Nie tylko fonia i CW

11. 6. OBSERWACJE AMATORSKIE

11.6.1. OBSERWACJE WSTĘPNE

  Ze względu na znaczną siłę sygnału, a w związku z tym mniejsze wymagania stawiane sprzętowi, w początkowej fazie powinny być przeprowadzane obserwacje Słońca i Jowisza, a w zakresie wyższych częstotliwości także Księżyca.
    Mimo stosunkowo niedużej, jak na warunki kosmiczne, odległości tych ciał niebieskich od Ziemi i prowadzonych systematycznie badań, ciągle jeszcze nie wiemy wszystkiego o zachodzących tam zjawiskach. Amatorzy mają więc tu szerokie pole do działania i obserwacji i być może ich badania pozwolą na wykrycie interesujących efektów i zjawisk. Profesjonalnie prowadzone badania koncentrują się przeważnie w zakresach częstotliwości, które na podstawie rozważań teoretycznych lub dotychczasowej praktyki pozwalają spodziewać się najlepszych rezultatów. Jest to zrozumiałe, jeśli się weźmie pod uwagę wysokie koszty takich badań. Polem działania dla amatorów może być więc obserwacja ciał niebieskich w różnych nietypowych zakresach częstotliwości. Interesujące mogą być też porównania przebiegu sygnałów o różnych częstotliwościach i polaryzacjach fali.
    Dla ułatwienia wyboru częstotliwości obserwacji przytaczam tutaj wzory pozwalające na obliczenie natężenia promieniowania słonecznego w kilku zakresach w zależności od natężenia strumienia w zakresie 2800 MHz. Wzory te słuszne są jedynie w przypadku spokojnego słońca:
I144 = -0,00037689 F^2 + 0,162242 F - 6,02015
I432 = 0,0324167 F + 0,790833
I1296 = 0,010417 F - 0,04916
gdzie:
I - strumień promieniowania słonecznego w danym zakresie (w MHz),
F - strumień zakresie 2800 MHz.
    Oczywiście dla zauważenia interesujących zjawisk czy prawidłowości konieczne będzie prowadzenie obserwacji przez dłuższy okres czasu i zebranie odpowiedniego materiału porównawczego.
    Przed przystąpieniem do regularnych obserwacji należy jednak zdobyć trochę doświadczeń. Pierwsze nasłuchy powinny mieć na celu stwierdzenie przydatności posiadanego sprzętu. Mogą to być zwykłe obserwacje przejścia Słońca lub Jowisza przez wiązkę anteny. W pierwszej fazie, a często i w czasie bardziej zaawansowanych obserwacji antena powinna być ustawiona na stałe w kierunku południowym, tzn. wycelowana w południk niebieski. Jej kąt wzniesienia może być też na razie stały, zwłaszcza jeżeli obserwowane ciało niebieskie zmienia tylko nieznacznie swoją wysokość przejścia przez południk i znajduje się we wiązce odbiorczej anteny. Warunek ten nie musi być spełniony stale, a jedynie w okresie przeprowadzania obserwacji. Dla większych zmian wysokości przejścia konieczna jest regulacja położenia anteny w pionie (zmiana kąta elewacji).
    Południkowa orientacja anteny jest rozwiązaniem tańszym, a poza tym ułatwia orientację i obliczenia czasu obserwacji pożądanego ciała niebieskiego. Zysk antenowy może wynosić początkowo od 10 dB do 15 dB, co pozwala na zastosowanie anten wykorzystywanych do łączności amatorskich. W niższych zakresach UKF mogą być stosowane kilkunastoelementowe anteny Yagi, w wyższych - także anteny spiralne, a w zakresach mikrofalowych - anteny paraboliczne. W zależności od rodzaju obserwacji szerokości wiązki mogą wynosić od ok. 20 stopni do kilku stopni. W przypadku użycia anten spiralnych korzystne jest zastosowanie zestawów anten spolaryzowanych lewo- i prawoskrętnie i przełączanych za pomocą przełącznika.

11.6.2. SPRZĘT AMATORSKI
    W pierwszej fazie można użyć zwykłego odbiornika UKF-FM dostrojonego do wolnej częstotliwości w paśmie UKF lub na jego skraju (dla odbiorników wyposażonych w zachodni zakres UKF może to być częstotliwość ok. 110 MHz). Dobrze nadają się także odbiorniki obejmujące pasmo lotnicze AM 118 - 136 MHz. Odbiornik taki można też przestroić na inny zakres częstotliwości lub wyposażyć w odpowiedni konwerter. Jednym z pasm częstotliwości zarezerwowanych do badań radioastronomicznych jest pasmo 406 - 410 MHz. Amatorskie obserwacje są także przeprowadzane w zakresach 23 cm (pasmo amatorskie), 1420 MHz i 1720 MHz. W miarę potrzeby odbiornik może być wyposażony w dodatkowy przedwzmacniacz, fabryczny lub własnej konstrukcji. Przedwzmacniacz taki powinien zawierać niskoszumne tranzystory polowe (np. typy stosowane w głowicach wejściowych odbiorników telewizyjnych) lub tranzystory z arsenku galu. W amatorskich urządzeniach lepszej klasy liczba szumowa powinna leżeć w zakresie od 1,3 dB do 2 dB. Do wyjścia głośnikowego odbiornika można dołączyć (mili-) woltomierz, przyrząd samopiszący lub oscyloskop. Przed przystąpieniem do serii obserwacji należy dokonać przynajmniej orientacyjnego pomiaru poziomu szumów własnych odbiornika po przyłączeniu na jego zaciski wejściowe opornika o wartości 50 W. Prowadzone były także obserwacje amatorskie zaćmień Słońca z wykorzystaniem krótkofalowego odbiornika SSB wyposażonego w konwerter na pasmo 2 m lub 70 cm i detektor amplitudy szumów z układem całkującym podłączony do wyjścia głośnikowego. W odbiornikach własnej konstrukcji można użyć torów pośredniej częstotliwości pochodzących z odbiorników telewizyjnych lub szerokopasmowych odbiorników FM. Konstrukcja pozostałych członów: wzmacniaczy w.cz., mieszaczy i oscylatorów może być dowolna, dlatego też zrezygnowano tu z przytaczania dokładnych rozwiązań. Wystarczającą szerokością pasma przenoszenia odbiorników amatorskich jest 200 - 300 kHz. Współczynnik wzmocnienia odbiornika powinien wynosić ok. 90 - 100 dB. Dla uniknięcia zakłóceń słabych sygnałów kosmicznych przez znacznie silniejsze sygnały pochodzenia ziemskiego należy zwrócić szczególną uwagę na ekranowanie systemu odbiorczego i stosować koncentryczne kable antenowe. Eliminacja zakłóceń pochodzenia ziemskiego może wymagać także doboru odpowiedniego kąta podniesienia (elewacji) anteny i zastosowania anten o wąskiej charakterystyce promieniowania.
    Jako detektora i układu całkującego można użyć w najprostszym przypadku jednopołówkowego detektora diodowego obciążonego układem RC o dużej stałej czasu. Stała czasu może być także przełączana, np. w zakresie od 1 - 10 sekund. Możliwe jest zastosowanie bardziej rozbudowanych układów całujących z wykorzystaniem wzmacniaczy operacyjnych. W zależności od czułości systemu rejestrującego na wyjściu układu całkującego należy dołączyć wzmacniacz prądu stałego o odpowiednio dobranym wzmocnieniu. Najprostszym rozwiązaniem jest użycie tu wzmacniacza operacyjnego. Dobrym rozwiązaniem detektora kwadratowego jest układ przedstawiony na rysunku 11.4. W układzie tym wykorzystano łatwo dostępny obwód scalony S042. Dzięki doprowadzeniu sygnału wejściowego do obu wejść mieszacza iloczynowego uzyskano tu kwadratową charakterystykę detekcji.
    Znajdujący się w układzie potencjometr służy do ustawienia symetrii. Sygnał wyjściowy detektora może być oczywiście doprowadzony do wejścia wzmacniacza symetrycznego. Duża czułość układu pozwala na pomiar napięć ok. uV, dzięki czemu może on być też użyty w mili- i mikrowoltomierzach w.cz. Dla napięć powyżej 0,25 V charakterystyka traci charakter kwadratowy w wyniku przesterowania obwodu scalonego. W układzie tym można także użyć innego rozpowszechnionego mieszacza scalonego, MC1496 lub NE602.

    [rys. b_04]

    Na rysunku 11.5 przedstawiono przykładowe rozwiązanie przełącznika wejściowego i sposób jego wbudowania do głowicy w.cz. Przełącznik i opornik odniesienia powinny być zamontowane w pobliżu anteny, jednak w początkowych fazach eksperymentów i udoskonalania sprzętu korzystne jest zapewnienie łatwego dostępu do jego wszystkich członów.

    [rys. b_05]

    W układzie przełącznika wyjściowego zastosowany jest wzmacniacz operacyjny o wzmocnieniu wynoszącym +/- 1 i przełączanym za pomocą tranzystora polowego (rysunek 11.6).

    [rys. b_06]

11.6.3. DALSZE KROKI
    Po zakończeniu wstępnej fazy i zgromadzeniu materiałów oraz nauczeniu się rozróżniania obserwowanych obiektów można przystąpić do ulepszenia sprzętu i rozpoczęcia poważniejszych obserwacji. Odbiornik może zostać wyposażony w kwadratowy detektor amplitudy z układem całkującym o stałej czasu ok. 10 sek, lepszy przedwznacniacz, ewentualnie przełącznik antenowy pozwalający na kompensację szumów własnych odbiornika. Posiadacze komputerów mogą dodać prosty układ przetwornika analogowo-cyfrowego (przykładowo 12-bitowego) pozwalający na komputerową rejestrację danych. Niektóre woltomierze cyfrowe wyposażone są w wyjście szeregowe przewidziane do komunikacji z komputerem. Alternatywą może być też rejestracja danych na magnetofonie w celu pózniejszego przesłuchania i analizy sygnału. Użycie do tego celu magnetofonu stereofonicznego daje możliwość rejestracji sygnałów czasu w drugim kanale. Do obserwacji w zakresie fal centymetrowych można użyć telewizyjnej anteny satelitarnej wraz ze znajdującym się tam konwerterem lub konwertera na diodzie Gunna.
    Do obserwacji promieniowania Jowisza w zakresie fal krótkich (18 - 30 MHz) można użyć posiadanego odbiornika komunikacyjnego o czułości co najmniej 0,5 uV oraz kierunkowej anteny krótkofalowej. Wystarczająca jest przykładowo antena pętlowa typu DDRR lub podobna. Pasmo przenoszenia odbiornika komunikacyjnego jest wprawdzie dosyć wąskie, co zasadniczo stoi w sprzeczności z wymaganiami jak najszerszego pasma przenoszenia, jednak biorąc pod uwagę zatłoczenie zakresów krótkofalowych oraz wysoki poziom zakłóceń, odbiornik taki pozwala na łatwiejsze wstrojenie się w pusty lub mało używany odcinek pasma.
    Tematyka obserwacji może być bardzo różnorodna. Na promieniowanie radiowe Słońca składają czynniki natury termicznej oraz nietermicznej, zależne od jego aktywności. Pozwala to na zbieranie danych porównawczych w różnych zakresach częstotliwości, obserwację aktywności Słońca, wykrywanie na bieżąco wybuchów słonecznych itp. Ciekawe byłyby też porównania siły sygnałów o różnych polaryzacjach: poziomej, pionowej i kołowej. Wymagałoby to zainstalowania kilku przełączanych anten.
    Wyniki takich obserwacji mogą być następnie porównywane z publikowaną regularnie w prasie krótkofalarskiej, skrzynkach "Packet-Cluster" lub wydawnictwach astronomicznych liczbą plam słonecznych i stopniem jego aktywności. Równolegle można obserwować wpływ wybuchów słonecznych na jonosferę, prowadząc nasłuchy w zakresie fal bardzo długich w okolicach 27 - 30 kHz. Konstrukcja odpowiedniego konwertera do posiadanego odbiornika krótkofalowego nie powinna nastręczać większych trudności. Układ oparty o obwód scalony S042 może być także wykorzystywany do innych celów, np. do odbioru obrazów faksymile.
    Obserwacje Słońca mogą być prowadzone w zakresie od stu do stu kilkudziesięciu MHz, np. w pobliżu pasma 2 m. Oczywiście obserwacje w zakresach UHF w pobliżu pasm 70 cm, 23 cm lub wyższych zakresach mikrofalowych jak 10 GHz mogą także dostarczyć ciekawych wyników. Obserwacje aktywności Jowisza mogą być porównywane z publikowanymi mapami położenia jego księżyców oraz ruchem obrotowym planety. Wyniki te można porównywać z własnymi obserwacjami astronomicznymi. Równolegle można też prowadzić obserwacje promieniowania termicznego w zakresach UHF. Podobnie jak w przypadku Słońca ciekawe może być porównanie siły sygnałów odbieranych z różnymi polaryzacjami.Jeżeli odbiornik jest przestrajany w dostatecznie szerokim zakresie, można też pokusić się o analizę widma sygnału.
    Obserwacje odległych obiektów powinny nastąpić dopiero w dalszych etapach. Zależy to oczywiście także od zainteresowań obserwatora i jego możliwości, zwłaszcza antenowych. Po zdobyciu odpowiedniego doświadczenia można pokusić się też o sporządzenie radiowych map nieba. I tu także przez odpowiedni dobór zakresów fal lub polaryzacji można osiągnąć wyniki nie osiągnięte przez profesjonalną radioastronomię.
    W najprostszym przypadku do sporządzania map nieba można wykorzystać także antenę o położeniu południkowym. Analiza nieboskłonu w kierunku wschód-zachód dokonywana jest dzięki ruchowi obrotowemu Ziemi. W trakcie kolejnych dni (a raczej nocy) obserwacji należy jedynie zmieniać kąt wzniesienia (elewacji) anteny o wartość odpowiadającą szerokości jej wiązki. Rozdzielczość tak otrzymanych map nieba zależna jest od szerokości wiązki anteny.
    Dla uniknięcia późniejszych rozczarowań należy jednak pamiętać, że obserwacje radioastronomiczne wymagają dużej dozy cierpliwości i systematyczności (dane muszą być zbierane przez dłuższy czas) oraz ze względu na konieczność przeróbek i dopasowywania sprzętu - chęci do majsterkowania i eksperymentowania. Przed rozpoczęciem dłuższej serii obserwacji konieczne jest opracowanie planu precyzującego rodzaj zbieranych danych, sposoby ich porównywania i oceny oraz wypracowania pewnych metod ich opracowywania. Lektura czasopism astronomicznych pozwoli z pewnościa na wybór metod podobnych do stosowanych w praktyce profesjonalnej. Korzystna byłaby także współpraca z osobami zainteresowanymi klasyczną astronomią lub kólkami astronomicznymi i zapoznanie się z podstawowymi pojęciami astronomicznymi.
    Wysokie wymagania stawiane są też niezawodności sprzętu. Długotrwałe obserwacje wymagają odpowiednio długich okresów niezawodnej pracy urządzeń. W razie potrzeby należy przewidzieć odpowiednie krótkie przerwy na przeglądy i naprawy sprzętu. Dłuższe przerwy w obserwacjach powodują zredukowanie znaczenia danych i przedłużenie okresu obserwacji.
    Na zakończenie przedstawiono przykładowe urządzenie używane przez grupę krótkofalowców w Garching koło Monachium. Na wyposażenie stacji składa się antena paraboliczna o średnicy 3 m, ogniskowej równej 0,75 m i szerokości wiązki - 4,5 stopnia. Kąt elewacji anteny może być zmieniany w zakresie od zera do 82 stopni, a kąt obrotu w azymucie wynosi 360 stopni. Zmiana kierunku dokonywana jest ręcznie. Antena umieszczona jest na maszcie o wysokości 6 m. Dalszymi elementami wyposażenia są przedwzmacniacz na tranzystorach GaAs i wzmocnieniu 16 dB, cyrkulator (sprzęgacz kołowy) i dodatkowy wzmacniacz na tranzyzstorach bipolarnych (BFQ74) o wzmocnieniu 20 dB oraz odbiornik pracujący w zakresie 1720 MHz. Pierwsza częstotliwość pośrednia odbiornika wynosi 127 MHz. Szumy własne całego układu wynoszą 1,3 dB, szumy odbiornika - 3 dB. Odbiornik wyposażony jest w tłumik przełączany skokowo co 1 dB. Szerokość pasma m.cz. odbiornika wynosi 1 MHz. W układzie detektora zastosowana jest dioda Schottkiego. Jako układ pomiarowy wykorzystywany jest miliwoltomierz firmy Hewlett Packard, a poza tym sygnał wyjściowy doprowadzony jest poprzez 12-bitowy przetwornik analogowo-cyfrowy do wejścia komputera Atari.
    Za pomocą tego zestawu można prowadzić obserwacje Słońca, Jowisza, Księżyca oraz mgławic Raka i Oriona i niektórych innych gwiazd.
    Zachodnioniemiecki krótkofalowiec DB1NV używał do obserwacji w paśmmie 70 cm sprzętu o następującej konfiguracji:
1. 19-elementowej anteny Yagi o zysku ok. 15 dB i szerokości wiązki ok. 20 stopni,
2. głowicy telewizyjnej na pasmo IV przestrojonej na częstotliwość 435 MHz (w pierwszym stopniu użyty był tranzystor CF300) o współczynniku szumów poniżej 1 dB, szerokości pasma ok. 5 MHz i wzmocnieniu ok. 50 dB,
3. przełącznika Dickiego z wykorzystaniem diod PIN typu BA379 (sygnał przełączający 10V, 500 Hz),
4. jako wzmacniacza p.cz. analizatora widma o szerokości pasma 200 kHz,
5. przedstawionego wyżej układu detektora,
6. miliwoltomierza firmy Hewlett-Packard typu HP419A.
    Za pomocą tego wyposażenia przeprowadzał on obserwacje Słońca, Księżyca, gwiazd Łabądź A i Kasjopea A oraz mgławicy w gwiazdozbiorze Byka.

Wydanie z dn. 20.03.1999.
© Prawa autorskie Krzysztof Dąbrowski, OE1KDA.