Radioastronomie

Mit einer Satellitenschüssel und wenigen zusätzlichen Bauteilen kann man einfachste Radioastronomie betreiben. Als Beobachtungsobjekt eignet sich leider aber fast ausschließlich unsere Sonne, wie man anhand folgender Abbildung erkennen kann. Rechts ist die für die Beobachtung notwendige Größe der Satellitenschüssel angegeben:

Die spektrale Flussdichte wird in Jansky angegeben. 1 Jansky entspricht einer Energie von 10^ –26 Joule pro Sekunde und Quadratmeter pro Hertz. Nehmen wir für die Sonne eine konstante spektrale Flussdichte von 5 · 10^  7 Jy über einen Frequenzbereich von 20 MHz bis 20 000 MHz an. Dann ergibt sich die Strahlungsintensität als Frequenz-Integral über die spektrale Flussdichte. Konkret erhält man dann eine Intensität von 5 · 10^  7 · 10^ –26 · (20 000 – 20) · 10^  6 = 10^ – 8 W/m². Obwohl die Sonne die mit Abstand stärkste Radioquelle ist (siehe obiges Diagramm), bewegen sich die Intensitäten trotzdem nur auf einem sehr geringen Niveau.

Was benötigt man alles für die einfachste Radioastronomie:

  • eine Satellitenschüssel
  • einen LNB (low noise block bzw. übersetzt soviel wie rauscharmer Signalumsetzer)
  • Koaxkabel
  • F-Stecker
  • einen >12V Akku
  • einen Satellitenfinder
  • einen ADS1115 Analog-Digital-Wandler
  • einen Arduino (Nano)

Meine 72 cm messende Satellitenschüssel habe ich zum Beispiel gratis auf einer österreichischen Verkaufsplattform entdeckt. Den Satellitenfinder habe ich ebenfalls dort gebraucht um 5 Euro erstanden. Kabel und Stecker kosten um die 5 Euro. Für den Arduino + ADS1115 kommen schlussendlich nochmals 8 Euro hinzu. Zur Ausrichtung der Satellitenschüssel baut man sich am besten ein Holzstativ.

Mein Ziel ist es, mit dem Satellitenfinder die Strahlungsintensität der Sonne bei einem Sonnendurchgang aufzuzeichnen und so eventuell aufgrund der aufgezeichneten Amplitude eine ruhige Sonne von einer aktiven Sonne unterscheiden zu können.

Bildquelle: https://www.lensch.at/erste-radioastronomie/

Die Spannung greife ich direkt am analogen Messgerät des Satfinders ab. Da diese Spannungen nur in einem Bereich von 0- 300 mV liegen, benötige ich einen empfindlicheren Analog-Digital-Wandler. Hierfür eignet sich der ADS1115

Die Messkurve zeichne ich direkt mit dem Serial-Plotter der Arduino-IDE auf:

Hier die viel zu große Satellitenschüssel auf meinem winzigen Balkon. Mal schauen, wie ich da platzmäßig zurande komme. Werde die Schüssel vermutlich auf einem Sessel montieren und so versuchen, die Sonne ins Bild zu bekommen.

Inzwischen habe ich das Koaxkabel und die F-Stecker besorgt und montiert. Zur Versorgung des Satellitenfinders mit Spannung wird der 12V-Akku wie abgebildet an das Koaxkabel angeschlossen, also GND an die Schirmung und die +12V an die Seele (Innenleiter).

Der Satellitenfinder ist heute mit der Post angekommen und ich konnte gleich die Kabel parallel zum Zeigerinstrument anlöten. Diese gehen dann zum ADS1115…

Ich habe jetzt einmal die Ausgangsspannung überprüft. Wenn der Zeiger bei ca. 9 steht, beträgt diese rund 0.3V. Daher macht es schon Sinn, einen externen ADC zu verwenden. Mit dem eingebauten 10bit ADC des Arduino hätte ich bei 0.3V nämlich maximal nur 60 Stufen (5mV pro bit) und der Graph würde nicht schön glatt werden.

Heute habe ich einen ersten Test mit der Satellitenschüssel gemacht. Da ich keinerlei (äquatoriale) Montierung verwende, ist es natürlich nicht so leicht, die Sonne in den Fokus zu bekommen und dann die Satellitenschüssel am Boden zu fixieren. Ich habe daher keinen kompletten Durchlauf der Sonne aufzeichnen können, sondern nur den absteigenden Ast. Dies hat aber recht gut funktioniert. Im Graphen war dann sogar bei rund 15:57 MESZ (13:57 UMT) eine kleine Beule zu beobachten. Ob diese von einer kurzzeitig gesteigerten Sonnenaktivität herrührt kann ich nicht wirklich sagen. Im Internet war im Verlauf der Sonnenaktivität zu diesem Zeitpunkt eine geringe kurzfristige Steigerung verzeichnet…

 

Heute habe ich noch eine Messung eines Sonnendurchgangs  durchgeführt, um u.a. das Gesichtsfeld meiner Satellitenschüssel zu bestimmen. Die Sonne legt pro 4 Minuten 1 ° am Himmel zurück. Jetzt muss man nur noch die Zeitspanne bestimmen, innerhalb derer das Signal von 50% Stärke bis zum Maximum gestiegen und dann wieder auf 50% gesunken ist. In meinem Fall waren dies 11 Minuten. Demnach beträgt das Gesichtsfeld der Satellitenschüssel 11/4 = 2.75°.

Jetzt wissen wir also, welches Gesichtsfeld meine Schüssel mit ihrem einzigen Pixel am Himmel besitzt. Wie groß erscheint aber die Sonne im Radioteleskop? Die sichtbare Winkelausdehnung der Sonne beträgt ja rund 0.5°. Die langwelligen Radiowellen werden aber an der relativ zu λ recht kleinen Teleskopschüssel stark gebeugt. Bei optischen Teleskopen mit z.B. 20 cm Öffnung beträgt der Beugungswinkel bis zum ersten Beugungsminimum rund 0.69 Bogensekunden, was auch dem Auflösungsvermögen dieses 20 cm Teleskops im sichtbaren Spektralbereich entspricht. Bei den Radiowellen ist dieser Winkel durch das weitaus größere Verhältnis Wellenlänge λ / Öffnung_Teleskop d bedeutend größer. Dies ist auch der Grund, weshalb man in der Radioastronomie für scharfe Bilder viel größere Radioteleskope benötigt als in der optischen Astronomie!

Für das erste Beugungsminimum einer Kreisblende gilt die Formel:

Das erste Minimum besitzt bei einer punktförmigen Radioquelle mit dem 0.7 m Radioteleskop also einen Beugungswinkel von beachtlichen 2.5°, sprich die gesamte zentrale Beugungsscheibe erstreckt sich über einen Winkel von 5°. Bei der Sonne ist es dann sogar noch ein wenig mehr, da sie ja nicht punktförmig ist, sondern selbst eine Winkelausdehnung von 0.5° besitzt. Das Abbild der Sonne mit meiner Satellitenschüssel überstreicht demnach aufgrund der Beugung einen Winkel von 5.5°.

 

 


In einem zweiten Experiment möchte ich mit einer WLAN-Antenne die 21cm-Strahlung des Wasserstoffs in der galaktischen Ebene aufnehmen. Zunächst einmal eine Einführung in diese für Radioastronomen so wichtigen Strahlung.

Theorie:

Wie ich schon beim Zeemaneffekt (https://stoppi-homemade-physics.de/zeeman-effekt/) erläutert habe, besteht ein Zusammenhang zwischen dem Drehimpuls L eines um den Atomkern kreisenden Elektrons und dem dadurch erzeugten magnetischen Moment µ. Es gilt:

Der Drehimpuls L kann nun der Bahndrehimpuls bzw. der Eigendrehimpuls (= Spin) des Elektrons sein. Im letzteren Fall führt dies zur sog. Feinstrukturaufspaltung!

Betrachten wir den letzteren Fall. Der Spin des Elektrons erzeugt also auch ein magnetisches Moment µ. Aus Sicht des Elektrons bewegt sich das Proton um das Elektron herum. Das kreisende Proton erzeugt als bewegte elektrische Ladung daher am Ort des Elektrons ein Magnetfeld B.

In diesem Magnetfeld B kann sich nun das durch den Spin verursachte magnetische Moment des Elektrons µ verschieden orientieren (Spin up und Spin down). Diese beiden Orientierungen besitzen aber eine unterschiedliche Energie! Für diese potenzielle Energie des magnetischen Moments µ im Magnetfeld B gilt die Formel:

Die potenzielle Energie des spininduzierten magnetischen Moments des Elektrons im atomaren Magnetfeld hängt also von der z-Komponente Lz des Drehimpulses ab, also jener Komponente in Richtung des Magnetfelds! Im Falle des Elektronenspins besitzt diese z-Komponente nur die beiden Zustände Lz = ms · h / 2·π mit ms = –1/2 (Spin down) und +1/2 (Spin up).

Genau diese energetische Aufspaltung der möglichen Zustände nennt man Feinstrukturaufspaltung. Um deren Größe abzuschätzen, müssen wir das Magnetfeld B kennen. Dieses Magnetfeld wird ja durch die Bewegung des Protons aus Sicht des Elektrons erzeugt. Ein Kreisstrom erzeugt in dessen Mittelpunkt folgendes Magnetfeld:

Der Kreisstrom kann also auch durch den Drehimpuls L ausgedrückt werden. Setzt man dies oben ein erhält man für das Magnetfeld B am Ort des Elektrons:

Setzt man diesen Ausdruck für B in die erste Beziehung für die potenzielle Energie ein, erhält man:

Die Feinstrukturaufspaltung kann also als Zeeman-Aufspaltung infolge der Wechselwirkung des magnetischen Spinmoments mit dem Magnetfeld, das durch die Bahnbewegung des Elektrons erzeugt wird, aufgefasst werden!

Größenmäßig verhält sich diese Energieaufspaltung relativ zu den Bohrschen Bahnenergien wie Epot/E(n) ≈ α² mit der Sommerfeld‘schen Feinstrukturkonstante α ≈ 1/137.

Ein typisches Beispiel für die Feinstrukturaufspaltung ist die berühmte Natrium-D-Doppellinie mit λ = 589.0 nm und λ = 589.6 nm. Die Energieaufspaltung aufgrund der Feinstruktur beträgt nur 2 meV.

Was ist aber die Hyperfeinstruktur? Wie wir eingangs gesehen haben, hängen Drehimpuls und magnetisches Moment zusammen. Jetzt besitzt aber nicht nur das Elektron einen Bahndrehimpuls und einen Eigendrehimpuls (Spin), sondern auch die im Kern befindlichen Protonen. Für deren magnetisches Moment gilt analog:

Wie man anhand der Formel für das Kernmagneton sieht, steht im Nenner die Protonenmasse mP. Beim Bohrschen Magneton (des Elektrons) war es noch die Elektronenmasse me. Nun ist aber ein Proton 1836-mal schwerer als ein Elektron. Daher ist das Kernmagneton viel kleiner als das Bohrsche Magneton und demnach auch das magnetische Moment µ des Protons viel kleiner als jenes des Elektrons. Es gilt also:

Da das magnetische Moment des Kerns aber viel kleiner ist, ist auch die Energieaufspaltung durch dessen unterschiedliche Orientierung in einem Magnetfeld viel kleiner als beim Elektron. Was die größere Feinstruktur aufgrund der Orientierung des Spins der Elektronen ist, ist nun die Hyperfeinstruktur aufgrund der Orientierung des Kernspins. Grob kann man daher sagen, dass die Hyperfeinstruktur energetisch nur etwa 1/2000-tel der Feinstruktur ausmacht!

Beim Wasserstoff kann sich der Kernspin des einzelnen Protons nun in zwei Zuständen relativ zum Spin des Elektrons orientieren und zwar parallel und antiparallel. Der antiparallele Zustand besitzt eine geringfügig geringere Energie. Dadurch emittiert der Wasserstoff beim Umklappen des Kernspins Licht mit einer sehr geringen Energie/Frequenz. Diese Strahlung ist genau die berühmte 21cm-Strahlung des Wasserstoffs! Die Frequenz dieser Strahlung liegt nach c = λ·f  bei 1420 MHz, was einer Energiedifferenz von lediglich 6 µeV entspricht.

Abschließend kann also gesagt werden: Das magnetische Kernmoment liefert zwei Beiträge zur Aufspaltung und Verschiebung von Energieniveaus der Elektronenhülle (sog. Hyperfeinstruktur):

  • Die eben dargelegte Wechselwirkung des magnetischen Kernmoments mit dem Magnetfeld, das von den Elektronen am Kernort erzeugt wird (Zeeman-Effekt des Kernmoments mit dem atomaren Magnetfeld)
  • Die ebenfalls noch zu berücksichtigende Wechselwirkung des stärkeren elektronischen magnetischen Moments mit dem schwachen vom Kernmoment erzeugten Magnetfeld am Ort des Elektrons.

Experiment:

Hier gleich vorweg die Internetseite, welche als Basis für dieses Projekt dient: https://www.rtl-sdr.com/cheap-and-easy-hydrogen-line-radio-astronomy-with-a-rtl-sdr-wifi-parabolic-grid-dish-lna-and-sdrsharp/

Für den Versuch, die 21cm-Strahlung des Wasserstoffs zu erfassen, benötigt man folgende Teile:

  • eine 2.4 GHz WLAN-Gitterantenne mit einem Signalgewinn von 24 dB
  • einen Adapter male N-type auf male SMA
  • einen 50 OHM SMA-Abschluss
  • einen speziell auf die 1420 MHz-Signale abgestimmten LNA (low noise amplifier) wie etwa denNooelec SAWbird+ H1 (Amazon-link)
  • einen SMA-male auf SMA-male Adapter
  • einen RTL SDR USB-Stick mit bias-T, also der Möglichkeit zur Versorgung des LNA mit Spannung über die Signalleitung
  • ein USB-Verlängerungskabel
  • einen Laptop
  • eine SDR-Software z.B. SDRSharp
  • eine Astrosoftware z.B. Stellarium

Den RTL SDR Stick betreffend sei darauf hingewiesen, dass zumeist fake-Produkte auf ebay und aliexpress im Umlauf sind. Beim Kauf also darauf achten, ein Original zu erwerben! Dieses besitzt zum Beispiel als Erkennungsmerkmal seitlich nur je 2 Verschraubungen und den Schriftzug RTL-SDR.COM auf dem Gehäuse…

Hier kannst du gut das Unterscheidungsmerkmal des originalen RTL-SDR-Sticks erkennen, die nur 2 seitlichen Schrauben zur Fixierung des Gehäuses:

Als SDR-Software verwende ich die Freeware SDRSharp (https://airspy.com/download/). Achtung: Damit SDRSharp (SDR#) auf deinem PC ohne Probleme läuft, darfst du es nicht im Ordner Programme o.ä. speichern. Ich verwende hierfür den von mir erstellten Ordner “Anwendungen“. In diesem befindet sich dann der Unterordner SDRSharp mit den ganzen Dateien!

Als Astrosoftware verwende ich die Freeware Stellarium (https://stellarium.org/de/):

Hier nun eine Anleitung für die einzelnen Schritte:

Hardware-Setup

Die empfohlene Einrichtung ist einfach. Die Antenne wird eben auf den Boden gelegt, sodass sie genau auf den Zenit (= der Punkt am Himmel exakt über einem) ausgerichtet ist. Die genaue Orientierung auf dem Boden ist dabei egal, da die Polarisation der 21cm-Strahlung keine Vorzugsrichtung besitzt. Sie braucht wie gesagt nur auf den Zenit zeigen und muss für diesen Versuch auch nicht nachgeführt werden. Die Bewegung am Himmel übernimmt die Erdrotation. Dann wird das Antennenkabel direkt und ohne Verlängerung (!) über den N-Type-SMA-Adapter an den LNA angeschlossen. Dessen Ausgang verbindet man mittels SMA-SMA-Adapter mit dem RTL-SDR-Stick. Über ein qualitativ hochwertiges USB-Kabel verbindet man den USB-Stick mit dem PC. Wenn die Messungen länger andauern ist es ratsam, die elektronischen Komponenten vor Nässe/Tau zu schützen und entsprechend wasserdicht einzupacken.

Software-Setup

Um die Wasserstofflinie zu erfassen benötigen wir eine Software, die in der Lage ist, viele FFT-Abtastwerte über die Zeit zu integrieren/zu mitteln. Die Mittelung reduziert das Rauschen des SDRs, wodurch der schwache Peak der Wasserstofflinie erst sichtbar wird. Da sich die Galaxie durch die Erdrotation nur langsam am Himmel bewegt, können wir 5-10 Minuten am Stück mitteln.

Astrosoftware Stellarium

Ich verwende das kostenloses Astronomieprogramm namens Stellarium, um die galaktische Ebene der Milchstraße am Himmel zu verfolgen. So weiß man, zu welcher Zeit die Antenne auf die Milchstrasse zielt und ein Wasserstoffsignal zu erwarten ist.

Zur Freeware Stellarium gelangt man über https://stellarium.org, wobei ich mich für die Windows-Version entschieden habe. Zur Darstellung der Milchstrasse auch untertags ist es notwendig, die Atmosphärendarstellung zu deaktivieren. Dies geschieht durch Drücken der Taste “a”. Drücke dann die Taste F4, um in das Optionsmenü zu gelangen. Hier empfehlen wir, die Helligkeit der Milchstraße auf 6,0 zu erhöhen, um sie wirklich deutlich und hell erscheinen zu lassen. Ich empfehle auch zur Registerkarte „Markierungen“ zu gehen und das Azimuthal-Gitter einzuschalten, das eine Markierung für den Zenit liefert. So weiß man, wohin die Antenne momentan zielt. Überprüfe auch den Beobachtungsort, der unten links angezeigt wird. Wenn es sich um eine falsche Position handelt, drücke F6 um den richtigen Ort festzulegen. Verwende das Mausrad um herauszuzoomen, sodass der gesamte Himmel sichtbar wird. Bewege die Maus so, dass die Kamera genau auf den Zenit blickt. Da Stellarium standardmäßig im Vollbildmodus geöffnet ist, drücke F11, um in den Fenstermodus zu wechseln. Indem du auf ein Objekt innerhalb der Milchstraße klickst, kannst du die galaktischen Koordinaten herausfinden. Dies ist vor allem dann wichtig, wenn du den Wasserstoffspektrum mit anderen Quellen aus dem Internet vergleichen möchtest. Um den Infotext zu diesem Objekt wieder zu entfernen, drücke die rechte Maustaste.

SDRSharp, Bias-T und IF Average Plugin

Als SDR-Software kommt bei mir wie schon gesagt SDR# zum Einsatz, wobei zusätzlich noch das SDR#-Plugin namens „IF Average“ benötigt wird.

  • Lade die neueste Version von SDR# herunter, welche du hier finden kannst: http://www.airspy.com
  • Achtung: Speichere das Programm SDR# nicht im Ordner Programme o.ä., sondern erstelle einen eigenen Ordner z.B. “Anwendungen” und speichere SDRSharp dort!
  • Führe die Batch-Datei install-rtlsdr aus. Diese fügt u.a. den Treiber zadig zu deinen Dateien hinzu.
  • Um den RTL-SDR Stick zum Laufen zu bringen, wird unter anderem der Treiber zadig (https://zadig.akeo.ie/) benötigt. Hier gibt es eine gute Anleitung, wie dies zu erfolgen hat: https://www.youtube.com/watch?v=d0JS0duC7BI

  • Du benötigst für dieses Experiment auch einen RTL-SDR-Stick, welcher Bias-T unterstützt. Damit wird es möglich, den LNA direkt über den USB-Stick mit Strom zu versorgen. Benenne die Datei rtlsdr.dll im SDR#-Ordner in rtlsdr_old.dll um. Lade dir nun folgende zip-Datei herunter: https://github.com/rtlsdrblog/rtl-sdr-blog/releases. Entpacke die zip-Datei in einem separaten Ordner und kopiere die Datei rtlsdr.dll von dort in den SDR#-Ordner.
  • Download des SDR#-plugins IF average: Dropbox oder https://www.rtl-sdr.com/wp-content/uploads/2020/01/IF-Average_1-.zip?ffccfa&ffccfa
  • Entpacke die zip-Datei und kopiere alle Dateien in deinen SDR#-Ordner
  • Öffne die “magic sentance.txt“-Datei mit dem Editor und kopiere die Zeile <add key…>
  • Öffne plugins.xml mit dem Editor, füge die eben kopierte Zeile <add key…> ein und drücke auf Speichern…

Empfangen und Mitteln der Wasserstofflinie mittels FFT im Programm SDR#

  • SDR# öffnen
  • RTL-SDR USB auswählen, Startknopf drücken.

  • Stelle den RF-Gain-Schieberegler auf das Maximum ein. Diesen Regler erreichst du, wenn du auf das Zahnrad oben in der Leiste drückst!

  • Im gleichen Fenster findest du auch den Punkt Offset Tuning. Setze dort ein Häckchen. Dies aktiviert nun den Bias-T des RTLSDR-Sticks, der somit den LNA mit Strom versorgt. Besitzt der LNA eine Status-LED, so müsste diese jetzt aufleuchten.

  • Stelle die Frequenz auf 1420 MHz ein und verwende die Taste mit den beiden zueinander gerichteten Dreiecken neben der Frequenzangabe, um “Center Tuning” einzustellen. Die Frequenz von 1420 MHz wird sodann im Fenster zentriert.

  • Drücke nun wieder auf das Hamburger-Symbol mit den drei waagrechten Strichen und scrolle nach unten, bis du das zuvor installierte IF Average-Plugin findest. Klicke dann auf den IF Average-Eintrag, um es zu aktivieren. Es müsste sich sodann ein weiteres Fenster im Programm öffnen.

  • Nimm nun die folgenden Einstellungen vor, welche zu einer Mittelungszeit von 6-7 Minuten führen (Anm.: Kürzere Mittelungszeiten würden wahrscheinlich auch funktionieren – versuche eventuell die dynamische Mittelung etwas zu reduzieren):

FFT resolution: 1024

Intermediate Average: 1000

Gain: ca. 335

Level: 1000

Dynamic averaging: 902000

  • Bevor du erste Messungen vornehmen kannst, musst du eine Kalibrierung vornehmen. Schließe für die Erstkalibrierung den 50-Ohm-Abschlusswiderstand an den LNA, dort wo sonst das Antennenkabel angeschlossen wird. Wenn du keinen 50-Ohm-Abschlusswiderstand hast, lass die Antenne einfach abgeklemmt. Aktiviere das Kontrollkästchen “Window” und drücke sofort die Schaltfläche “background“, um einen Referenz-Hintergrundscan zu erstellen. Es erscheint der gelbe Text “background recording!“. Dieser Scan wird von allen nachfolgenden Scans subtrahiert, wodurch der unerwünschte gekrümmte Signalverlauf der RTL-SDR- und LNA-Filter entfernt wird. Der erste Scan dauert 6-7 Minuten. Sobald der Hintergrundscan abgeschlossen ist, sehen Sie die Worte „Corrected background!“ in gelber Schrift oben links im FFT-Fenster.

  • Schließe nun wieder die Antenne anstelle des Abschlusswiderstands an.
  • Tipp: Wenn das FFT-Fenster immer wieder hinter dem SDR#-Hauptfenster verschwindet, schiebe das SDR#-Hauptfenster nach rechts und das FFT-Fenster nach links, sodass es nicht über SDR# liegt.
  • Möglicherweise musst du die Gain- und Level-Schieberegler ein wenig anpassen, um den Signalverlauf im FFT-Diagramm auf dem Bildschirm anzuzeigen.
  • Versuche die Verstärkung groß zu halten, da dies die FFT-Verstärkung erhöht, sodass auch sehr kleine Spitzen im Signalverlauf sichtbar werden
  • Jetzt musst du nur noch warten, bis die Milchstraße in den Beobachtungsausschnitt deiner Antenne tritt und du, falls alles richtig läuft, einen kleinen Hügel aufgrund der H-Linie sehen kannst. Die Software mittelt kontinuierlich das Spektrum. Das IF-Average-Plugin kann auch Datendateien für weitere Analysen ausgeben.

Mittlerweile sind der auf die Wasserstofflinie abgestimmte Verstärker (LNA) und die WLAN-Antenne eingetroffen. Meine Wohnung ist zwar dadurch noch verstellter als bisher, aber was macht man nicht alles für seine Projekte 😉

Die aus China bestellten SMA-Adapter sind auch bereits eingetroffen. Jetzt habe ich eigentlich alles beisammen für einen ersten Test im Hof…

Heute habe ich draußen im Hof den ersten Test machen können. Gegen 13 Uhr MESZ am 24.5.2022 stand die Milchstrasse bei der galaktischen Länge von 154° (Sternbild Fuhrmann) genau im Zenit . Und siehe da, ich konnte wirklich einen kleinen Peak aufzeichnen. 🙂 Ein Vergleich mit galaktischen Wasserstoffprofilen aus dem Internet zeigt deutliche Übereinstimmungen für diese galaktische Länge. Die Profile aus dem Internet sind aber gegen die Relativgeschwindigkeit aufgetragen und zwar nach links blauverschoben (negative Geschwindigkeit) und nach rechts rotverschoben (positive Geschwindigkeit). Mein mit SDRSharp erfasstes Profil ist aber gegen die nach rechts steigende Frequenz aufgenommen. Daher habe ich mein Profil zum Vergleich spiegeln müssen. Aber man erkennt gut die in Richtung geringerer Frequenz steigende Flanke.

Bildquelle: https://physicsopenlab.org/2020/09/08/milky-way-structure-detected-with-the-21-cm-neutral-hydrogen-emission/

Ich werde dann noch eine weitere Stelle unserer Milchstrasse untersuchen und zwar die Gegend im Sternbild Schwan. Diese befindet sich aber im Moment nur zu einer unchristlichen Zeit im Zenit. Daher muss ich noch einige Wochen/Monate warten.

Richte ich die Antenne auf eine Himmelsregion ohne Milchstrasse bzw. auf die Hofmauer, so verschwindet der Wasserstoff-Peak, Heureka…