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Misure radioastronomiche amatoriali

articolo di Paoletti Dario

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La radioastronomia è una scienza giovane che studia le radiosorgenti del cosmo. Tutti i corpi riscaldati direttamente o indirettamente irradiano delle onde herziane.

Lo studio della radioastronomia è iniziato per caso nel dicembre 1931 per opera dell’ingegner Karl Jansky che, mentre studiava per conto della Bel Telephone Laboratories l’origine dei disturbi atmosferici che interferivano nelle radiotelecomunicazioni alla frequenza di 20.5 MHz, scoprì che alcuni disturbi provenivano dalla direzione del Sagittario (il centro galattico) e lungo tutta la Via Lattea. Il Sole, anche se si trova a 150 milioni di chilometri, è una grandissima radiosorgente che, in condizioni di Sole quieto, nella frequenza di 10000 MHz, raggiunge i 2500000 FU (unità di flusso) o Jansky.

Per ricevere il rumore termico del Sole è sufficiente disporre di un ricevitore radioastronomico e di un’antenna. Un ricevitore radioastronomico, a differenza di un normale ricevitore per radiocomunicazioni, deve avere un grande amplificatore in AF (alta frequenza) e una banda passante molto larga. La potenza all’ingresso del ricevitore, dovuta ad una radiosorgente che emette un flusso S(f) ricevuta dall’antenna vale:

   S(f) * A * B
Pr = ------------- ,
2

dove Pr = potenza ricevuta, A = area efficace dell’antenna ricevente (puntata sulla radiosorgente), B= Banda passante del ricevitore. In occasione dell’Eclissi di Sole dell’11/08/99 ho voluto provare a fare delle semplici rilevazioni dell’intensità del segnale ricevuto dal Sole in condizioni di Sole quieto.

Ero certo che il segnale avrebbe subito un’attenuazione a causa dell’occultamento causato dalla Luna, ma non sapevo se questo si sarebbe verificato in modo molto evidente. Il mio ricevitore è composto da una parabola da 120 cm di diametro controllata da due motori, uno di azimut e uno di elevazione: il guadagno teorico dell’antenna è di 40 dB.

La parabola è illuminata in Primo Fuoco con un LNB satellitare che copre la frequenza da 10650 MHz a 11900 MHz e con una temperatura di rumore totale di 91,7° Kelvin, pari a NF= 0,9 dB.

Segue un amplificatore di linea da 20 dB ed un rilevatore con un diodo Schottky. Il segnale rivelato entra in un amplificatore-integratore che lo amplifica per 200 volte con un semplice integrato operazionale, e con un condensatore da 0,1 µF lo integra di 0,1 secondi. L’intensità del segnale ricevuto viene indicato da uno strumentino da 500 µA fondo scala.

Il ricevitore non ha la pretesa di indicare con precisione l’intensità di flusso del Sole nel momento di massima eclissi, perché non ho avuto ancora la possibilità di tararlo con un campione, ma per il momento era importante verificare la variazione quando il Sole era alla massima occultazione. I dati rilevati ed il grafico dell’intensità del flusso dimostrano ampiamente la variazione. Nel tempo di Sole quieto l’indice dello strumentino segna un segnale costante tra i 150 e i 170 µA, mentre quando l’eclissi era al 90% lo strumentino indicava 70 µA. Quando l’antenna è puntata verso il cielo freddo (nel punto dove non ci sono radiosorgenti), lo strumentino segna 40 µA.

Il flusso solare in SFU (Solar Flux Unit) diramato dal NOAA Space Environment Center e misurato dalla stazione di San Vito alle ore 11:00 UTC del giorno 11/08/99 sulle frequenze di 8800 MHz e 15400 MHz, era rispettivamente di 261 e 521 SFU. Quindi si potrebbero rapportare questi valori con quelli letti dal mio strumento, ma il grafico non varierebbe.


 
La parabola da 1...
La parabola da 1...

L'amplificatore-...
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Diagramma del fl...
Diagramma del fl...

 
osservatorio
Questo articolo è stato pubblicato sul giornalino Pulsar (numero 5, anno 2002)

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