich, da die dichte Wolkendecke jeden Hinweis auf Bewegung verbirgt, für Radar jedoch durchsichtig ist.

Im Jahr 1962 wurden die ersten Radarechos von Merkur empfangen, und drei Jahre später wurde erstmals seine korrekte Rotationsperiode von 59 Tagen bestimmt. Bis dahin hatten die Astronomen eine mit der Umlaufszeit übereinstimmende Rotationsperiode von 88 Tagen angenommen. Ein weiterer entscheidender Fortschritt der sechziger Jahre war die neue Festlegung der astronomischen Einheit, der mittleren Entfernung von Erde und Sonne mit Radar-Entfernungsmessungen. Die Genauigkeit von ±100 Kilometern übertraf die bis dahin üblichen optischen Methoden um mehr als das 100fache. Und es gab die ersten Radarechos von Mars und Jupiter.

Die siebziger Jahre brachten die ersten Radarsignale von den Jupitermonden und den Saturnringen. Die unerwartet starken Echos von den Saturnringen sowie die Polarisationsuntersuchungen der Echos führten zu der überraschenden Erkenntnis, daß die Ringpartikel unter anderem aus Wassereis bestehen und ihre Größe mindestens bei Zentimetern liegt. Zuvor hatte man Partikelgrößen von wenigen Mikrometern angenommen.

Zu einem bedeutenden technischen Fortschritt kam es 1989 bei den Beobachtungen des Saturnmondes Titan. Die Zusammenarbeit zweier großer Teleskope erwies sich als erfolgreich: Mit der 70-Meter-Goldstone-Antenne in Kalifornien wurde gesendet und mit dem Very Large Array (VLA) in New Mexiko empfangen, einer Anlage aus 27 Antennen mit je 25 Meter Durchmesser. Diese Beobachtungen brachten ganz neue Erkenntnisse: Titans Oberfläche besteht wahrscheinlich aus vereisten Kontinenten und nicht, wie vorher vermutet, aus einem Ozean aus Ethan und Methan. Weitere Radarbeobachtungen enthüllten 1992 und 1993, daß Titan nicht, wie vorher angenommen, Saturn immer dieselbe Seite zuwendet, sondern seine Rotationsperiode 49 Minuten kürzer ist als seine Umlaufszeit von 15,95 Erdtagen.

Ein spektakuläres Ereignis war 1991 die Entdeckung von Eis auf Merkur mit dem Goldstone-VLA-Radar, was von Beobachtungen der 305-Meter-Antenne in Arecibo bestätigt wurde. Damit hatte niemand gerechnet, vor allem, weil es auf dem sonnennächsten Planeten bis über 400 Grad Celsius heiß werden kann. Die Erklärung ist, daß die Rotationsachse des Merkur nicht geneigt ist. Auf Merkur gibt es also keine Jahreszeiten, die Sonne steht immer über dem Äquator, die Pole werden höchstens von der am Horizont stehenden Sonne gestreift. In tiefere Einschlagskrater dieser Gegend gelangt nie ein Sonnenstrahl: Hier ist es stets eisigkalt. Nach der Entdeckung von Eis am Merkur-Nordpol wurden auch auf den Radarbildern vom Südpol Hinweise auf Eis gefunden. Einige Eisflecken konnten mit Kratern auf den fotografischen Aufnahmen der Mariner-10-Sonde identifiziert werden.

Doch die Domäne der Radarastronomie sind die Asteroiden. Schon 1968 wurden die ersten Echos des erdnahen Kleinplaneten „1566 Icarus“ empfangen. Danach ging es zunächst nur mühsam voran, denn Asteroiden sind klein (der größte, Ceres, hat kaum mehr als 1000 Kilometer Durchmesser) und zugleich relativ weit weg – also schwierige Objekte. Erst seit den achtziger Jahren, als die optischen Teleskope viele neue Asteroiden entdeckten, konnten auch immer mehr mit Radar untersucht werden. Insgesamt sind bis heute über 80 Asteroiden Radar-astronomisch beobachtet worden.

Ein Höhepunkt waren die Radarbilder des Asteroiden „4179 Toutatis“, der sich im Dezember 1992 der Erde bis auf nur 9,4 Mondabstände näherte. Das erlaubte eine Radarabbildung und damit Kartierung des Asteroiden mit nie dagewesener Auflösung. Auf dem 4,6 x 2,4 x 1,9 Kilometer großen Asteroiden wurde eine Auflösung der Oberfläche von bis zu 19 Metern erreicht. Damit könnte man auf dem Mond einen zwei Meter kleinen Felsen erkennen – der 5-Meter-Spiegel auf dem Mount Palomar sieht hier bestenfalls 50 Meter große Einzelheiten. Diese sensationell hohe Auflösung, die sonst nur durch Vorbeiflüge mit Raumsonden erreicht wird, beruht auf einer neuen Beobachtungstechnik, die seit den achtziger Jahren entwickelt wurde (siehe rechts „Der Trick für scharfe Bilder“). Möglich wird das durch eine zusätzliche Information, nämlich die Laufzeit der Signale. So werden zeitliche Auflösungen von 10-7 Sekunden erreicht, das entspricht bei dieser Technik einer Auflösung entlang des Sehstrahls von 15 Metern. Die Auflösungen in der Frequenz liegen weit unter einem Hertz, womit für erdnahe Objekte Auflösungen bis etwa 10 Meter erreicht werden.

Ihre Premiere hatte diese „Delay-Doppler-Technik“ im August 1989 am Asteroiden „4769 Castalia“. Zum ersten Mal zeigten die Bilder eines Asteroiden auch dessen Rotation, und es war sogar möglich, den Asteroiden dreidimensional zu modellieren.

Eine amerikanische Gruppe am Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Kalifornien ist seit Jahren sehr aktiv in Sachen Radarastronomie. Unter der Leitung von Steven J. Ostro ist dort seit Beginn der achtziger Jahre ein Projekt zu Radarbeobachtungen von Asteroiden aufgebaut worden. Nur dort wird bisher die „Delay-Doppler-Technik“ zur bildlichen Darstellung von Asteroiden erfolgreich eingesetzt. Auch in Rußland gibt es eine Tradition für Radarbeobachtungen, und seit kurzer Zeit ist auch eine Gruppe in Japan engagiert, trotzdem ist die Anzahl der in der Radarastronomie tätigen Wissenschaftler relativ klein.

In Deutschland läuft seit etwa drei Jahren am Institut für Planetenerkundung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin eine Initiative zu radarastronomischen Beobachtungen. Als Empfangsantenne wurde bisher eine 30-Meter-Antenne des DLR verwendet, die in Weilheim steht, rund 40 Kilometer südwestlich von München.

In ersten Experimenten – zusammen mit russischen Wissenschaftlern – wurden 1995 Signale von sechs Zentimeter Wellenlänge von einer 70-Meter-Antenne in Jevpatorija (Ukraine) zu Mond und Venus gesendet und die Echos mit der Antenne in Weilheim empfangen. Weitere Experimente mit dem Mond als Zielobjekt gab es 1996, wobei mit einer mobilen Zwei-Meter-Antenne des DLR in Oberpfaffenhofen, etwa 50 Kilometer von der Empfangsantenne in Weilheim entfernt, gesendet wurde. Die Sendeleistung betrug dabei nur 80 bis 100 Watt, was der einer gewöhnlichen Glühbirne entspricht. Trotzdem kam noch ein ausreichend starkes Echo vom Mond zurück. Eine große Herausforderung für die Radarastronomie ist die Beobachtung von Kometen. Denn die Gelegenheiten, Kometen zu beobachten, sind selten und kurz, und die relativ geringen Durchmesser verlangen eine möglichst große Nähe zur Erde (im allgemeinen weit unter einer astronomischen Einheit). Erfolgreiche Beobachtungen gelangen bisher unter anderem 1983 an dem Kometen IRAS-Araki-Alcock, 1986 an Halley und 1996 an Hyakutake.

Auch für den spektakulären Hale-Bopp waren Radarmessungen geplant, doch trotz seiner Helligkeit blieb er weit von uns entfernt. Hyakutake dagegen stand im März 1996 mit 0,1 Astronomischen Einheiten der Erde 13mal näher als Hale-Bopp im März 1997. Das konnte auch der weitaus größere Durchmesser (40 Kilometer für Hale-Bopp im Vergleich zu 1 bis 3 Kilometer für Hyakutake) nicht ausgleichen, da die Entfernung mit der vierten Potenz in die empfangene Intensität eingeht, der Durchmesser aber nur mit der Potenz 1,5.

Am 6. April 1997 „beobachteten“ die DLR-Forscher Hale-Bopp mit der 70-Meter-Antenne von Goldstone in Kalifornien. 23 Minuten brauchte das Signal, das mit 370 Kilowatt Leistung gesendet wurde, zum Kometen und zurück. Es war leider zu schwach, um sich aus dem Rauschuntergrund herauszuheben. Deswegen konnten die Kometeneigenschaften nur grob abgeschätzt werden.

Das Beispiel zeigt die Grenzen der Radarastronomie: Ein spektakuläres Objekt wie Hale-Bopp bedeutet für Radarmessungen nicht unbedingt eine einfache Aufgabe, während für das Auge unscheinbare Objekte ideale Radarziele sein können. Die Radarastronomie kann jedoch Probleme lösen, bei denen andere Beobachtungstechniken scheitern – zum Beispiel durch Bilder mit hoher Auflösung. Die detaillierte Erforschung von Asteroiden und Kometen trägt dazu bei, Rätsel über den Ursprung unseres Sonnensystems zu lösen. Zum anderen erlaubt sie, durch Laufzeitmessungen („radar ranging“) exakte Voraussagen für die Bahn von Asteroiden zu machen. Wenn dazu schon viele optische Daten vorliegen, ist die Verbesserung der Bahngenauigkeit von keiner besonderen Bedeutung. Bei relativ neu entdeckten Objekten, für die es nur wenige optische Daten gibt, kann „radar ranging“ allerdings die Bahngenauigkeit um das Tausendfache verbessern. Und das kann lebensrettend sein, wenn es darum geht herauszufinden, ob und wann ein erdnahes Objekt die Erde treffen könnte.

Der Trick für scharfe Bilder

Die grundlegende Schwierigkeit der Radarastronomie ist, daß die winzigen Planeten- oder Asteroidenscheibchen am Himmel stets viel kleiner sind als die Breite des gesendeten Strahls. Deshalb ist es nicht möglich, die Scheibchen durch Versetzen des Strahls nach und nach „abzutasten“.

Sendet man Radarstrahlung zu einem kugelförmigen Objekt, so wird sie zuerst an dem vorderen, zentralen Punkt reflektiert, der zur Erde weist. Nach und nach kommt die Strahlung von ringförmigen Gebieten R um diesen Punkt zurück, je weiter hinten sie liegen, desto später. Das heißt, die Laufzeit verrät, aus welchem ringförmigen Gebiet das wieder empfangene Signal stammt. Man codiert die Sendesignale zeitlich, um sie nach der Reflexion wiederzuerkennen.

Eine zweite Information erhält man bei rotierenden Objekten aus der Frequenz. Signale, die vom rechten und linken Teil der rotierenden Kugel zurückkommen, erfahren durch den DopplerEffekt eine Verschiebung der Sendefrequenz. Signale von dem Teil, der sich auf uns zubewegt, sehen wir zu kürzeren Wellenlängen hin („blau“), vom sich entfernenden Teil zu längeren Wellenlängen hin („rot“) verschoben. Aus beiden Signalkomponenten, der Laufzeit (Delay) und der Frequenzverschiebung (Doppler), entstand der Name der Methode: Delay-Doppler-Technik.

Die Stärke der Frequenz-Verschiebung ist unterschiedlich: So erfährt eine Reflexion in der Äquatorgegend eine stärkere Verschiebung als in der Nähe der Pole. Pech ist, wenn das Objekt uns genau den Nord- oder Südpol zuwendet, so daß wir auf die Spitze der Rotationsachse blicken: Dann bleibt die Frequenz, wie sie gesendet wurde.

Normalerweise variiert jedoch die Frequenz, und es gibt ringförmige Gebiete R‘, aus denen die Strahlung mit konstanter Frequenz zurückkommt. Diese Ringe konstanter Doppler-Verschiebung schneiden die Ringe konstanter Laufzeit R im allgemeinen in zwei Punkten: P und P‘. Jedem ankommenden Signal, das eine bestimmte Frequenz und Laufzeit besitzt, können deshalb zwei bestimmte Punkte auf der Oberfläche zugeordnet werden. Macht man solche Messungen mehrfach, während das Objekt weiter um seine Achse rotiert, lassen sich diese beiden Punkte unterscheiden, was im günstigsten Fall eine eindeutige Abbildung der Oberfläche ermöglicht.

Claudia Lemme / Alan W. Harris