Das langwellige Ende des elektromagnetischen Spektrums oberhalb von 1mm Wellenlänge (Frequenz kleiner 300 GHz) wird von Radiowellen belegt. Drei wesentliche Eigenschaften dieser Strahlung lassen sich aus der wesentlich größeren Wellenlänge im Vergleich zu den Lichtwellen abschätzen:
a) Die Winkelauflösung wird durch das Verhältnis von Instrumentdurchmesser D [m] und  der Wellenlänge Lamda [m] bestimmt. Im Radiobereich nimmt man die Halbwertsbreite der Antennenkeule, die sehr gut durch eine Gaussverteilung angenähert wird, als Maß der Auflösung; es gilt:
(1)          Halbwertsbreite = 4300 Lamda/D
Beispielsweise hat das 100-m Teleskop in Effelsberg bei der Wellenlänge 6 cm eine Antennenkeule mit der Halbwertsbreite 2',6.

b)Die Energie pro Photon ist entsprechend der Quantentheorie um die Größenordnung schwächer , um die die Radiowellen länger als die des Lichts sind. Entsprechend ist die Einheit des Strahlungsflusses, nach dem Begründer der Radioastronomie Jansky (Jy) benannt und auf typische Radioquellen abgestimmt , extrem klein:
(2)      1 Jy = 10 hoch-26 Wm hoch-2 Hz hoch-1
Zur Veranschaulichung; Das Radioteleskop in Effelsberg  mit seiner sammelnden Oberfläche von 7854 m² und einer Empfangsbandbreite von 500 MHz empfängt von solcher typischen Quelle eine Strahlungsleistung geringer als 10 hoch -12 Watt! Um wie viele Größenordnungen die empfangene Strahlungsleistung eines nahen Radar oder Rundfunksenders größer ist, kann man sich leicht aus der Sendeleistung und der Entfernung ausrechnen. Offensichtlich loht es sich nicht , in Wellenlängenbereichen mit nahen Sendern Radioastronomie zu betreiben.
c) Aus dem Verhältnis von der Größe eines Streupartikels zur Wellenlänge kann man abschätzen, ob und wie stark eine Streuung eintritt. Die Erfahrung zeigt, daß die interstellaren Staubteilchen so klein sind, daß alle Radiowellen sie ungestört durchdringen, Regentropfen und Hagelkörner im mm-Wellenbereich dagegen (Partikelgröße vergleichbar zur Wellenlänge) Mie-Streuung und Dämpfung verursachen und im Zentimeterwellenbereich (Partikelgröße wesentlich kleiner als die Wellenlänge) Rayleigh-Streuung und vernachlässigbare Dämpfung bewirken. Regen-und Eiswolken erzeugen Streustrahlung, die in der Eigenstrahlung der Erdoberfläche ihren Ursprung hat. Für längere Radiowellen sind die Regentropfen so vernachlässigbar klein im Verhältnis zur Wellenlänge, daß die Rayleigh-Streuung vernachlässigbar ist.
Als Ursache der kontinuierlichen Radiostrahlung kommen hauptsächlich drei Mechanismen in Frage: die Strahlung eines schwarzen Körpers, die thermische Strahlung eines ionisierten Gases und die nichtthermische Synchrotronstrahlung.

Thermische Strahlung

Die Eigenstrahlung eines idealen, schwarzen Körpers wird im Radiobereich durch die Rayleigh-Jeans-Näherung beschrieben. Für die Flächenhelligkeit gilt
(3)       B= 2kT Lamda hoch-2 [Wm hoch-2 rad hoch -2 Hzhoch-1]
mit der Boltzmann-Konstanten k=1,38*10 hoch-23 [JK hoch-1] und der Strahlungstemperatur T. Durch Integration der Helligkeit über den Raumwinkel der Quelleerhält man den Strahlungsfluß. Ist die Strahlungstemperatur über die Quelle konstant, so vereinfacht sich die Beziehung zu
(4)       S= 2kT Lamda hoch-2 Omega[Jy]
wobei Omega der Raumwinkel der Quelle ist. Für kleine Winkel gilt: Omega=pi*R², wobei R der Radius der Quelle in Radian ist. Der Strahlungsfluß der Venus beträgt bei einer Frequenz von 43 GHz, dem scheinbaren Radius der Planetenscheibe von 8''.17 und der Strahlungstemperatur von 405 K beispielsweise 114 Jy mit einem Raumwinkel von 4,93*10 hoch-9. Wie nach Gleichung (4) zu erwarten, ist die Eigenstrahlung der meisten Körper des Sonnensystems proportional zum Quadrat der Frequenz, siehe Abbildung.
Der Zusammen von Strahlungstemperatur und Strahlungsfluß gilt natürlich nur für den Idealfall der schwarzen Strahlung; inzwischen ist es üblich, Gleichung (4) als Definition einer äquivalenten Strahlungstemperatur zu benutzen. Vielfach überlagern sich Beiträge von verschiedenen Quellen, so daß Einzeleinflüsse und die jeder Quelle zugeordneten Raumwinkel nicht trennbar sind. Dann benutzt man die die über die Hauptkeule der Antenne gemittelte äquivalente Strahlungstemperatur T strich, diesem Wert entspricht formal ein Strahlungsfluß pro Hauptkeule.
Wie realisiert man diese Flächenhelligkeits- oder Strahlungsflußskala? H.Nyquist hatte um 1928 aufgrund thermodynamischer Überlegungen gefunden, daß ein elektrischer, ohmscher Widerstand der Temperatur T dieselbe Rauschleistung abgibt, wie eine Antenne empfangen würde, die in einem schwarzen Hohlraum derselben Temperatur aufgestellt wäre. Zur Eichung wird deshalb der Empfänger mit einem Widerstandabgeschlossen, den man auf verschiedene Temperaturen T aufheizt. Den so gefundenen Zusammenhang zwischen T und der Rauschspannung des Empfängers kann man zu kleineren Werten, in Bereich der radioastronomischen Beobachtung, extrapolieren.
Neuerdings erfolg die thermische Eichung oft dadurch, daß das Eingangshorn des Empfängers von einem Metallgefäß umgeben wird, in dem Absorbermaterial auf die Temperatur von Flüssiggas (z.B: Stickstoff, Argon, Helium) gekühlt ist. Der gekühlte Absorber macht das Metallgefäß zu einem schwarzen Hohlraum mit der Strahlungstemperatur des siedenden Gases. Da die Verdampfungstemperaturen der oben genannten Gase sehr niedrig sind, ist nur eine geringe Expolation der Eichung notwendig. In dem schwarzen Hohlraum gilt: Ta=Tb.
 Häufig ist die Quelle viel größer als die Antennenkeule, dann gilt:
        Ta=Nb Tb;
dabei ist Nb der Hauptkeulenwirkungsgrad. Ein typischer Zahlenwert dafür ist etwa 75%.
In der Nähe früher Sterne werden Wasserstoffwolken fast vollständig ionisiert, das heißt, die energiereichen UV-Photonen lösen die Elektronen aus den Wasserstoffatomen. Wenn nun freie Elektronen an Protonen vorbeigehen, werden sie in deren elektrischen Feldern abgebremst; dabei senden sie Coulomb-Bremsstrahlung aus. Da die Elektronen vor und nach der Abbremsung (Stoß) ungebunden und nicht auf bestimmte Energieniveaus festgelegt sind, nennt man diese kontinuierliche Strahlung auch frei-frei-Strahlung.
 

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