Zgodovinski pregled detekcije radijskih valov


Vse skupaj se je začelo naključno. V 30-ih letih tega stoletja je Karl G. Jansky, po naročilu Bell Telephone Laboratories, raziskoval v Holmdelu (ZDA) motnje pri sprejemu oddaljenih kratkovalovnih signalov. Delal je meritve tudi na frekvenci 20,5 Mhz ((=14,6 m). V slušalkah je leta 1932, na svoje veliko začudenje, zaznal dvig in padec signala (šum v slušalkah je narastel in padel) vsakič, ko je jedro Rimske ceste kulminiralo, oziroma prečkalo krajevni meridian. Kot dokaz, da je valovanje res prihajalo iz Rimske ceste in ne z Zemlje, je bil signal, ki je zaradi gibanja Zemlje okrog Sonca dosegel maksimum ob različnih urah v različnih letnih časih. Jansky je tako zaradi nadležnih radijskih motenj odprl novo okno skozi atmosfero v vesolje. Astronomom se je, do takrat le vidnemu oknu za svetlobo, pridružilo neprimerno širše okno, skozi katero prodirajo radijski valovi. Astronomi danes opravljajo meritve med frekvencama 1 MHz in 700 GHz. Že leta 1944, 12 let po odkritju, je Grote Reber naredil prvo sliko Rimske ceste v valovni dolžini 1,87 metra in to že s parabolično anteno. Lasten šum elektronk nekaj takratnih kratkovalovnih sprejemnikov je bil dovolj nizek, da so bile meritve, relativno šibkega signala iz Rimske ceste, že mogoče. Jansky ni nikoli detektiral Sončnega radijskega sevanja, ker je bil ravno takrat minimum Sončne aktivnosti. To je med drugo svetovno vojno, leta 1942, nenačrtovano uspelo angleški vojski, ki je na začetku mislila, da je močan radijski signal posledica novih nemških radarjev.


Prvi radijski teleskop Karla Jansky-ega, narejen je bil za zaznavanje motenj pri sprejemanju kratkih valov.


Prva slika Rimske ceste, ki jo je leta 1944 narisal Grote Reber.

Leta 1946 sta R. Dicke in R. Beringer odkrila radijske valove termičnega izvora, ki so prihajali z Meseca (24 GHz). J. Bolton in G. Stanley sta leta 1948 zaznala diskretne izvore radijskega valovanja, imenovane tudi "radiozvezde". S prvim interferometrom v bližini Sydneya, kateri je imel kot drugo anteno kar ocean, so bili odkriti v ozvezdju Laboda prvi zelo ozkokotni izvori. Že leta 1944 sta Nizozemca J. Oort in H. Van de Hulston napovedala sevanje prostega vodika v spiralnih rokavih galaksij v valovni dolžini 21,1 cm, oziroma na frekvenci 1420,4 Mhz, kar sta leta 1951 potrdila H. Ewen in E. Purcell. To je bil res velik in pomemben uspeh teorije in prakse. Kmalu za tem so ruski astronomi odkrili devterijevo črto na frekvenci 327 MHz. Po dvajsetih letih so radioastronomi detektirali že nekaj sto radijskih spektralnih črt 46 molekul. Kmalu je sledila zakonska zaščita frekvenc med 327 MHz in 230 GHz, da ne bi zemeljski viri na teh frekvencah motili meritev. Leta 1955 so zaznali radijsko valovanje z Jupitra (22 MHz), 1957 s Saturna (7,5 GHz), 1962 z Merkurja (10 GHz), 1966 z Venere (3,33 in 10 GHz). Nov izziv je bilo odkritje kvazarjev leta 1960 (quasar je okrajšava za quasi-stellar-radiosource). To so radijski izvori znotraj območij s premerom manjšim od 10", ki so tudi v glavnem naknadno (bili) potrjeni v vidnem delu elektromagnetnega valovanja. Prvi tak vir je bil zaznan v bližini zvezde 16-e magnitude v ozvezdju Trikotnika. Narava kvazarjev je precej zapletena saj imajo tudi 100-krat večji izsev od najsvetlejših galaksij. Med iskanjem novih kvazarjev so leta 1967 v Cambridge-u spet slučajno odkrili, na valovni dolžini 3,5 metra, utripajoč izvor, ki so ga poimenovali pulzar. Pulzar je nevtronska zvezda, ostanek eksplozije supernove, ki zelo pravilno oddaja radijsko valovanje, večinoma s periodo od 1/30 s do 4 s, dolžina pulza pa je od 5 do 500 milisekund, v frekvenčnem območju od 30 MHz do 15 Ghz. Klasična razlaga nastanka pulznih valov temelji na rotiranju nevtronske zvezde, ki povzroči križanje curkov elektronov z močnim magnetnim poljem zvezde. Še nekaj besed o najbrž največjem prispevku radioastronomije v človeško zakladnico znanja in razumevanja stvarstva in lastnega položaja v njem. Na istem mestu in skoraj iz enakih razlogov kot Jansky sta, spet po naročilu Bell-ovih laboratorijev, A. Penzias in R. Wilson v Holmdelu leta 1964 raziskovala motnje, ki naj bi jih povzročale galaksije. Na frekvenci 4,08 GHz (val. dolžine 7,35 cm) sta nepričakovano zaznala sevanje, ki je bilo v vseh smereh vesolja enake jakosti. To praktično izotropno sevanje pripada termičnemu sevanju črnega telesa s temperaturo okrog 3 K in je ostanek velikega poka, big bang-a, ki pomeni začetek širjenja vesolja. Vesolje se je tekom milijard let preobrazilo od gostote 1013 ton/m3, takoj po začetku širjenja bi naj prevladovali nevtroni, na današnjo povprečno gostoto nekaj vodikovih jeder na m3. Odkritje izotropnega radijskega sevanja je trenutno najmočnejši adut teorije velikega poka.

 

Radijski valovi

Radijski valovi so, tako kot svetloba, elektromagnetni valovi, a imajo od svetlobe precej daljše valovne dolžine in zato manjše frekvence. Radijske valovne dolžine segajo od milimetra pa do 100 km, od frekvence 3E(12) Hz do 3000 Hz (E(12) pomeni 10 na dvanajsto). V vakuumu potujejo elektromagnetni valovi s hitrostjo c=3E(8) m/s. Pomembna je povezava med hitrostjo (oznaka c, enota [m/s]), valovno dolžino (enota [m]) in frekvenco (enota [1/s=Hz]):

Hitrost elektromagnetnega valovanja je torej sorazmerna produktu valovne dolžine in frekvence. Svetloba nastane pri točno določenih prehodih med diskretnimi energijskimi nivoji v atomih in molekulah oziroma ionih. Kako nastanejo radijski valovi? Tudi radijski valovi nastanejo pri prehodih med diskretnimi energijskimi nivoji v atomih in molekulah, vendar je mehanizmov še več, saj vsako pospešeno gibanje naelektrenih delcev povzroči, da ti delci oddajajo elektromagnetno valovanje. V radijskih oddajnikih oscilator harmonično pospešuje elektrone v anteni. Vzrok za nastanek radijskih valov je tudi termično gibanje nabitih delcev, potem gibanje nabitih delcev skozi magnetno polje, ki pot delca, če hitrost ni vzporedna s poljem, ukrivi in s tem pospeši. Temu pojavu pravimo tudi sinhrotronsko sevanje. Na Zemlji generiramo tako sevanje v znanstvene potrebe v sinhrotronskih pospeševalnikih, na enak način pa tudi ukrivljamo curke elektronov v TV sprejemnikih. Kombinacij termičnih vplivov, vplivov elektromagnetnih polj in mnogih drugih dejavnikov je veliko in vsi ti pojavi se dogajajo tako v hladnem medzvezdnem prostoru, ki ga v glavnem napolnjuje vodik, v zvezdah, v jedrih galaksij ... Radijskih virov je torej v vesolju na pretek, samo zaznati jih je treba. Del energije elektromagnetnih valov prestrežemo z antenami (radijskimi teleskopi), ki so ponavadi parabolične in čim večje, da zberejo več energije in imajo večjo kotno ločljivost. Fizika in optika sta tako rekoč enaki pri radijskih in optičnih teleskopih. Ker je ločljivost teleskopa sorazmerna kvocientu valovne dolžine in premera parabole, je ločljivost radijskih teleskopov precej manjša od optičnih. Problem so rešili tako, da so med sabo povezali teleskope na različnih koncih sveta in s tem povečali površino celo na cele kontinente. Tako vezavo teleskopov imenujemo interferometer. Čemu pa sploh opazovati, v za nas tako rekoč nevidnih radijskih valovih, saj nam nudi vidni del elektromagnetnega valovanja prečudovite nebesne prizore? Izkazalo se je, da je moč s posebno obdelavo radijske slike izjemno dopolniti vidno sliko vesolja in pojave v njem.

Radijsko sevanje sonca

Sonce je bilo eden prvih objektov ki so jih proučevali v zgodnjem obdobju oz. v začetku radio-astronomije. Sonce sicer ni močan oddajnik radijskih valov kot mnogo drugih objektov, vendar smo zaradi bližine vseeno deležni šibkemu radijskemu sevanju. Sonce ima svoje minimume in maksimume. Imenujemo jih sončni cikli in se ponavljajo vsakih 11 let.  Naslednji sončev maksimum bo nastopil nekje leta 2011. To pomeni da se bo takrat dogajalo na soncu marsikaj. Povečalo se bo število sončnih peg, izbruhov, kar bo posledično vplivalo tudi na povečanje geomagnetnih aktivnosti na Zemlji. Pojavljali se bodo polarni siji, ki ob najmočnejših izbruhih na soncu lahko dosežejo tudi nižje geografske lokacije na Zemlji. Ravno zaradi tega je to tudi najprimernejši čas za radijsko spremljanje oz. opazovanje Sonca z radijskimi sprejemniki in magnetometri. 

 

Ko se na sončevem površju pojavi bakla le-to navadno spremlja tudi kratek izvor radijske energije, ki jo ponese v vesolje. Ravno te kratke radijske signale pa lahko na Zemlji spremljamo s pomočjo kratko valovnih in VHF sprejemnikov in ustreznimi antenskimi sistemi. Sprejemnik mora omogočati sprejem amplitudno moduliranih signalov AM. Frekvenčno modulirani (FM) sprejemniki niso priporočljivi. Primerni so tudi  sprejemnik z USB (upper side band) ali LSB (low side band) modulacijo. Če bomo sprejemali radijske signale  v ultra kratkem področju na frekvencah med 120 in 140 MHZ bomo med sprejemnikom in anteno potrebovali še predojačevalec.  Če boste sprejemali v tem delu spektra boste potrebovali 3-4 elementno yagi (usmerjeno) anteno, ki jo je potrebno usmeriti v smeri sonca. 

Radijski sunek iz sonca ki je prikazan na zgornjem grafu je bil posnet na kratkovalovnem področju  na 20.1 mHz z zelo enostavno opremo 10. junija 2000 na univerzi Floridskega radijskega observatorija. Uporabljen je bil kratkovalovni radijski sprejemnik  in dipol antena. Ta kratek signal iz sonca se vidi na levi strani grafa, ki je lepo oblikovan. Na desni strani je prikazan signal, ki najprej narašča in nato strmo pade. To je kalibracijski signal ali motnja, katere povzročajo bližnji kuhinjski in podobni aparati.

Radijski signali iz sonca so klasificirani tako: 

Tip I  Kratki,  ozko pasovni  dogodki, ki se pojavljajo skupaj. Trajajo lahko dolgo preko celega dneva.

Tip II  Počasi varirajoči od visokih do nizkih frekvenc. 

Tip III  Hitro varirajoči od visokih do nizkih frekvenc Pogosto se pojavljajo skupaj z velikimi izbruhi x-žarkov.

Tip IV  Več krat ponavljajoče skupaj z baklami .

Tip V  Več krat ponavljajoče. Trajajo lahko 1 do 2 minuti z močnim in hitrim zvišanjem frekvence.

 

 

Napake pri sprejemu radijskih valov

Eden od načinov kako prepoznamo da gre za izbruh na soncu je v karakteristični obliki "plavuti ". Signal kar hitro narašča in nato počasi pada, kar navadno traja nekaj sekund. 

Žal je to kar je na grafu počasi spreminjajoč signal, ki se je počasi pomikal po frekvenčnem pasu. Signal je imel tudi zvočno strukturo, in ravno ta zvok ga je izdajal da gre za bližnjo motnjo. Pri sprejemu je bil uporabljen tipični radio amaterski SSB sprejemnik.  SSB filter ima navadno močan filter ki na enem koncu odreže signal.  V tem primeru je filter odrezal signal na levi strani grafa in smo zaradi tega dobili graf ki ga navadno naredi čisti radijski signal iz sonca.

Graf prikazan zgoraj je narejen istega jutra v WCCRO radijskem observatoriju s sprejemnikom ki podpira AM (amplitudno modulacijo). To je resnična »plavut« oziroma tipična plavut, ki se izriše ob izbruhu bakle na soncu.  Pri pravih izbruhih je zanimiva tudi ta podrobnost da se pred naraščajočim grafom pojavi majhna izboklina ki narašča Ta izboklina se imenuje tudi  »precursor bump«. Njen pojav zaenkrat ni pojasnjen.

Oprema in software, ki ga potrebujemo za sprejem radijskih signalov.

-                     Najprimernejši računalniški program, ki je celo zastonj, snamete si ga lahko tukaj (http://radiosky.com/skypipeishere.html ) je program Radio Sky-pipe.

-                     Drugi je program »spectrograph«, ki vam omogoča pregled podatkov z različnih radijskih observatorijev po svetu. Tukaj si morate samo naložiti program na računalnik. Potrebujete pa internetno povezavo.  Podrobneje bom zadevo opisal spodaj.

-                     Računalnik z zvočno kartico in windows-Xp.

-                     Radijski sprejemnik ki sprejema AM modulacijo na frekvenci 20.1 Mhz ali 20100 Khz. Primerenje tudi sprejemnik, ki sprejema USB ali LSB modulacijo nikakor pa ne sprejem FM modulacije. Med šaro ali na bolšjem sejmu se še najdejo starejši radijski sprejemniki (radio) kateri omogočajo tudi sprejem KV področja. Radijski sprejemnik povežete z dipol anteno katere izfgradnjo bom opisal kasneje, nato zvok iz sprejemnika priključite na vhod zvočne kartice na vašem računalniku.

 

Formula za izračun antene je: 142500/20100=6.75 to pa nato delimo z 2 in dobimo 3.54

To pomeni da ima en krak dipol antene krak dolg 354 cm