https://wiki-de.moshellshocker.dns64.de/index.php?action=history&feed=atom&title=Very_Long_Baseline_InterferometryVery Long Baseline Interferometry - Versionsgeschichte2026-05-30T20:09:24ZVersionsgeschichte dieser Seite in Wikipedia (Deutsch) – Lokale KopieMediaWiki 1.43.8https://wiki-de.moshellshocker.dns64.de/index.php?title=Very_Long_Baseline_Interferometry&diff=55513&oldid=previmported>Pduive23 am 6. März 2026 um 16:07 Uhr2026-03-06T16:07:03Z<p></p>
<p><b>Neue Seite</b></p><div>[[Datei:VLBI zwischen Kashima und TIGO.jpg|mini|VLBI-Beobachtung zwischen den Stationen Kashima (Japan) und TIGO (Chile)]]<br />
'''Very Long Baseline Interferometry''' ('''VLBI''') bzw. '''Langbasisinterferometrie''' ist eine Methode der [[Radioastronomie]] für Messungen mit höchster räumlicher Auflösung und Positionsgenauigkeit. Sie dient sowohl für [[Astronomie|astronomische]] Beobachtungen als auch für [[Geodäsie|geodätische]] Untersuchungen im Gebiet der [[Erdmessung]].<br />
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Die räumliche Auflösung eines [[Interferometrie|Interferometers]] ist bestimmt durch die [[Wellenlänge]] und die größte Entfernung zwischen den beteiligten [[Parabolantenne|Antennen]]. In normalen [[Interferometer (Radioastronomie)|Radiointerferometern]] werden die Signale der einzelnen Antennen z.&nbsp;B. über Wellenleiter ([[Hohlleiter]], [[Koaxialkabel]] oder [[Glasfasernetz|Glasfaser]]) deren Länge bekannt ist, zusammengeführt und zur [[Interferenz (Physik)|Interferenz]] gebracht. Bei VLBI werden stattdessen die Signale der einzelnen Antennen zusammen mit sehr genauen Zeitreferenzen von [[Atomuhr]]en (z.&nbsp;B. [[Wasserstoff-Maser-Uhr]]) gespeichert und später rechnerisch korreliert.<ref> https://www.nature.com/articles/srep40992 </ref> Dadurch ist es möglich, Interferenzen über interkontinentale Entfernungen oder sogar mit Antennen im Weltraum (Weltraum-VLBI) zu erhalten.<br />
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[[Datei:Recording data at each of the telescopes in a VLBI array.gif |mini|400px|Aufzeichnung der, von verschiedenen Teleskopen empfangenen Signale. Atomuhren werden zur präzisen Bestimmung des zeitlichen Verlaufs der Signale verwendet. Früher verwendete Magnetband-Aufzeichnungsgeräte wurden inzwischen durch digitale Aufzeichnungsmethoden ersetzt.]]<br />
[[Datei: Vlbi data playback 2.svg |mini|350px|Auswertung der aufgezeichneten Signale mittel nachträglicher Synchronisation durch Korrelation zur Bestimmung der Unterschiede der Empfangszeitpunkte derselben Signal-Variationen]]<br />
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== Astronomie ==<br />
[[Datei:How VLBI Works.gif|mini|Zeitlich präzise Aufzeichnung des Verlaufs, der von zwei Radioteleskopen empfangen Quasar-Signale. Mit dieser Methode kann der zeitliche Versatz zwischen den empfangenen Signale sehr genau bestimmt werden.]]<br />
Die genauen Positionsmessungen der VLBI sind wichtig für die Festlegung des astronomischen Koordinatensystems z.&nbsp;B. im [[ICRF]]. Die mit VLBI erreichbare räumliche Auflösung ist zurzeit der in anderen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums überlegen, allerdings auf Objekte mit heller Radioemission beschränkt. Mit VLBI werden die aus der Umgebung schwarzer Löcher in [[Aktiver galaktischer Kern|aktiven galaktischen Kernen]] ausströmenden „Jets“ energiereicher Teilchen untersucht. Weitere Ziele sind zum Beispiel [[Maser]]quellen in Sternentstehungsgebieten, in der Atmosphäre von Sternen und wiederum in der Umgebung aktiver galaktischer Kerne.<br />
<br />
Im Mai 2012 wurde VLBI erstmals für ein [[Search for Extraterrestrial Intelligence|SETI-Projekt]] eingesetzt. Dabei wurde der Stern [[Gliese 581]] mit den [[Astronomisches Instrument|Instrumenten]] des ''Australian Long Baseline Array'' erforscht.<ref>[http://www.astronews.com/news/artikel/2012/06/1206-003.shtml Kein verdächtiges Signal von Gliese 581] astronews.com</ref><ref>[http://www.technologyreview.com/view/428038/seti-finds-no-signs-of-et-nearby/ SETI Finds No Signs of E.T. Nearby]; H. Rampadarath et al.: ''The First Very Long Baseline Interferometric SETI Experiment.''[http://arxiv.org/abs/1205.6466 @ Arxiv], abgerufen am 6. Juni 2012</ref><br />
<br />
Anhand von Messungen der Jahre 2014 und 2015 wurde eine Entfernung von über 66.000 Lichtjahren zu einem Sternentstehungsgebiet gegenüber dem Zentrum unserer Milchstraße ermittelt, indem dortige Maserquellen mittels des Entfernungsmessverfahrens der [[Trigonometrische Parallaxe|Trigonometrischen Parallaxe]] beobachtet wurden.<ref>Alberto Sanna, Mark J. Reid, Thomas M. Dame, Karl M. Menten, Andreas Brunthaler: ''Mapping Spiral Structure on the far side of the Milky Way.'' In: [[Science]], 13. Oktober 2017.</ref><br />
<br />
== Geodäsie ==<br />
[[Datei:Geodetic Observatory Wettzell.jpg|miniatur|rechts|Radioteleskop am [[Geodätisches Observatorium Wettzell|Geodätischen Observatorium Wettzell]]]]<br />
Die Geodäsie ist die Wissenschaft von der Ausmessung und Abbildung der Erdoberfläche. Dabei werden nicht nur Messgeräte und Satelliten, sondern auch VLBI-Messungen zur Orientierung auf der Erdoberfläche verwendet. Weit entfernte Himmelskörper, die für uns wegen ihrer hohen Distanz punktförmig erscheinen und zudem scheinbar keine Eigenbewegung besitzen, werden beobachtet und als Grundlage verwendet, um Positionen auf der Erdoberfläche zu bestimmen. Das heißt, es werden die Abstände der Radioteleskope zueinander gemessen und dadurch auch ihre Bewegungen und Bewegungsrichtungen auf wenige Millimeter genau bestimmt. So ist es möglich, eventuelle Abweichungen durch Vergleiche mit vorherigen Messungen festzustellen.<br />
<br />
=== Messprinzip ===<br />
Durch präzise Messung der Signale mit zwei oder mehr [[Radioteleskop]]en und ihre mit [[Zeitmarke]]n versehene Speicherung wird eine Art [[Laufzeitmessung]] möglich. Die Daten werden mittels eines [[Korrelator]]s so lange auf der Zeitachse verschoben, bis fast vollständige Übereinstimmung der Signalspitzen erreicht ist. <br><br />
Nach diesem Korrelieren entspricht die Verschiebung dem Laufzeit- bzw. Wegunterschied Δt<sub>1,2</sub> vom [[Quasar]] zu den zwei (oder mehr) Teleskopen. Durch Anmessen mehrerer Quasare (5–20 in einer Stunde) wird eine Art [[Vermessungsnetz]] aufgebaut. Weil sich die einzelnen Δt durch die [[Erdrotation]] dauernd ändern, kann außer den [[Koordinate]]n auch der momentane Rotationspol und die astronomische [[Zeit]] bestimmt werden.<br />
<br />
Die Genauigkeit der Zeitmessung liegt bei 0,1&nbsp;ns (Milliardstel Sekunden). Multipliziert diese mit der [[Lichtgeschwindigkeit| Ausbreitungsgeschwindigkeit der Signale]] erhält man eine Entfernungs-Messgenauigkeit von 3 Zentimetern. Durch die Auswertung einer großen Anzahl von Messungen (großteils automatisch) können die Entfernungen in Netzen mit einer Messgenauigkeit von ±1&nbsp;cm bestimmt werden.<br />
<br />
=== Datenreduktion und Ergebnisse ===<br />
Die Messungen sind wegen verschiedener Einflüsse zu korrigieren:<br />
# [[Brechung (Physik)|Refraktion]] in der [[Troposphäre]] – Trocken- und Feuchtanteil: ersterer wird über [[Luftdruck]] und [[Temperatur]] bestimmt, letzterer ist wegen stark schwankendem Gehalt an [[Wasserdampf]] schwerer modellierbar<br />
# Refraktion in der [[Ionosphäre]] – sie ist von der [[Frequenz]] der [[Radiowelle]]n abhängig und kann daher durch zwei Frequenzen genähert ermittelt werden<br />
# [[Zeitmessung|Zeitkorrekturen]]<br />
# [[Instrumentell]]e Einflüsse ([[Kalibrierung]] der [[Antennentechnik|Antenne]] bzgl. [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]], [[Phasenzentrum]] usw.)<br />
# Weitere Einflüsse<br />
<br />
Die Ergebnisse sind gut mit anderen Messmethoden kombinierbar – z.&nbsp;B. mit [[Global Positioning System|GPS]] und dessen Methode, die zweite Korrektur zu ermitteln.<br />
<br />
Durch langfristige Bestimmung von [[Koordinate]]n der [[Radioteleskop]]e können die Bewegungen der [[Kontinent]]e durch die [[Plattentektonik]] bestimmt werden. Seit einigen Jahren ist dies mit Genauigkeiten im Millimeter- bis Zentimeterbereich möglich. Die etwa zehn großen Platten bewegen sich gegeneinander mit Geschwindigkeiten von 2 bis 20&nbsp;cm pro Jahr.<br />
<br />
== VLBI-Netzwerke ==<br />
[[Datei:Malargue-VLBI distances.png | mini | rechts | ''NASA VLBI''-Netzwerk]]<br />
<br />
[[Datei:Event Horizon Telescope Collaboration (testing-general-relativity-with-the-event-horizon).jpg | mini | rechts | ''Event Horizon Telescope''-Netzwerk]]<br />
<br />
Die wichtigsten zurzeit verwendeten VLBI-Netzwerke sind:<br />
* VLBA: [[Very Long Baseline Array]] (USA)<br />
* EVN: [[European VLBI Network]], das umfangreichste Netzwerk dieser Art. Beteiligt sind auch Radioteleskope außerhalb Europas.<br />
* LBA: Long Baseline Array (Australia)<ref>[http://www.atnf.csiro.au/vlbi/overview/ An Overview of The LBA] atnf.csiro.au</ref><br />
* VERA: VLBI Exploration of Radio Astrometry (Japan)<br />
* IVS: International VLBI Service for Geodesy and Astrometry<ref>[http://ivscc.gsfc.nasa.gov/about/index.html About IVS] ivscc.gsfc.nasa.gov, abgerufen am 6. Juni 2012</ref><br />
* CVN: [[Chinesisches Deep-Space-Netzwerk#VLBI-Stationen|Chinesisches VLBI-Netzwerk]]<br />
* KVN: [[Korean VLBI Network]] (Südkorea)<br />
* EAVN: East Asian VLBI Network<br />
* GMVA: [[Global mm-VLBI Array]]<br />
* EHT: [[Event Horizon Telescope]]<br />
<br />
== Siehe auch ==<br />
* [[Atacama Large Millimeter/submillimeter Array]]<br />
* [[Very Large Array]]<br />
* [[Mappingfunktion]]<br />
* [[RadioAstron]]<br />
* [[GARS-O’Higgins]]<br />
* [[Time smearing]]<br />
* [[Geodätisches Observatorium Wettzell]]<br />
<br />
== Literatur ==<br />
* Franco Mantovani: ''The role of VLBI in astrophysics, astrometry and geodesy.'' Kluwer Academic, Dordrecht 2004, ISBN 1-4020-1875-4.<br />
* Fujinobu Takahashi: ''Very long baseline interferometer.'' Ohmsha, Tokyo 2000, ISBN 1-58603-076-0.<br />
<br />
== Einzelnachweise ==<br />
<references/><br />
{{Normdaten|TYP=s|GND=4276413-0}}<br />
[[Kategorie:Astronomisches Instrument]]<br />
[[Kategorie:Interferometrie]]</div>imported>Pduive23