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Written by: DIY Radioastronomie
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 Astronomie selbst in die Hand nehmen! In unserem Podcast tauchen wir tief in die technische Radioastronomie ein und geben dir das Grundlagenwissen, das du brauchst. Wir zeigen dir, was mit DIY-Equipment alles möglich ist: Schon ein DVB-T Stick, 3mm Kupferdraht und ein Ofenrohr reichen aus, um erste Messungen an der Milchstraße vorzunehmen! Entdecke, wie du Antennenschrott, ausrangierte Elektronik oder alte Computerteile kreativ upcyclen und für deine Projekte anpassen kannst. Dabei liefern wir dir faktenbasierte Einblicke aus Physik, Elektrotechnik und Informatik, die dich zum Experimentieren motivieren. Hör rein und entdecke das Universum neu! Astronomy & Space Science Science
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  • #18 – Sternenstaub-Detektive: Die Milchstraße mit dem Ofenrohr entdecken

    #18 – Sternenstaub-Detektive: Die Milchstraße mit dem Ofenrohr entdecken
    Jun 27 2025
    Einleitung | Ausrüstung und Technik | Was gemessen werden kann | Einschränkungen | Quellenverzeichnis Radioastronomie mit einfachen Mitteln: Die Vermessung der Milchstraße Einleitung Die Vorstellung, unsere Milchstraße mit vergleichsweise einfachen Mitteln zu vermessen, mag zunächst überraschend klingen. Doch im faszinierenden Feld der Radioastronomie ist dies für ambitionierte Hobby-Astronomen tatsächlich realisierbar. Schon mit Komponenten wie einem handelsüblichen DVB-T Stick, einem Stück 3mm Kupferdraht und einem Ofenrohr können beeindruckende Beobachtungen und Messungen durchgeführt werden. [1] Diese Art der Amateur-Radioastronomie bietet eine einzigartige Möglichkeit, grundlegende Aspekte unserer eigenen Galaxis auf eigene Faust zu erkunden. Ausrüstung und Technik Das Herzstück einer solchen Do-It-Yourself-Radioastronomie-Station ist typischerweise ein modifizierter DVB-T Stick. Diese kleinen Geräte, ursprünglich für den Empfang von digitalem Fernsehen konzipiert, können mit spezieller Software (bekannt als SDR – Software Defined Radio) umfunktioniert werden. Sie sind dann in der Lage, ein wesentlich breiteres Spektrum an Radiofrequenzen zu empfangen und zu verarbeiten. [1] Die Antenne für solche Projekte ist oft eine selbstgebaute Hornantenne. Diese kann effektiv aus einem einfachen Ofenrohr und einem 3mm starken Kupferdraht konstruiert werden. Der Kupferdraht dient dabei als Empfangselement (Monopolantenne), das in das Ofenrohr eingeführt wird. Das Ofenrohr selbst agiert als Wellenleiter, der die eintreffenden Radiowellen gezielt bündelt und zum Empfangselement leitet. [3] Diese spezielle Antennenkonfiguration ist besonders gut geeignet, um die charakteristische 21-Zentimeter-Linie des interstellaren Wasserstoffs zu erfassen. Was gemessen werden kann Das primäre Ziel dieser radioastronomischen Beobachtungen ist die Detektion und Analyse der 21-Zentimeter-Linie. Diese spezifische Funkemission entsteht, wenn der Elektronenspin eines neutralen Wasserstoffatoms seine Ausrichtung ändert – ein Prozess, der eine sehr geringe Energiemenge freisetzt. Diese Linie ist eine der fundamentalsten und am häufigsten vorkommenden Signaturen im gesamten Universum. [2] Durch die präzise Messung der Frequenz dieser 21-Zentimeter-Linie können Hobby-Radioastronomen den Dopplereffekt nutzen. Dieser Effekt ermöglicht es, die Radialgeschwindigkeit von Wasserstoffwolken innerhalb der Milchstraße relativ zur Erde zu bestimmen. [2] Aus der Analyse dieser Dopplerverschiebungen lassen sich wichtige Rückschlüsse auf die Rotationskurve unserer Milchstraße ziehen. Die Form dieser Kurve wiederum gibt Aufschluss über die Verteilung von Materie in unserer Galaxis, einschließlich der Präsenz von Dunkler Materie. Es ist sogar möglich, eine grobe Karte der Spiralstruktur der Milchstraße zu erstellen, indem man die Intensität der 21-Zentimeter-Emission in verschiedenen Himmelsrichtungen misst. [1] Einschränkungen Trotz der beeindruckenden Möglichkeiten, die diese einfache Ausrüstung bietet, sind auch bestimmte Einschränkungen zu beachten. Die Empfindlichkeit und die räumliche Auflösung einer selbstgebauten Anlage sind naturgemäß begrenzt im Vergleich zu professionellen Radioteleskopen von Observatorien. [3] Ein weiteres großes Problem sind Störungen durch terrestrische Quellen. Signale von Mobilfunknetzen, WLAN-Routern, Mikrowellenöfen und anderen elektronischen Geräten können die empfindlichen Messungen erheblich beeinträchtigen. Daher ist ein möglichst störungsarmer Standort für solche Experimente von großem Vorteil. [1] Während eine genaue und detaillierte Vermessung der Milchstraße präzisere Instrumente und komplexe Datenverarbeitung erfordert, sind diese DIY-Projekte für Bildungszwecke, die Demonstration physikalischer Prinzipien und den Lerneffekt von unschätzbarem Wert. Quellenverzeichnis [1] „Amateur Radio Astronomy with RTL-SDR“, Verfügbar unter: https://www.rtl-sdr.com/amateur-radio-astronomy/[2] „The 21cm Hydrogen Line and Galactic Structure“, Verfügbar unter: https://www.astronomy.ohio-state.edu/21cm_line/[3] „DIY Radio Telescopes for Education“, Verfügbar unter: https://www.setileague.org/articles/diyrt.htm Source: https://g.co/gemini/share/651cf5aacf3e
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    8 mins
  • #17 – Sternenstaub-Detektive: Auf der Suche nach Außerirdischer Intelligenz

    #17 – Sternenstaub-Detektive: Auf der Suche nach Außerirdischer Intelligenz
    Jun 26 2025
    Zum Quellenverzeichnis Einleitung: Die Faszination der Suche Die Frage, ob wir allein im Universum sind, fasziniert die Menschheit seit jeher. Mit der fortschreitenden Technologie rückt die Suche nach außerirdischer Intelligenz (SETI) auch für ambitionierte Amateure in greifbare Nähe. Dieser Report beleuchtet, wie du mit deinem vorhandenen Equipment und einigen Erweiterungen selbst auf Entdeckungsreise gehen kannst, welche Herausforderungen dich erwarten und wie du die Wissenschaft aktiv unterstützen kannst. Dein Setup: Was ist möglich mit einer 1,2 Meter Satschüssel und umgebauten UHF/VHF Yagi Antennen sowie dem HackRF? Dein bestehendes Setup mit einer 1,2 Meter Satschüssel, umgebauten UHF/VHF Yagi Antennen und dem HackRF ist ein hervorragender Startpunkt für Amateur-SETI-Projekte. Die 1,2 Meter Satschüssel ist ideal für den Empfang im Mikrowellenbereich, insbesondere für die 21-cm-Wasserstofflinie (1420 MHz), die oft als „magische Frequenz“ für interstellare Kommunikation angesehen wird, da Wasserstoff das häufigste Element im Universum ist und diese Frequenz universell bekannt sein könnte [1]. Die umgebauten UHF/VHF Yagi-Antennen sind nützlich für niedrigere Frequenzbereiche, könnten aber für die SETI-Suche nach absichtlichen Signalen weniger relevant sein, da hier Störungen durch terrestrische Quellen stärker sind. Der HackRF ist ein vielseitiger Software Defined Radio (SDR), der einen weiten Frequenzbereich abdeckt und die flexible Verarbeitung von Radiosignalen ermöglicht. Das ist essenziell für die Analyse potenzieller ETI-Signale. Was sollte noch integriert werden und welche Software ist sinnvoll? Um dein Setup zu optimieren, empfehle ich folgende Integrationen: Low-Noise Block-Converter (LNB): Für deine Satschüssel benötigst du einen hochwertigen LNB, der speziell für den Frequenzbereich um 1420 MHz optimiert ist. Dies minimiert das Rauschen und verstärkt schwache Signale.Bandpassfilter: Ein Bandpassfilter für den 1420 MHz Bereich vor dem LNB oder direkt nach dem LNB kann unerwünschte Störungen außerhalb des interessierenden Bandes unterdrücken.Zusätzlicher Vorverstärker: Ein rauscharmen Vorverstärker (Low Noise Amplifier, LNA) direkt nach dem LNB kann die Signalstärke vor der Digitalisierung durch den HackRF verbessern, ohne das Rauschverhältnis wesentlich zu verschlechtern.Computer mit ausreichender Leistung: Die Auswertung von SDR-Daten erfordert erhebliche Rechenleistung. Ein leistungsstarker PC mit ausreichend RAM und schnellem Speicher ist unerlässlich. Für die Software-Seite gibt es ausgezeichnete freie Optionen: SDR-Software (z.B. SDR# oder GQRX): Diese Programme ermöglichen die grundlegende Steuerung deines HackRF, das Abstimmen auf Frequenzen und die Visualisierung des Spektrums. GQRX ist Open Source und auf Linux weit verbreitet.Radio Astronomy Software (z.B. GNU Radio): GNU Radio ist ein mächtiges Framework für Software Defined Radios, das sich hervorragend für komplexere Signalverarbeitung, Filterung und Analyse eignet. Es ist Open Source und bietet eine grafische Oberfläche für die Entwicklung von Signalflussdiagrammen.SETI-spezifische Software: Es gibt Projekte wie SETI@home (auch wenn es nicht mehr aktiv Rohdaten sammelt, war es ein Vorreiter) und andere Initiativen, die auf die Verarbeitung von Radiodaten abzielen. Halte Ausschau nach neuen Open-Source-Projekten im Bereich Amateur-Radioastronomie oder SETI. Software wie die von der Society of Amateur Radio Astronomers (SARA) empfohlenen Tools könnten hilfreich sein [2]. Rohdaten, Datenmengen und Zeitfenster Du wirst hauptsächlich Rohdaten in Form von digitalisierten Radiosignalen sammeln. Diese sind im Wesentlichen Zeitreihen von Amplitude und Phase der empfangenen Wellen in einem bestimmten Frequenzbereich. Die Datenrate kann enorm sein. Wenn du beispielsweise ein Band von 10 MHz bei einer Samplerate von 20 MS/s (Mega Samples pro Sekunde) aufnimmst, erzeugst du sehr schnell Gigabytes an Daten. Ein paar Minuten Aufnahme können bereits mehrere GB beanspruchen. Für kontinuierliche Überwachung über längere Zeiträume (Stunden oder Tage) müsstest du mit Terabytes an Rohdaten rechnen. Die Datenspeicherung und -verarbeitung ist hier eine der größten Herausforderungen für Amateure. Wie können die Daten ausgewertet werden? Die Auswertung der Rohdaten erfordert spezialisierte Techniken, um Muster im Rauschen zu finden: Spektralanalyse: Die Umwandlung der Zeitreihendaten in den Frequenzbereich (mittels Fast Fourier Transformation, FFT) ist der erste Schritt. Hier suchst du nach schmalbandigen, nicht-natürlichen Emissionen, die sich vom breitbandigen Rauschen abheben.Drift-Suche: Potentielle Signale von ETI könnten aufgrund der Relativbewegung zwischen Quelle und Empfänger (Doppler-Effekt) eine Frequenzverschiebung (Drift) aufweisen. Die Software muss in der Lage sein, solche Drifts zu erkennen.Pulssuche: Auch kurzzeitige, pulsierende Signale könnten auf intelligente ...
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    8 mins
  • #16 – Sternenstaub-Detektive: unser Sonnensystem

    #16 – Sternenstaub-Detektive: unser Sonnensystem
    Jun 26 2025
    DIY Radioastronomie Podcast – Staffel 2: Planeten im Radiospektrum Willkommen zur zweiten Staffel eures DIY Radioastronomie Podcasts! In dieser Episode tauchen wir in die faszinierende Welt der Radioemissionen unseres Sonnensystems ein. Inhaltsverzeichnis Welche Planeten sind messbar und auf welchen Frequenzen?Warum kann man Signale empfangen und was verursacht sie?Welches Equipment und welche Software ist nötig?Amateur vs. Wissenschaftlicher BetriebWelche Daten fallen an und welchen Umfang haben die Rohdaten?Messdauer und ErkenntnisseGibt es physikalische Besonderheiten?Welche Experimente kann man noch machen?Asteroidengürtel oder Kometen empfangen?Was ist für Einsteiger, was für Profis?Quellenverzeichnis Welche Planeten unseres Sonnensystems sind über ein Radioteleskop oder Antennen messbar? Auf welchen Frequenzen mit welcher Signalstärke kann man was empfangen und wie sind die Messungen zu interpretieren? Von den Planeten unseres Sonnensystems sind insbesondere Jupiter, Saturn und in geringerem Maße Uranus und Neptun gute Radioquellen [1]. Die Erde selbst emittiert ebenfalls Radiosignale, die jedoch hauptsächlich von menschlichen Aktivitäten stammen. Von Merkur, Venus und Mars sind keine natürlichen Radioemissionen in messbaren Stärken bekannt, die für die Radioastronomie von Interesse wären. Jupiter ist der bei weitem stärkste natürliche Radiostrahler unter den Planeten. Seine Emissionen lassen sich in zwei Hauptkategorien unterteilen: Dekametrische Emissionen (DAM): Diese treten im Frequenzbereich von etwa 5 bis 40 MHz auf [2]. Sie sind sehr stark und können die Sättigungsgrenze von Radioempfängern erreichen. Die Messungen werden typischerweise als „Burst“-Ereignisse interpretiert, da sie oft kurz und intensiv sind. Diese Emissionen stehen in engem Zusammenhang mit Jupiters Mond Io, der wie ein Dynamo im Magnetfeld des Jupiters wirkt [1, 2]. Die empfangbaren Signalstärken können Zehntausende von Janskys erreichen, weit über dem Rauschen des Hintergrunds.Dezimetrische Emissionen (DIM): Diese finden im Frequenzbereich von etwa 300 MHz bis 5 GHz statt [2]. Diese Emissionen sind thermischen Ursprungs und werden durch Synchrotronstrahlung von Elektronen im Jupiter-Magnetfeld erzeugt. Sie sind kontinuierlicher und schwächer als die dekametrischen Emissionen und erfordern empfindlichere Ausrüstung. Saturn emittiert ebenfalls Radioemissionen, die jedoch wesentlich schwächer sind als die des Jupiters. Die Radioemissionen des Saturns werden hauptsächlich im Bereich von 100 kHz bis etwa 1.2 MHz beobachtet [3], können sich aber bis in den MHz-Bereich erstrecken. Sie sind oft mit Polarlichtern verbunden, ähnlich wie bei der Erde und dem Jupiter. Für den Empfang sind größere Antennen und empfindlichere Empfänger erforderlich. Uranus und Neptun: Auch diese Eisriesen emittieren Radiowellen, die jedoch extrem schwach sind und nur mit sehr großen professionellen Radioteleskopen nachgewiesen werden können [1]. Ihre Emissionen sind ebenfalls mit ihren Magnetfeldern und Polarlichtern assoziiert. Die Interpretation der Messungen beinhaltet oft die Analyse von Frequenzverschiebungen, Intensitätsschwankungen und Polarisationsmustern. Diese Daten geben Aufschluss über die Magnetfelder der Planeten, ihre Ionosphären, und die Wechselwirkungen mit ihren Monden und dem Sonnenwind. [Zum Inhaltsverzeichnis] Warum kann man überhaupt etwas von Planeten im Radiospektrum empfangen? Was verursacht diese Signale? Man kann überhaupt etwas von Planeten im Radiospektrum empfangen, weil bestimmte physikalische Prozesse in ihren Atmosphären und Magnetosphären Radiowellen erzeugen. Die Hauptursachen für diese Signale sind: Synchrotronstrahlung: Dies ist der dominierende Mechanismus für die starken dezimetrischen Emissionen von Jupiter und auch für die Radiostrahlung anderer Gasriesen. Geladene Teilchen (hauptsächlich Elektronen) werden in den starken Magnetfeldern der Planeten auf spiralförmige Bahnen gezwungen und dabei stark beschleunigt [1, 4]. Diese Beschleunigung führt zur Emission von Radiowellen. Je stärker das Magnetfeld und je schneller die Elektronen, desto höher die Frequenz und Intensität der Strahlung.Zyklotron-Maser-Emission (CME): Dies ist der Hauptmechanismus für die dekametrischen Emissionen Jupiters und die Emissionen Saturns. Hochenergetische Elektronen, die entlang der Magnetfeldlinien der Planeten wandern, werden durch bestimmte Bedingungen (z.B. Wechselwirkung mit Plasma oder Monden wie Io) verstärkt und erzeugen eine kohärente Radiostrahlung [1, 2]. Dieser Effekt ist vergleichbar mit einem Laser, der Licht erzeugt, nur dass hier Radiowellen statt sichtbaren Lichts erzeugt werden. Die Emission ist oft sehr direktional.Thermische Emission: Jeder Körper, der eine Temperatur oberhalb des absoluten Nullpunkts hat, emittiert Wärmestrahlung (Bremsstrahlung). Planeten mit warmen Atmosphären oder Oberflächen emittieren daher auch schwache Radiowellen aufgrund der ...
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    10 mins
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