ASTRONOMIJA Radijski teleskop na Gimnaziji Šentvid vU sU vU Klemen Blokar -> Astronomski krožek na Gimnaziji Šentvid v Ljubljani je v lanskem šolskem letu v sodelovanju z Astronomskim društvom Vega - Ljubljana postavil majhen šolski radijski teleskop za vodikovo crto (1420 MHz). Ceprav se zdi, da so radioteleskopi zelo zapletene in drage naprave, je radioteleskop vendarle mogoce narediti že za manj kot tisoc evrov. Navdih za gradnjo smo dobili iz clanka, v katerem je Marcus Leech opisal najskromnejši sprejemnik, s katerim lahko zaznamo vodikovo crto plinastih oblakov v naši Galaksiji (www. sbrac. org/fi l es/budget_radio_tel escope. pdf). Ker smo v načrtovanje in gradnjo radijskega teleskopa vložili kar nekaj truda in v mnogočem izboljšali predlogo Marcusa Leecha, se zdi smiselno objaviti opis te naprave, saj utegne komu pomagati na poti do izdelave radijskega teleskopa. Preden se spustimo v podroben opis naprave, si oglejmo, zakaj sploh opazujemo vodikovo crto iz naše Galaksije. Vodikova crta je sevanje, ki nastane pri prehodu med stanjema hiperfine strukture atoma vodika v osnovnem stanju (ko imata jedro in elektron paralelni oziroma antiparalelni spin). Ta t. i. prepovedani prehod se dogaja predvsem v velikih galakticnih oblakih hladnega vodika in je hkrati tudi edini nacin za njihovo neposredno zaznavanje. Zaznavanje vodikove Črte nam tako razkriva informacije o naši Galaksiji, ki jih na druge nacine ne moremo pridobiti. Ce v bližini vodikove crte pomerimo spekter elektromagnetnega valovanja, ki ga sprejemamo iz dolocene smeri, lahko tako ugotovimo, ko- SLIKA1. Pogled na radijski teleskop na strehi Gimnazije Šentvid liko je v tej smeri hladnega vodika in tudi s kakšno hitrostjo se nam oblak vodika približuje oziroma se od nas oddaljuje. Informacijo o relativni hitrosti oblaka glede na Zemljo izvemo iz Dopplerjevega pojava; izjemno tocno namrec poznamo frekvenco vodikove Crte (1420.40575...MHz). Odstopanje zaznanih vrhov v spektru od te frekvence pa je posledica relativnega gibanja med nami in oblakom vodika, ki je sevanje oddal. Intenziteta vrhov v spektru pa je (zgolj primerjalno) merilo za kolicino vodika, ki ga zaznavamo. Seveda moramo upoštevati, da intenziteta sprejetega valovanja upada s kvadratom razdalje do izvora, kar nekoliko zaplete interpretacijo podatkov. A vendarle; z opazovanji vodikove crte so leta 1952 Jan Oort in sodelavci naredili prvi model porazdelitve hladnega vodika v Rimski cesti in pri tem odkrili, da ima naša Galaksija spiralne rokave. PRESEK 42 (2014/2015)3 21 ASTRONOMIJA SLIKA 2. Shema sprejemnega elementa s strani. Rdeče je glavni valovod, modro ovratnik, črno označuje dno - tu je treba opozoriti, da ima dno ovratnika na sredi luknjo za glavni valovod. Dimenzije so označene v enotah valovne dolžine, za naš primer je to 21,106 cm. 0,05 A 0,45 A 0,455 A 1,41 A 0,6 A 0,76 A 0,6 A Motivacije za gradnjo radijskega teleskopa nam torej ne bi smelo manjkati. Na sreco živimo v dobi, ko lahko vse potrebne sestavne dele kupimo za skorajda drobiž. Glavni sestavni del je USB DVB-T klju-Cek za sprejem digitalne televizije, ki nam lahko služi kot sprejemnik za radijske valove med 24 MHz in 1850 MHz - torej tudi na želenem obmoCju vodikove Crte. Za sprejem signalov iz Galaksije potrebujemo še dovolj veliko anteno, nizkošumni ojačevalnik za prvo stopnjo ojačitve signala, sito, ki odstrani neželene zemeljske motnje, in dva ojačevalnika satelitskega televizijskega signala. Za anteno zadošča že krožnik za sprejem satelitske televizije premera okoli enega metra. Tako pravi Marcus Leech, a ker velikost krožnika doloca tako širino snopa antene (in s tem locljivost radijskega teleskopa) kakor tudi njeno obcutljivost, predlagamo, da si privošcite cim vecji parabolicni krožnik. Naša parabolicna antena ima premer 1,9 m, go-rišcna razdalja je 80 cm. Antena je izdelana iz aluminijastih naper, prekritih s kovinsko mrežo. Sprejemni element antene je izdelan po optimirani predlogi VE4MA (lonec z dušilnim ovratnikom). Mere sprejemnega elementa so odvisne od razmerja med gorišcno razdaljo f in premerom parabole D(f /D) ter seveda od valovne dolžine valovanja, ki ga želimo sprejemati; v našem primeru je to A = 21,106 cm. Za našo parabolo (f /D = 0,42) se izkaže za primernega lonec s premerom 0,76 A in dolžino 1,41 A (dolžina lonca ni strogo omejena; ne sme pa biti lonec prekratek, predolg pa ni prakticen). Sprejemna palcka se nahaja 0,455 A od zadnje stene lonca in je dolga približno 0,23 A - koncno dolžino smo dolocili eksperimentalno, s postopnim krajšanjem in sprotnim merjenjem odbojnosti. Dušilni ovratnik je širok 0,6 A in globok 0,45 A, ustje ovratnika pa je glede na ustje lonca pomaknjeno za 0,05 A proti zaprtemu delu lonca. Pri namestitvi sprejemnega elementa na parabolo je treba lonec postaviti na tako razdaljo, da je gorišce parabole znotraj lonca, in sicer 4,7 cm od njegovega ustja. SLIKA 3. Sprejemni lonec, fotografiran z vrha. Sprejemna palčka se lepo vidi. Bel plastični obroč (nekoč okvir vrat pralnega stroja) je nosilec za ravno ploščo pleksi stekla, kar preprečuje vdor vode in hkrati še vedno omogoča pogled v sprejemni lonec (didaktična nujnost!). 22 PRESEK 42 (2014/2015)3 22 ASTRONOMIJA nizkošumni ojačevalnik DC-sklopnik ^ Sprejemna palčka je spajkana na sredinski vodnik SMA konektorja, ki je s prirobnico privit na lonec. Za lažjo pritrditev ravne prirobnice konektorja na ukrivljeno površino lonca smo uporabili majhno medeninasto ploščico, ki je na eni strani ravna, na drugi pa pobrušena tako, da se prilega krivini lonca. Skoznjo smo zvrtali luknjo, katere premer je enak premeru dielektrika v konektorju, in manjše luknje z navoji za vijake, nato pa smo plošcico prispajkali na lonec. Neposredno na konektor (ta mora biti zato tipa SMA-moški) je privit nizkošumni predojaceval-nik. Predojacevalnik v našem teleskopu je razvil britanski radioamater Sam Jewell, G4DDK, pri katerem je tudi mogoce kupiti komplet vseh potrebnih komponent ojacevalnika (www.g4ddk.com). Te morate nato sestaviti in spajkati sami. Delovanje ojacevalnika je po izdelavi treba preveriti in ga uglasiti tako, da dosežemo cim nižje šumno število. Stabilnost ojacevalnika preverimo s spektralnim analizatorjem, za uglasitev pa potrebujemo ustrezen merilnik šu-mnega števila. Nam je pri tem izdatno pomagal Leon Pavlovic iz Laboratorija za sevanje in optiko ljubljanske Fakultete za elektrotehniko. Pomagal nam je uglasiti tudi pasovnoprepustno sito (filter), ki stoji za predojacevalnikom in je namenjeno slabljenju neželenih signalov na bližnjih frekvencah (GSM, UMTS, vojaški signali). SLIKA 4. Vse glavne komponente sprejemne verige, na sliki manjkajo le povezovalni koaksialni kabli. Nizkošumni predojacevalnik je pred vremenskimi vplivi treba zaščititi z vodotesnim ohišjem, signale pa po dobrem 50-ohmskem koaksialnem kablu (mi smo uporabili kabel TriLan) spraviti do preostalega dela sprejemne verige. Ta naj ne bo predaleč stran (prevelike dolžine namreč prinesejo znatno slabljenje signala). Tudi sprejemni loneč je potrebno na odprtem delu pokriti s plastičnim/pleksi pokrovom, da se v njem ne nabira voda, kadar je antena pospravljena in je lonec obrnjen navzgor. Preostala sprejemna veriga sestoji iz pasovnopre-pustnega filtra za 1420 MHz, dveh ojačevalcev za ojačitev signalov satelitske televizije in USB-ključka za sprejem DVB-T, ki deluje kot univerzalni radijski sprejemnik. Tega ne zmore kar vsak ključek, zato moramo biti pri nakupu pozorni, da izberemo pravega. Bistveno je, da ima ključek v drobovju čip Re-altek RTL2832U, ki mu družbo dela mešalnik. Ta zmore nastaviti frekvenčo na 1420 MHz: trenutno so takšni čipi Eloničs E4000, Rafael Mičro R820T ali R828D. Za omenjeni čip Realtek RTL2832U potrebujemo le še računalniški gonilnik, ki zna vključiti raz-hroščevalni način delovanja, v katerem čip ne deko-dira televizijskega signala. Računalniku pošilja surove signale, ki jih lahko s programi poljubno obdelamo. Vse naštete komponente je potrebno povezati, kar pa ni povsem preprosto, saj so priključki na na- PRESEK 42 (2014/2015)3 23 ASTRONOMIJA SLIKA 5. Pogled v nameščeno omarico, v kateri domuje večina elektronike. Vidimo tudi »hobotnico« kablov, ki povezujejo periferne naprave (predojačevalnik, motor, senzor) z omarico in dovajajo napajanje ter omogočajo mrežni dostop do računalnika. pravah različni. Tako potrebujemo adapter s konek-torja na USB-ključku na konektor tipa F in dva DC-sklopnika, ki v ustrezni odsek sprejemne verige pripeljeta enosmerno napetost za napajanje obeh dodatnih ojačevalcev. Hkrati omenjena sklopnika preprečita, da bi enosmerna napetost poškodovala sprejemnik ali povzročila kratek stik na situ. Dimenzije ohišja sita in dolžine resonatorjev v njem smo izračunali s spletnim obrazcem na strani www.wa4dsy.net/cgi-bin/idbpf (tam lahko prenesete tudi kodo C++ programa, ki v ozadju spletne strani opravi izračun). Sito smo nato izdelali sami. Sestoji iz medeninaste škatle dolžine 11,5 čm, širine 5,28 čm in višine 4 čm. V škatli so trije kovinski »prsti« debeline 1 čm, pritrjeni so na eno od daljših stra-nič, po višini čentrirani. Med seboj so razmaknjeni za 4,25 čm, skrajna dva pa sta 1,5 čm odmaknjena vsak od svojega roba škatle. Robna prsta sta dolga 4,44 čm, srednji pa 4,322 čm. Na nasprotni straniči škatle pripravimo luknje za vijake, ki ležijo nasproti vsakemu prstu in služijo finemu uglaševanju filtra. Na krajši straniči filtra pritrdimo konektorja, ki ju s kovinskim trakom povežemo vsakega s svojim robnim prstom. Priključno mesto na prstu določa im-pedančo vhoda oziroma izhoda filtra: za 50 Q mora biti priključek na prst povezan 0,53 čm od stene škatle, za 75 Q pa 0,65 čm od stene. Naše sito je narejeno tako, da ima na vhodni strani impedančo 50 Q SLIKA 6. Stranski pogled na motor in prenos, ki poganja os antene. Pod motorjem je nameščena krmilna elektronika za pogon motorja, tik ob osi antene (poleg velikega zobnika) pa je senzorja zasuka osi. Med ležajem in velikim zobnikom na osi lahko opazimo tudi končna stikala, ki preprečujejo, da bi se antena vrtela v krogu in se poškodovala zaradi zapletanja kablov. (kar je standard za vecino profesionalnih in radioamaterskih radijskih naprav ter s tem tudi za naš niz-košumni predojačevalnik) in na izhodni strani 75 Q (kar je standard za televizijsko tehniko). Pasovna širina našega sita je 111 MHz, kar je morda nekoliko preširoko in bomo zaradi radijskih motenj iz okolice sito mogoče zamenjali z ožjim (pasovna širina okoli 20 MHz). Možgane našega teleskopa predstavlja mali računalnik Raspberry Pi, ki poleg tega, da sprejema signal z USB DVB-T ključka, krmili tudi višino antene. Ta je namreč pritrjena na stojalo, ki omogoča le obračanje po višini, saj nam razmeroma širok snop antene (približno 10o) omogoča, da posamezni nebesni objekt spremljamo tudi do pol ure, preden nam zaradi vrtenja Zemlje uide iz polja. Tako z nastavitvijo višine (ker je antena obrnjena v smeri sever-jug, tako neposredno izbiramo kar deklinačijo) in s čakanjem na primerno uro dneva lahko opazujemo poljuben del neba. Krmiljenje elevačije smo izvedli preko priključkov GPIO (angl. General Purpose Input/Output) na Raspberry Pi. Dva releja preklapljata smer obračanja elektromotorja, s pulzno-širinsko modulačijo pa krmilimo hitrost vrtenja motorja, da počasi pospe- 24 PRESEK 42 (2014/2015)3 24 ASTRONOMIJA šimo anteno in jo nato spet počasi ustavimo. Kot, v katerega je antena obrnjena, zaznavano s senzorjem AS5048, ki s Hallovimi sondami meri orientacijo magnetnega dipola, ki je pritrjen na os antene. Senzor in računalnik se pogovarjata po SPI protokolu preko priključkov GPIO. Kodo za krmiljenje teleskopa lahko dobite na naslovu software.ad-vega.si, sprejem signala z USB DVB-T ključka in pretvorbo signala v spekter (FFT) pa lahko na sistemu GNU/Linux opravite bodisi s programom gnuradio (gnuradio.org) bodisi z rtl-sdr (sdr.osmocom.org/trac/wiki/ rtl-sdr#Software). Sprejemno verigo radijskega teleskopa, računalnik in napajanje smo pospravili v električno omaričo, ki nam jo je prijazno podarilo podjetje Telmak d.o.o. iz Logatča. Komunikačijski (ethernet) kabel za teleskop pa nam je podarilo podjetje Tečh Trade Center d.o.o. Stojalo smo izdelali iz železnih profilov 30 x 30 x 2 mm; skupno smo porabili štiri čevi, dolge 6 m. Stojalo je zasnovano tako, da na tleh leži kvadrat s stra-ničo okoli 2 m, z nasprotnih vogalov kvadrata pa štrlita navpična drogova, ki podpirata ležaja osi teleskopa. Na enem od drogov sta še pritrdišči za motor in omaričo z elektroniko. Za protiutež antene smo uporabili kar dve stari avtomobilski platišči. Motor Meritev pri deklinaciji 46° 1419,5 1420,0 1420,5 1421,0 1421,5 frekvenca [MHz] SLIKA 7. Signal, ki ga v obdobju zvezdnega dneva sprejmemo na deklinaciji 46° severno. za obračanje osi, njegov krmilnik in senzor zasuka osi so pred padavinami zaščiteni s škatlo iz pleksi stekla. _ XXX Astronomska literatura Govert Schilling, Lars Lindberg Christensen OČI, ZAZRTE V NEBO 400 let odkritij s teleskopi 136 strani format 17 x 24 cm trda vezava, barvni tisk 24,99 EUR NAŠE NEBO 2015 Dintinjana, Fabjan, Mikuž, Zwitter NAŠE NEBO 2015 Astronomske efemeride 84 strani format 16 x 23 cm mehka vezava 10,00 EUR Ponujamo še veliko drugih astronomskih del. Podrobnejše predstavitve so na naslovu: http://www.dmfa-zalozni stvo.si/ast ro/ Individualni naročniki revije Presek imate ob naročilu pri DMFA-založništvo 20 % popusta na zgornje cene. Dodatne informacije lahko dobite v uredništvu Preseka po telefonu (01) 4766 553. PRESEK 42 (2014/2015)3 25