11. AMATORSKA RADIOASTRONOMIA


  Profesjonalne obserwacje radioastronomiczne prowadzone są za pomocą drogiego i skomplikowanego sprzętu. Stosowane są naprowadzane komputerowo anteny paraboliczne o średnicach od 100 do kilkuset metrów, olbrzymie pola antenowe, przedwzmacniacze chłodzone ciekłym helem i superkomputery analizujące dane. W wielu przypadkach wyposażenie to jest tak drogie, że tylko nieliczne instytucje badawcze mogą sobie na nie pozwolić.
    Podobnie jednak jak w wielu innych dziedzinach, ciekawe rezultaty można osiągnąć za pomocą sprzętu amatorskiego. Oczywiście odbiór bardzo słabych sygnałów pochodzących z galaktyk leżących na krańcach znanego obszaru kosmosu przekracza możliwości amatorskie. W pobliżu Ziemi znajduje się wiele silnych źródeł promieniowania radiowego (Słońce, Księżyc, Jowisz i niektóre gwiazdy), których amatorska obserwacja nie wymaga większych nakładów finansowych i sprzętowych.
    W wielu przypadkach szumy kosmiczne mogą być także wykorzystane do kalibracji odbiorników przewidzianych do innych zastosowań (łączności satelitarnych lub EME).
    Pierwsze obserwacje radioastronomiczne przeprowadzono w latach dwudziestych i trzydziestych w USA. Ich pionierem był Karl Jansky. Od jego nazwiska pochodzi nazwa jednostki natężenia strumienia radiowego pochodzącego z obiektów kosmicznych (Jy). Obserwacje radioastronomiczne stosunkowo szybko obudziły zainteresowanie radioamatorów. Początkowe obserwacje prowadzone były w paśmie 15 m (20,6 MHz), a następnie na częstotliwościach 160 MHz, 910 MHz i 3,3 GHz. Po odkryciu zjawiska rezonansu atomowego częstotliwość rezonansu atomów wodoru (1420,4056 MHz) stała się jedną z głównych częstotliwości obserwacji radioastronomicznych. Wzrost poziomu zakłóceń pochodzenia ziemskiego powoduje konieczność przechodzenia na coraz wyższe częstotliwości obserwacji.

11.1. PODSTAWY RADIOASTRONOMII

    Podstawowe terminy astronomiczne, stosowane układy współrzędnych i wyjśnienie najważniejszych zjawisk przedstawiono w podręcznikach astronomii i literaturze dla astronomów-amatorów. Przed przystąpieniem do obserwacji należy zapoznać się przynajmniej z podstawami astronomii i interpretacją map nieba. Znajomość wielu z wyjaśnionych w literaturze zjawisk i praw kosmicznych nie jest jednak warunkiem wstępnym do podjęcia prostych obserwacji radioastronomicznych. Niezbędny zasób wiedzy zależny jest od rodzaju przeprowadzanych obserwacji i obserwowanych obiektów.
    W każdym przypadku ważna jest znajomość zjawisk fizycznych leżących u podłoża radioastronomii i wyjaśniających powstawanie i właściwości promieniowania radiowego ciał niebieskich.
    Promieniowanie radiowe odbierane z kosmosu ma charakter szumów o bardzo szerokim paśmie. W warunkach amatorskich można więc przeprowadzać obserwacje w zakresach od 29 MHz do kilkudziesięciu GHz, zależnie od posiadanego wyposażenia. Zależność natężenia sygnału od częstotliwości związana jest z mechanizmem jego powstawania. Analiza odbieranego widma pozwala na wyciągnięcie interesujących wniosków odnośnie struktury obiektów kosmicznych i zachodzących tam procesów.
    Można tu rozróżnić trzy podstawowe mechanizmy generacji: promieniowanie termiczne ciała doskonale czarnego, promieniowanie termiczne zjonizowanego gazu i promieniowanie synchrotronowe.

11.1.1. PROMIENIOWANIE CIAŁA DOSKONALE CZARNEGO

    Każde ciało znajdujące się w temperaturze wyższej od zera bezwzględnego wydziela promieniowanie o ciągłym i bardzo szerokim widmie. Promieniowanie ciała doskonale czarnego opisane jest prawem Plancka - jego natężenie zależne jest od temperatury ciała, jednocześnie ze wzrostem temperatury maksimum widma przesuwa się w kierunku fal krótszych. Np. maksimum widma ciała doskonale czarnego o temperaturze kilku stopni Kelvina leży w zakresie fal milimetrowych a ciała o temperaturze pokojowej (300 stopni Kelvina) w zakresie podczerwieni. Widmo promieniowania słonecznego zbliżone jest do widma promieniowania ciała doskonale czarnego, a jego maksimum leży w zakresie promieniowania widzialnego - odpowiada światłu zielonożółtemu o długości fali 0,5 ľm, co pozwala na przyjęcie temperatury powierzchni Słońca na ok. 5800 stopni Kelvina (temperatura powierzchni plam słonecznych jest niższa o ok. 1200 stopni Celsjusza). Oprócz Słońca do tej kategorii źródeł należy większość planet naszego systemu.
    Wykresy natężenia promieniowania ciała doskonale czarnego dla różnych temperatur przedstawia rysunek 11.1a. Wynika z niego, że zakres częstotliwości radiowych leży na wznoszącym się odcinku krzywej. Odcinek ten może być opisany przybliżonym wzorem Rayleigha-Jeansa: 
      kT
I  = ---  [W/m^2 /Hz /steradian]
      l^2
gdzie:
T - temperatura bezwzględna ciała,
l - długość fali,
k - stała Bolzmanna równa 1,38*10^-23 Joule/stopień K.
    Natężnie promieniowania pomnożone przez wielkość kąta przestrzennego, wyrażonego w steradianach daje strumień promieniowania wyrażony w watach na m^2 i na 1 Hz szerokości pasma. Jego jednostka - Jansky (Jy) równa jest 10^-26 W/mHz. Równanie Rayleigha-Jeansa opisuje zachowanie ciała doskonale czarnego; dla obiektów rzeczywistych, promieniujących również widmo prążkowe stosuje się je w celu obliczenia zastępczej temperatury bezwzględnej.

11.1.2. POZOSTAŁE MECHANIZMY GENERACJI

    Szczegółowe omówienie pozostałych dwóch mechanizmów wymagałoby wprowadzenia bardziej skomplikowanych wzorów. Zasadniczo należy tu jedynie pamiętać, że powstałe w ten sposób widma są przeważnie widmami prążkowymi, a prążkiem najczęściej występującym w widmach odbieranych z kosmosu jest, wspomniany już, prążek rezonansu atomowego wodoru o długości fali 21 cm. Częstotliwość ta jest tak ważna ze względu na rozpowszechnienie wodoru w kosmosie. W zjonizowanym gazie (plaźmie) energia elektromagnetyczna generowana jest w trakcie rekombinacji (łączenia się) jonów gazu z wolnymi elektronami oderwanymi w procesie jonizacji gazu. Jonizacja gazu spowodowana jest wpływem silnych pól grawitacyjnych, magnetycznych, elektrycznych lub promieniowania radioaktywnego. W przeciwieństwie do promieniowania termicznego gęstość energii maleje tu ze wzrostem częstotliwości. Najwyższe generowane częstotliwości leżą przeważnie w zakresie UKF. Polaryzacja odbieranej fali jest kołowa lub eliptyczna. Promieniowanie synchrotronowe jest generowane w wyniku ruchu spiralnego elektronów w silnym polu magnetycznym. Również i w tym przypadku górna granica generowanego widma leży w zakresach UKF. W przeciwieństwie do promieniowania plazmy amplituda sygnału ulega znacznym zmianom. Porównanie względnego natężenia promieniowania pochodzenia termicznego i nietermicznego przedstawiono na rysunku 11.1b. Na rysunku 11.1c przedstawiono przykładowe charakterystyki natężenia promieniowania Słońca (w przypadku spokojnego Słońca i występowania zaburzeń), Księżyca i innych ważniejszych źródeł. Wszystkie te charakterystyki ułatwiają wybór zakresu obserwacji i pozwalają na zorientowanie się w mechanizmach generacji fal w wybranym zakresie.

    [Rys. b_01a]

    [Rys. b_01b]

    [Rys. b_01c]


11.1.3. WPŁYW OŚRODKA PROPAGACJI

    Charakter odbieranego widma zależy oczywiście nie tylko od właściwości źródła, ale także od warunków propagacji. Najpoważniejszym czynnikiem są tu w warunkach ziemskich właściwości jonosfery. Charakteryzuje się ona szeregiem okienek przepustowych leżących w różnych zakresach częstotliwości. Jednym z nich jest okno radiowe obejmujące zakres od kilkunastu MHz - zależnie od wartości MUF - poprzez zakresy UKF i mikrofal aż do fal milimetrowych, drugim - oczywiście okno optyczne oraz wiele okienek leżących w zakresie podczerwieni. Właściwości przepustowe tych podzakresów zależą dodatkowo od warunków atmosferycznych, a zwłaszcza stopnia nawilgocenia, zachmurzenia lub opadów.

Wydanie z dn. 20.03.1999.

© Prawa autorskie Krzysztof Dąbrowski, OE1KDA.