Wstępne oszacowanie wymagań
związanych z budową radioteleskopu
do obserwacji Słońca w Gdańskim Ośrodku ,,Hewelianum"


Kazimierz Borkowski
Centrum Astronomii UMK w Toruniu
(w sierpniu 2003 r.; ostatnia aktualizacja: 2003.12.04)


    Radioteleskop będący przedmiotem niniejszego opracowania z założenia ma służyć jako przyrząd przybliżający autentyczny instrument badawczy stosowany we współczesnej radioastronomii. Będzie on wykorzystywany przede wszystkim do popularyzacji tej dziedziny nauki, ale umożliwi także prowadzenie pewnych obserwacji Słońca, które mogą mieć wartość naukową.
    Proponuje się, by radioteleskop oprzeć o paraboliczną czaszę radarową (najlepiej o średnicy większej niż 2 m) zamontowaną w układzie horyzontalnym (ze sterowaniem komputerowym) lub równikowym (w tym wariancie do śledzenia Słońca komputer nie jest konieczny). Musi on zostać wyposażony w przynajmniej jeden odbiornik (najlepiej przełączany) na częstotliwość wybraną w przedziale 300 – 1800 MHz. O wyborze częstotliwości powinien decydować czynnik zakłóceń, a w przypadku kilku możliwości decydować będzie wielkość czaszy (im mniejsza, tym trzeba wybrać wyższą częstotliwość obserwacji, gdyż na wyższych częstotliwościach Słońce jest jaśniejsze). Niższe częstotliwości są nieco atrakcyjniejsze ze względu na większą liczbę i wielkość zjawisk niezwykłych. Najważniejszym elementem odbiornika jest przedwzmacniacz, którego własności szumowe decydują o czułości radioteleskopu.

    Usytuowanie radioteleskopu
    Podstawowym wymogiem miejsca, w którym będzie postawiony ten instrument, jest wolność od zakłóceń. Zakłócenia pochodzą z zakładów przemysłowych, ze środków transportu, nadajników RTV, urządzeń telekomunikacji (telefonia komórkowa, stacje przekaźnikowe) i rozmaitych urządzeń domowych (magnetowidy, aparatura elektoniczna, urządzenia z silnikami elektrycznymi). Z tego powodu najlepszym miejscem byłyby tereny położone z dala od miast. Ponieważ jednak omawiany radioteleskop ma stanąć w mieście należy szczególnie starannie wybrać miejsce o możliwie najniższym poziomie zakłóceń. W tym celu wskazane byłoby wstępne wykonanie pomiarów tego poziomu za pomocą miernika zakłóceń w kilku miejscach na wielu zakresach częstości w przedziale, powiedzmy, 200 – 2000 MHz, przede wszystkim w zakresach formalnie chronionych. Radioastronomiczne pasma pomiędzy 50 MHz i 5 GHz to: 73,00 – 74,60, 79,25 – 80,25, 150,05 – 153,00, 322,00 – 328,60, 406,10 – 410,00, 608,00 – 614,00, 1330,0 – 1400,0, 1400,0 – 1427,0, 1610,6 – 1613,8, 1660,0 – 1660,5, 1660,5 – 1668,4, 1668,4 – 1670,0, 1718,8 – 1722,2, 2655,0 – 2690,0, 2690,0 – 2700,0, 3260,0 – 3267,0, 3332,0 – 3339,0, 3345,8 – 3352,5, 4800 – 4990 oraz 4990 – 5000 MHz.
    Należy też pamiętać, że pomiary wykażą więcej zakłóceń niż później odbierze radioteleskop, gdyż urządzenie to (radioteleskop) jest czułe tylko w stosunkowo wąskim kącie bryłowym. Gdyby jednak okazało się, że nie ma miejsc ani pasm wolnych od zakłóceń, należałoby rozważyć możliwość zbudowania interferometru korelacyjnego — radioteleskopu składającego się z dwóch anten rozmieszczonych na kierunku wschód-zachód. Interferometr taki jest mniej wrażliwy na zakłócenia, jeśli są inne w każdej antenie.

    Elementy składowe radioteleskopu
    Radioteleskop jako instrument badawczy składa się z anteny, odbiorników i przyrządów do rejestracji (zapisu) odbieranego sygnału. Wskazane jest (ale nie konieczne), by sterowanie radioteleskopem (ruchem anteny, pracą systemów odbiorczych i zapisem sygnału) odbywało się za pomocą typowego komputera ale wyposażonego w odpowiednie karty służące do sterowania i zbierania danych. Potrzebna będzie też aparatura pomiarowa (generator sygnałów w.cz., generator szumów, oscyloskopy, mierniki napięcia) niezbędna do testów, monitorowania poprawności działania urządzeń i diagnozowania usterek.

    Typ i montaż
    Spośród wielkiej rozmaitości rozwiązań konstrukcyjnych radioteleskopów najpowszechniej spotyka się uniwersalne paraboloidy obrotowe zamontowane w systemie horyzontalnym, w którym ruchy anteną odbywają się wokół pionu i ruchomej osi poziomej (tak jak w teodolicie), albo w systemie równikowym, kiedy ruchy te odniesione są do osi świata (tzn. osi rotacji Ziemi) i równolegle do równika niebieskiego (też ziemskiego), odpowiednio. Montaż równikowy ma tę zaletę, że przy obserwacji obiektów astronomicznych wystarcza ruch wokół jednej tylko osi (osi świata), by utrzymać obiekt w polu widzenia teleskopu, zaś druga oś służy jadynie do wyboru źródła promieniowania o innej deklinacji.
    Podczas obserwacji typu śledzenia za radioźródłem teleskop musi utrzymywać stałą prędkość wynoszącą 360°/(24·60) = 0,25 °/min (źródła inne niż Słońce poruszają się nieznacznie, bo o ok. 0,27%, szybciej). W przypadku komputerowego sterowania teleskopem łatwo można go prowadzić po dowolnej trajektorii na niebie w dowolnym montażu panując nad ruchem jednocześnie w obu osiach. Łatwiejsza technicznie i tańsza konstrukcja radioteleskopów w montażu horyzontalnym może być więc czynnikiem decydującym o wyborze właśnie tego rozwiązania.

    Rozmiary
    Wielkość anteny (średnica głównego reflektora, D) decyduje o czułości całego systemu. Ze wzrostem rozmiarów rosną jednak koszty budowy (jak trzecia potęga rozmiarów), a także trudności zapewnienia odpowiedniej dokładności wykonania powierzchni odbijających, sztywności całej konstrukcji, jej wytrzymałości na wiatr, oblodzenie itp. oraz sterowalności (szybkości i przyspieszenia ruchów). Jeśli jednak ograniczymy się do obserwacji Słońca, które jest najsilniejszym z radioźródeł, już czasza o średnicy kilku metrów wystarczy do obserwacji tzw. spokojnego Słońca. Spokojne Słońce emituje strumień o gęstości (S) od 3 (na częstotliwości ok. 100 MHz) do 100 jednostek słonecznych (10–22 W/m2/Hz) na ok. 3 GHz. Z jednego metra kwadratowego skutecznej powierzchni zbierającej (apertury) w pasmie jednego herca z anteny otrzymujemy moc S/2 (w jednej składowej polaryzacji sygnału niespolaryzowanego), czyli (1,5 do 50)·10–22 watów. W miarę dobry niechłodzony odbiornik ma szumy własne równoważne tzw. temperaturze szumowej (T) rzędu 100 K, co odpowiada mocy kT = 13·10–22 W na jeden herc (k jest stałą Plancka). Zatem, aby wykryć sygnał ze Słońca w ciągu jednej sekundy na wyższych częstotliwościach powinna wystarczyć efektywna apertura rzędu jednego metra kwadratowego (w praktyce około dwukrotnie większa, zakładając skuteczność ok. 50%). Na niższych częstotliwościach trzeba jednak dysponować znacznie większą powierzchnią, tym bardziej, że do szumów własnych odbiornika dodaje się silne tło galaktyczne (które ma tu temperaturę szumową 300 – 7000 K). Wykrywalność sygnału (czułość instrumentu) można wielokrotnie poprawić poszerzając odbierane pasmo Δf i czas uśredniania (integracji) sygnału Δt, gdyż jest ona proporcjonalna do 1/√{Δf Δt}. Te możliwości mogą być, niestety, mocno ograniczone przez obecność zakłóceń.
    Tak więc średnica paraboloidalnej czaszy radioteleskopu powinna być nie mniejsza niż 2 m, co raczej nie wystarczy na niższe częstotliwości (fale metrowe).

    Dokładność wykonania
    Odstępstwa kształtu lustra odbijającego promieniowanie od idealnej paraboloidy decydują o maksymalnej częstotliwości, na jakiej radioteleskop może być użyteczny. Przyjmuje się, że czasza o średniokwadratowej odchyłce (rms) wynoszącej σ milimetrów nadaje się do użytku do fal o długości λ = (12–16)σ milimetrów (wtedy jej skuteczność maleje do 37–50%). Np., jeśli błąd rms wykonania lustra wynosi 5 mm, to można takie lustro używać do fal o długości 60 do 80 mm czyli maksymalnie na częstotliwości, f = c/λ (c to prędkość światła), 3,8 do 5 GHz. Oznacza to, że zaadoptowanie czaszy radaru w charakterze głównego reflektora powinno zapewnić bardzo małe straty skuteczności anteny wywołane tym czynnikiem.

    Kierunkowość radioteleskopu
    Wiązka główna kierunkowej charakterystyki radioteleskopu parabolicznego (o kołowej aperturze) ma szerokość połówkową (na połowie maksymalnego wzmocnienia mocy; w radianach) Δθ bliską długości obserwowanej fali podzielonej przez średnicę czaszy, Δθ = λ/D. Np., czaszy o średnicy D = 3 m na częstotliwości f = 1000 MHz (λ = c/f = 0,3 m) odpowiada wiązka o szerokości Δθ = 0,3/3 = 0,1 rad, czyli ok. 6 stopni. Na częstotliwości dwukrotnie wyższej, 2 GHz, wiązka jest oczywiście dwukrotnie węższa. Tarcza Słońca ma średnicę ok. 0,5 stopnia. Liczby te mówią, że dokładność prowadzenia teleskopu nie musi być wygórowana — wystarczy powiedzmy 0,1 szerokości wiązki, czyli ułamek stopnia. Pierwsze zero charakterystyki kierunkowej znajduje się pod kątem nieco większym niż szerokość połówkowa od kierunku maksimum wzmocnienia. Zatem całkowita szerokość głównego listka charakterystyki kierunkowej wynosi w tym wypadku ok. 2,5·6 = 15°. Powyższe rachunki są tylko grubym oszacowaniem; dokładniejszą ocenę można przeprowadzić według algorytmu podanego na stronie www.
    Przy zatrzymanym teleskopie Słońce w ruchu dziennym przejdzie przez całą szerokość 15-stopniowej wiązki w ciągu 15/360·24 = 1 godziny. W przypadku licznych zakłóceń można co tyle czasu przestawiać teleskop i demonstrować przyrost i spadek dolnej obwiedni napięcia wyjściowego z odbiorników w miarę jak Słońce przechodzi przez wiązkę. Ten czas można oczywiście skrócić bądź wydłużyć manewrując odpowiednio ciągłym ruchem teleskopu.

    Systemy odbiorcze
    Normalnie, aby odebrać cały docierający sygnał z obserwowanego źródła, trzeba dysponować dwoma równolegle pracującymi systemami odbiorczymi, każdy na inną polaryzację. W przypadku Słońca, jego promieniowanie jest na ogół niespolaryzowane (nie dotyczy to radiowych wybuchów na Słońcu, które są najciekawsze z naukowego punktu widzenia). Dla celów dydaktycznych i popularyzatorskich wystarczy więc odbiór jednej polaryzacji (kołowej lub liniowej).
    Istnieje wiele typów systemów odbiorczych. W prostym odbiorniku sygnał z właściwej anteny (oświetlacza w formie dipola lub anteny tubowej) umieszczonej w ognisku parabolicznej czaszy doprowadzony jest do wzmacniacza wysokiej częstotliwości (w.cz.) o możliwie najlepszych własnościach szumowych. Te własności przedwzmacniacza w.cz. decydują o własnościach szumowych odbiornika jako całości. Powinien on być umieszczony przy samym ognisku paraboloidu, a resztę elektroniki można postawić w oddalonym miejscu. Następne stopnie systemu odbiorczego mogą stanowić: mieszacz (przemiana wysokiej częstotliwości do częstotliwości pośredniej, p.cz.), wzmacniacz p.cz. (w nim dokonuje się zasadnicze wzmocnienie sięgające 60 dB oraz wydzielanie pasma częstotliwości, Δf), detektor (liniowy lub kwadratowy) i integrator (filtr dolnoprzepustowy). Zarówno szerokość odbieranego pasma (100 kHz do 1 MHz), jak i czas integracji (ułamek sekundy do kilku sekund) trzeba będzie dobrać eksperymentalnie kierując się przede wszystkim obecnością zakłóceń — im szersza wstęga, tym lepsza czułość ale też tym większe prawdopodobieństwo trafienia na zakłócenia; im dłuższa stała czasowa integratora, tym lepsza czułość, ale też tym większe zniekształcenia (wygładzenie) krótkotrwałych zjawisk niezwykłych pochodzenia słonecznego.
    Odbiornik bezpośredni ma duże fluktuacje wzmocnienia, które psują czułość. Można je prawie całkowicie wyeliminować przez wprowadzenie przełączania wejścia odbiornika miedzy anteną i źródłem sygnału porównawczego (może to być inny oświetlacz lub generator szumów o porównywalnej mocy), a następnie detekcję synchroniczną na wyjściu odbiornika (przed integracją sygnału). Częstość przełączania powinna być wyższa od kilkudziesięciu herców, ale trzeba unikać dudnień z przydźwiękiem sieci (50 Hz) i niskich jego harmonik, dlatego rozsądne będzie przyjęcie kilkuset herców.

    Rejestracja
    Sygnał na wyjściu odbiornika (z integratora) można przekształcić do postaci cyfrowej i rejestrować na twardym dysku komputera. Odpowiedni program mógłby na bieżąco analizować zbierane dane i wyświetlać na monitorze. Zastosowanie szybkiego komputera mogłoby pozwolić na zrealizowanie za jego pomocą, oprócz sterowania ruchem czaszy, także generowania sygnału przełączania wejścia odbiornika i 'softwarową' detekcję synchroniczną oraz filtrację dolnopasmową (integrację sygnału). W tym przypadku możliwe byłoby również oczyszczanie sygnału z wąskopasmowych zakłóceń (poprzez analizę widmową i usuwanie fragmentów widma zawierających anomalne wartości). Tymczasowo, zanim cały instrument osiągnie docelowy kształt, można wykorzystać inne sposoby zapisu odbieranego sygnału, np. na taśmie papierowej (samopis) albo magnetycznej bądź poprzestać na podglądzie na oscyloskopie.

    Dalsze materiały
    Pomocne przy projektowaniu i budowie radioteleskopu mogą być następujące źródła dostępne w internecie:
    1) Radioastronomia — artykuł z Radioamatora i Krótkofalowca Polskiego (tom 24/1974, 230–233) wyjaśniający przystępnie podstawowe pojęcia radioastronomii.
    2) Propozycja 32-m radioteleskopu dla Torunia — uzasadnienie założeń wstępnych — artykuł z Postępów Astronomii (tom 34/1986, zeszyt 3, 201–214) omawiający założenia do projektu dużego radioteleskopu; można stąd zaczerpnąć wzory do obliczania parametrów geometrycznych anteny paraboloidalnej.
    3) Interferometr do obserwacji Słońca na częstotliwości 127 MHz — artykuł z Postępów Astronomii (tom 23/1975, 141–151) prezentujący szczegóły (wraz ze schematami ideowymi) budowy odbiornika do obserwacji Słońca.
    4) Amatorski radioteleskop — profesjonalny radioastronom, nawiązując do inicjatywy „Gwiazdy świecą nocą" (w tej witrynie jest m.in. schemat ideowy przełącznika antenowego), przedstawia szczegóły budowy amatorskiego instrumentarium do obserwacji na mikrofalach: antena satelitarna, odbiornik (którego podstawowym elementem jest konwerter satelitarny na 12 GHz) i komputer. Witryna jest w trakcie tworzenia, ale są tu już m.in. schematy blokowe i ideowe oraz pewne wyniki pomiarów (zob. też te dokumenty tego samego autora).
    5) Amatorski radioteleskop — przykład działającego już amatorskiego instrumentu do obserwacji radiowych w paśmie kilkunastu gigaherców opartego o antenę satelitarną.
    6) Radioastronomia — radiowe obserwacje meteorów. Jest tu m.in. schemat budowy anteny typu yagi na częstotliwość 70 MHz.
    7) RT32 — Opis techniczny i podręcznik obserwatora — obszerne opracowanie zawierające szczegółowe dane o aparaturze, oprogramowaniu i użytkowaniu profesjonalnego instrumentu badawczego; można tu znaleźć m.in. wzory na przekształcenia współrzędnych (niezbędne do komputerowego sterowania teleskopem).