Sind einige Quellen elektromagnetischer Strahlung theoretisch (oder vielleicht technisch!) schwieriger zu erkennen als andere?

Lassen Sie uns gemeinsam die Schritte zur Berechnung unserer Signalstärke bei der Erkennung elektromagnetischer Strahlung von einem Objekt im Weltraum durchgehen. Dies bedeutet, beginnend beim Emitter und die entsprechenden Schritte zu durchlaufen, bis das Licht/die Strahlung unseren Detektor erreicht:

1. Emission. Nur wenn die Quelle (merklich) bei einer bestimmten Wellenlänge und in Ihre Richtung emittiert, besteht für Sie überhaupt eine Chance, sie zu erkennen. Hochenergetische Strahlung kann stark gerichtet sein, zB in Quasaren. Das kann ein Segen sein: Befindet man sich zufällig im Strahl, erhält man mehr Energie, als wenn die gleiche Strahlung in alle Richtungen verteilt wäre. Wenn Sie die Sprache verwenden, die Radioingenieure verwenden, hat eine solche Quelle einen hohen Antennengewinn (ein Gewinn im Vergleich zu einer gleichmäßigen Abstrahlung in alle Richtungen).

2. Absorption und Streuung. Der Raum zwischen Ihnen und der Quelle kann Materie enthalten, einschließlich (neutraler) Gaswolken, Plasma (geladene Gase, die dazu neigen, insgesamt neutral zu sein) und Staub. Es gibt zu viele Detaileffekte, als dass ich mich darauf verlassen könnte, einen umfassenden Überblick zu geben. Aber Sie kennen sicherlich schon einige Beweise: Im sichtbaren Wellenlängenbereich ist ein typischer Trend, dass kurze Wellenlängen stärker von Gasen und insbesondere kleinen Staubpartikeln im Subwellenlängenbereich gestreut werden, weshalb die auf- oder untergehende Sonne röter und rötlicher aussieht Nahinfrarotlicht lässt uns etwas näher an die dichte Zentralregion der Galaxie heranblicken als sichtbares Licht. Mittleres IR und fernes IR haben Probleme mit Gas (und anderen Molekülen), da sie viele Rotations- und Vibrationsspektrallinien haben und viel absorbieren und streuen. Radiowellen können je nach Wellenlänge, Ladungsdichte und Zusammensetzung Plasmawolken nicht durchdringen. Auf der anderen, energetischen Seite des Spektrums haben Sie zuerst Röntgenstrahlen. In einem bestimmten Energiebereich können sie Materie besser durchdringen, ähnlich wie Sie es von medizinischen Röntgenstrahlen kennen. Schließlich können Sie nicht einmal hoffen, dass Sie alle diese Effekte vermeiden, wenn Sie in Richtung des relativ leeren Weltraums schauen: Die Atmosphäre, die eine als Ionosphäre bekannte Plasmawolke enthält, wird immer im Weg sein (es sei denn, Sie stellen Ihr Observatorium in den Weltraum, was für einige Spektralbereiche gemacht wird). Astronomen nennen die verschiedenen Spektralbereiche, in denen die Atmosphäre einigermaßen transparent für elektromagnetische Strahlung ist, „Fenster“. Seite des Spektrums haben Sie zuerst Röntgenstrahlen. In einem bestimmten Energiebereich können sie Materie besser durchdringen, ähnlich wie Sie es von medizinischen Röntgenstrahlen kennen. Schließlich können Sie nicht einmal hoffen, all diese Effekte zu vermeiden, wenn Sie in Richtung des relativ leeren Weltraums schauen: Die Atmosphäre, die eine als Ionosphäre bekannte Plasmawolke enthält, wird immer im Weg sein (es sei denn, Sie stellen Ihr Observatorium in den Weltraum, was für einige Spektralbereiche gemacht wird). Astronomen nennen die verschiedenen Spektralbereiche, in denen die Atmosphäre einigermaßen transparent für elektromagnetische Strahlung ist, „Fenster“. Seite des Spektrums haben Sie zuerst Röntgenstrahlen. In einem bestimmten Energiebereich können sie Materie besser durchdringen, ähnlich wie Sie es von medizinischen Röntgenstrahlen kennen. Schließlich können Sie nicht einmal hoffen, dass Sie alle diese Effekte vermeiden, wenn Sie in Richtung des relativ leeren Weltraums schauen: Die Atmosphäre, die eine als Ionosphäre bekannte Plasmawolke enthält, wird immer im Weg sein (es sei denn, Sie stellen Ihr Observatorium in den Weltraum, was für einige Spektralbereiche gemacht wird). Astronomen nennen die verschiedenen Spektralbereiche, in denen die Atmosphäre einigermaßen transparent für elektromagnetische Strahlung ist, „Fenster“. die eine als Ionosphäre bekannte Plasmawolke enthält, wird immer im Weg sein (es sei denn, Sie stellen Ihr Observatorium in den Weltraum, was für einige Spektralbereiche der Fall ist). Astronomen nennen die verschiedenen Spektralbereiche, in denen die Atmosphäre einigermaßen transparent für elektromagnetische Strahlung ist, „Fenster“. die eine als Ionosphäre bekannte Plasmawolke enthält, wird immer im Weg sein (es sei denn, Sie stellen Ihr Observatorium in den Weltraum, was für einige Spektralbereiche der Fall ist). Astronomen nennen die verschiedenen Spektralbereiche, in denen die Atmosphäre einigermaßen transparent für elektromagnetische Strahlung ist, „Fenster“.

3. Distanz. Die emittierte Strahlung, wie fokussiert sie auch sein mag (oder auch nicht), wird sich bei ihrer Ausbreitung zu einem größeren Querschnitt verdünnen, wobei die Intensität (Leistung pro Fläche) abnimmt$1/d^2$mit Abstand$d$Weil$d^2$so wachsen Flächen (zB der Querschnitt) geometrisch. Wenn der Raum leer ist (und wir alle anderen Effekte oben behandelt haben), ist dies für alle Wellenlängen gleich. Kleinere Unterschiede fallen jedoch etwas weniger ins Gewicht, als es den Anschein haben mag: Eine um den Faktor 1000 verringerte Detektionseffizienz führt nur zu ca. 30-fache Verringerung der Entfernungen, wenn alles andere gleich ist (das entspricht aber ca. 30000-mal weniger sichtbarem Volumen).

4. Detektor. Ihr Detektor nimmt immer nur einen Bruchteil (<= 1,0) der elektromagnetischen Strahlung auf, die ihn erreicht. Wir haben einige hervorragende Detektoren für einige Wellenlängen, zum Beispiel Einzelphotonen-Detektoren mit Detektionseffizienzen von >70 % für sichtbares Licht, und es gibt nahezu perfekte Spiegel, die Licht nur aus einer bestimmten Richtung auf den Detektor fokussieren können (und dafür die adaptive optische Technologie dies ist besser als die atmosphärische Streuung sonst zulassen würde, indem viel davon rückgängig gemacht wird!). Für andere Spektralbereiche haben wir kaum nennenswerte Detektoren. Beispielsweise gibt es für den THz-Spektralbereich (auch Millimeterwellen genannt), der zwischen sichtbarem Licht und Radiowellen liegt, kaum etwas anderes als die bolometrische Detektion, die die durch diese Strahlung verursachte Temperaturänderung misst. Das ist sehr ineffizient, da genügend Photonen gesammelt werden müssen, um eine messbare Temperaturänderung zu verursachen, was selbst für kryogen gekühlte mikrotechnische Detektoren schwierig ist. Außerdem kann eine gute Fokussierung zu einer Herausforderung werden. Für Funkwellen besteht die einzige Chance für eine gute Fokussierung aufgrund der langen Wellenlängen darin, große schüsselförmige Reflektoren zu bauen, und die Technik (oder vielleicht finanzielle Einschränkungen) wird normalerweise bei einigen hundert Metern Durchmesser unerschwinglich. Für Gammastrahlen wird die "Optik" besonders herausfordernd und liefert nicht annähernd die extreme Leistung, die Sie sich aufgrund der kurzen Wellenlängen erhoffen könnten. Tatsächlich werden Gammastrahlen, die durch Blitze (ein Wetterphänomen in der unteren Erdatmosphäre) erzeugt werden, von weltraumgestützten Röntgen-/Gamma-„Teleskopen“ erfasst.

5. Lärm. Andere Quellen der gesuchten elektromagnetischen Strahlung können es unmöglich machen, ein kleines Signal zu sehen. Dies ist besonders problematisch bei Radio- und Millimeterwellen, da allein die Umgebungswärme Schwankungen in der Elektronik Ihres Empfängers verursacht, die wie ein Signal aussehen, aber nur thermodynamisches Rauschen sind. Es ist kein Zufall, dass die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung erst (zufällig) entdeckt wurde, als Funkempfänger auf wirklich kryoskopische Temperaturen abgekühlt wurden! Zusätzlich zu diesem thermodynamischen Rauschen erhalten Sie auch technisches Rauschen. Die offensichtlichste Quelle, abgesehen von den technischen Einschränkungen Ihres Detektors, sind von Ihnen empfangene irdische Signale. Das Leuchten oder die Lichtverschmutzung einer Stadt ist ein Paradebeispiel und existiert in ähnlicher Weise in anderen Spektralregionen.

Fazit: Es ist kompliziert!

Hochenergetische Strahlung wird eher zufällig abgelenkt als durch ein Medium verlangsamt, was Linsen unmöglich macht. Es prallt auch von einzelnen Atomen eines Spiegels ab, es sei denn, es trifft in einem sehr steilen Winkel auf, daher sind Spiegel schwierig. Beugungsgitter funktionieren nicht, weil Sie keine Schlitze kleiner als die atomare Skala machen können. Im schlimmsten Fall funktioniert sogar eine Lochkamera nicht gut, da genug Strahlung, die das Loch verfehlt, durchdringt, um das Bild zu verwischen.

Wenn Sie nur erkennen möchten, ist dies kein Problem, aber wenn Sie die Richtung sehen möchten, wird es schwieriger.

Da ich aber kein Experte bin, übersehe ich vielleicht etwas. Gibt es eine andere Methode, die gut funktioniert?

Eine Teilantwort könnte Ihnen zeigen, dass die Erdatmosphäre tatsächlich ein großes Hindernis für einen großen Strahlungsbereich darstellt, angefangen von UV-Licht bis hin zu kürzeren Wellenlängen. Röntgenastronomie ist auf der Erde weitgehend unmöglich, weshalb solche Teleskope immer im All stehen. Langwellige Funksignale können jedoch auch durch die Atmosphäre aufgenommen werden, Luft ist für solche Frequenzen "durchsichtig".

Die Absorption elektromagnetischer Strahlung in einem Medium spielt immer eine Rolle, insbesondere in dichter Materie wie festen Isolatoren, organischen Geweben oder Gasen. Da die Dichte solcher Materialien im Weltraum jedoch extrem gering ist, wird auf dem Weg zum Beobachter kaum Licht absorbiert. Der Effekt ist im Prinzip da, aber er ist in der realen Materie um Größenordnungen größer. Gammastrahlen-Astronomie zum Beispiel ist sicherlich möglich, Pulsare und Schwarze Löcher wurden in den letzten Jahren mit dieser Technologie entdeckt, wie zum Beispiel:

Ein viel größeres Problem ist meines Wissens die Winkelauflösung; zwei stellare "Scheiben" lassen sich nicht beliebig nah auflösen. Stattdessen gibt es einen klassischen Mindestabstand, den sie voneinander trennen können, bevor sie zu einer Scheibe verschmelzen. Außerdem kann die Intensität sehr weit entfernter Sterne so stark abnehmen, dass es schwierig wird, die wenigen Photonen zu erkennen, die den Detektor erreichen, neben anderen technischen Schwierigkeiten wie der Stabilisierung oder der Berücksichtigung von Änderungen der Luftdichte (für die erdgestützte Astronomie). Das Hubble Deep Field zum Beispiel wurde mit sichtbarem und UV-Licht aufgenommen, das das gesamte beobachtbare Universum (~12 Milliarden Lichtjahre) durchquert hat.