Bei unserem Besuch im Juni 2014 parkten die meisten der ALMA-Antennen noch in der Nähe des Versorgungsgebäudes, 5000 Meter hoch in der Atacamawüste. Die Versammlung von so viel Hochtechnologie erlaubte zwar eindrucksvolle Bilder und Videos, war aber nur temporär: Für die ALMA Long Baseline Campaign wurden einige der Antennen nur wenig später über fast die gesamte Hochebene verteilt – bis zu 15 Kilometer weit standen sie ab September voneinander getrennt. Später soll es noch ein Kilometer mehr sein. Auf diese Weise erreicht ALMA eine Bildschärfe, die dem des Weltraumteleskops Hubble um nichts nachsteht.

Anders als etwa die Antennen des Very Large Array in New Mexico, (bekannt als Kulisse diverser Hollywood-Produktionen) werden die ALMA-Antennen dazu nicht auf Schienen bewegt, sondern mit Hilfe zweier monströser Spezialtransportfahrzeuge namens Otto und Lore über die staubige Wüste gefahren.

“So scharf wie Hubble” – das klingt gut, dem aufmerksamen Leser wird aber schnell ein kleines Detail auffallen: Hubble ist ein gutes Stück kleiner als ALMA – sein (einziger) Hauptspiegel durchmisst gerade einmal 2,4 Meter. Nach heutigen Maßstäben ist Hubble kleines Teleskop. “So scharf wie Hubble” ist auf den zweiten Blick also gar nicht mehr so überwältigend, selbst wenn man davon absieht, dass Hubble im Weltraum gar keine Probleme mit der Erdatmosphäre hat.

Aber der Vergleich hinkt: Hubble ist ein ein optisches Teleskop, ALMA ein Radioteleskopnetzwerk für (Sub-)Millimeterwellen. Heißt: Die elektromagnetischen Wellen (optisches Licht und Infrarot), die Hubble empfängt, sind über tausendfach kürzer als die Radiowellen, auf die es ALMA abgesehen hat.

In Sachen Bildschärfe ist ein optisches Teleskop einem gleichgroßen Radioteleskop daher immer überlegen. Das liegt daran, dass die Bildschärfe – Astronomen sprechen vom Auflösungsvermögen eines Teleskops – immer besser wird, je kleiner die Wellenlänge (λ) des Lichts ist, das sie beobachten. “Besser” heißt in Sachen Auflösungsvermögen “kleiner” – denn angegeben wird das Auflösungsvermögen durch den Winkel, unter dem das Teleskop zwei eng nebeneinander liegende Bilddetails gerade noch getrennt darstellen kann. In der Sprache der Mathematik sieht das so aus:

Für die beiden Leser, die jetzt noch weiterlesen, ein paar Erklärungen zur Formel: Der griechische Buchstabe θ bezeichnet den oben genannten Auflösungswinkel, der seiner Kleinheit wegen nicht in Grad, sondern in Bogensekunden (bezeichnet mit “) angegeben wird. Eine Bogensekunde ist der 3600. Teil eines Winkelgrads, ein Winkelgrad wiederum der 360. Teil eines Vollkreises. Eine Bogensekunde ist also ein ganz, ganz kleiner Winkel. (Das Thema Winkelauflösungsvermögen hatten wir schon einmal, als alle Welt davon schrieb, ein Teleskop auf La Palma könne einen Teller Linsen auf dem Mond sehen.)

Das Auflösungsvermögen des Hubbleteleskops liegt bei ungefähr 40 Millibogensekunden. 40 Millibogensekunden sind 40 Tausendstel einer Bogensekunde – oder anders gesagt, ein winziger Teil eines ganz, ganz kleinen Winkels. Das ist auch der Bereich, in den ALMA in seiner “Long-Baseline-Konfiguration” vorstößt.

Denn das Auflösungsvermögen eines Teleskops wird auch besser (=kleiner), je größer sein Objektivdurchmesser D ist. Das gilt für optische Teleskope genauso wie für Radioteleskope. Bei letzteren ist unter Objektivdurchmesser der Durchmesser der Parabolantenne zu verstehen. Der liegt bei den Alma-Antennen zwischen sieben und zwölf Metern – aber das macht nicht das Auflösungsvermögen des gesamten Netzwerks aus.

Die Formel gilt nämlich auch, wenn man statt eines einzelnen, großen Teleskops zwei (oder mehrere) kleinere Teleskope zusammenschaltet. Die Teleskope beobachten dabei gleichzeitig das selbe Objekt, das dabei von allen Teleskope gesammelte Licht wird zusammengeführt und zu einem einzigen Bild vereinigt. Statt des Spiegeldurchmessers eines Einzelteleskops wird für D in der Formal dann der Abstand der Teleskope zueinander eingesetzt – im Falle von ALMA also bis zu 16 Kilometer.

Diese als Interferometrie bezeichnete Technik lässt sich sowohl für optische als auch für Radioteleskope einsetzen. Technisch einfacher (und daher schon länger im Einsatz) sind Radiointerferiometer, doch auch die optische Interferometrie hat in den letzten Jahren enorme Fortschritte gemacht. Das größte optische Interferometer ist das Very Large Telescope der ESO, ebenfalls in Chile beheimatet. Ein einzelnes VLT-Teleskop erreicht mit adaptiver Optik etwa 50 Millibogensekunden Auflösung, genug, um eine DVD auf der Internationalen Raumstation zu erkennen. Als Interferometer zusammengeschaltet besitzen die vier 8,2-Meter-Teleskope ein Auflösung eines imaginären Spiegels mit 130 Meter Durchmesser: 2 Millibogensekunden, genug, um ein Reiskorn auf der ISS zu erkennen.

Bei der so genannten Very Long Baseline Interferometrie (VLBI) werden sogar Radioteleskope auf verschiedenen Kontinenten zusammengeschaltet – damit lassen sich Teleskopabstände (Baselines) von tausenden Kilometern realisieren. Einzige Bedingung dabei ist, dass das untersuchte Himmelsobjekt für die jeweiligen Teleskope über dem jeweiligen Horizont steht.

Mit diesem Trick erreicht auch ALMA also ein Auflösungsvermögen, wie es eine einzelne Antenne von 16 Kilometern Größe hätte. Natürlich ist das in der Theorie wie immer viel einfacher als in der Praxis.

Um als Interferometer zu funktionieren, müssen die 66 Antennen und ihre Empfangselektronik perfekt synchronisiert sein – auf das Millionstel eines Millionstel einer Sekunde. Der Weg, den die Antennensignale auf ihrem Weg in den zentralen Computer – Korrelator genannt – nehmen, muss bis auf den Durchmesser eines menschlichen Haars genau bekannt sein. Auf dem Weg von den Antennen zum Korrelator – je nach Antenne sind das mehrere Kilometer – muss jede Störung vermieden werden. Und ganz ohne Verluste kommen die Radiosignale bei den Antennen auch nicht an: Ein bisschen Atmosphäre schwächt die Wellen auch auf 5000 Metern Höhe. Die atmosphärischen Störungen müssen laufend überwacht und in der Datenanalyse berücksichtigt werden.

Der Korrelator befindet sich im Versorgungsgebäude auf der High Site und sieht aus wie eine dunkelgraue Schrankwand mit Kabelsalat darin. Die von den Antennen empfangenen Radiosignale aus den Tiefen des Alls werden noch an der Antenne digitalisiert und per Glasfaserkabel zum Korrelator geleitet. Die synchronisierten Beobachtungsdaten aller Antennen laufen dann, ebenfalls über Glasfaser, zur OSF-Station, wo die Daten bearbeitet und gespeichert werden.

Bleibt die Frage, warum man dazu ganze 66 Antennen braucht – der Trick mit dem Auflösungsvermögen funktioniert doch auch schon mit zweien? Das stimmt zwar, doch Auflösungsvermögen ist nicht alles. Egal, wie weit die Teleskope auseinander stehen, die ihre das Licht sammelnde Spiegelfläche (oder auch Antennenfläche) bleibt gleich, und damit auch ihre Empfindlichkeit. Ist ein bestimmtes Objekt leuchtschwach, braucht man entweder größere Antennen – oder mehr davon. Letzteres ist technisch leichter zu realisieren.

Ein Auflösungsvermögen von 40 Millibogensekunden klingt gut, bleibt aber abstrakt. Was es konkret bedeutet, hängt davon ab, wie weit ein bestimmtes Objekt entfernt ist, dass man mit ALMA beobachtet. Die Astronomen haben für ihre Long-Baseline-Kampagne eine Reihe von “Testobjekten” ausgewählt, von (astronomisch) nach bis fern. Im dritten Teil der Serie geht es um die ersten Resultate – und die sind wirklich beeindruckend.