- Radioastronomia amatoriale

Una scansione del cielo a 150 MHz

Test di funzionamento per un ricevitore VHF funzionante nella banda radioastronomica dei 150 MHz.

… ovvero, primi segnali captati dalla Galassia e dalla radiosorgente Cygnus A con un radiotelescopio tutto autocostruito, in vista dell’installazione definitiva.

Lo strumento, pensato per la ricezione VHF a banda stretta dei fenomeni transienti (radio-burst solari e altro), è un tipico esempio di realizzazione amatoriale: sono stati progettati e costruiti “ex novo” le antenne, il ricevitore (comprendente il sistema per l’acquisizione automatica ad elevata risoluzione delle misure Total-Power attraverso una porta USB) e il software per la gestione del radiotelescopio. A parte il commutatore che esclude l’alimentazione dell’amplificatore esterno attraverso il cavo coassiale, non esistono comandi manuali: il controllo e il download dei dati (misure radiometriche) avviene da remoto tramite PC e una connessione internet. Per mia comodità, il radiotelescopio è stato abbinato ad un modulo Raspberry Pi3 che ospita il programma di gestione scritto in Java, salva periodicamente i dati delle misure su chiavetta USB e, tramite commessione internet, comunica con il PC nella mia abitazione. In questo modo, se il sito dove è installato lo strumento dispone di un accesso al web e di una rete locale Wi-Fi (o cablata Ethernet), si sfrutta la flessibilità del modulo Raspberry che funge da ponte fra il radiotelescopio e il modo esterno.

Coppia di antenne Yagi a 7 elementi (150 MHz) costruite per le prime prove di ricezione. In questo esperimento si è utilizzata una sola antenna. L'elemento attivo di ogni antenna (dipolo) è collegato ad un cavo coasiale da 75 ohm (TV-SAT) tramite balun. Gli elementi passivi e il dipolo sono realizzati con tondino pieno di alluminio, fissati su un boom di legno verniciato. Una scatola di plastica stagna per impianti elettrici protegge le connessioni al dipolo e il balun. Un connettore F è fissato alla scatola per il collegamento al cavo coassiale che porta il segnale al preamplificatore (LNA).
Coppia di antenne Yagi a 7 elementi (150 MHz) costruite per le prime prove di ricezione. In questo esperimento si è utilizzata una sola antenna. L’elemento attivo di ogni antenna (dipolo) è collegato ad un cavo coasiale da 75 ohm (TV-SAT) tramite balun. Gli elementi passivi e il dipolo sono realizzati con tondino pieno di alluminio, fissati su un boom di legno verniciato. Una scatola di plastica stagna per impianti elettrici protegge le connessioni al dipolo e il balun. Un connettore F è fissato alla scatola per il collegamento al cavo coassiale che porta il segnale al preamplificatore (LNA).

L’impianto allestito per questo esperimento, operante nella banda radioastronomica protetta dei 150 MHz, comprende i seguenti componenti (vedi lo schema seguente):

  • Antenna yagi a 7 elementi orientata verticalmente (zenit), appoggiata al terreno;
  • Amplificatore a basso rumore (LNA) collegato fra antenna e ricevitore;
  • Ricevitore a banda stretta, sintonizzabile da 147 MHz a 153 MHz, con uscita radiometrica Total-Power “digitalizzata” (convertitore analogico-digitale a 24 bit) collegato ad un modulo Raspberry Pi3 via porta USB;
  • Modulo Raspberry Pi3 che ospita il programma di gestione (in Java) scritto “ad hoc” (il modulo è connesso a internet tramite rete locale wireless Wi-Fi).
Descrizione schematica del radiotelescopio VHF utilizzato per l'esperimento.
Descrizione schematica del radiotelescopio VHF utilizzato per l’esperimento.

Purtroppo, il sito di installazione non è quanto di meglio si possa desiderare per gli esperimenti radioastronomici: si tratta di un piccolo spazio all’aperto, fra capannoni industriali, in una zona abbastanza inquinata dal punto di vista elettromagnetico. Queste condizioni operative, tuttavia, hanno messo alla prova la “robustezza” e confermato l’affidabilità del sistema ricevente. Per operare con una ragionevole speranza di successo in questa banda operativa, almeno nelle condizioni citate, è indispensabile utilizzare ricevitori a banda stretta, anche se la sensibilità radiometrica dello strumento risulta penalizzata (si ricordi l’equazione del radiometro). L’esperienza diretta, supportata da numerose sperimentazioni, ha confermato che per osservare la radiazione galattica nella regione di Cygnus A e di Cassiopeia A (antenna orientata verso lo zenit) è necessario programmare un funzionamento continuo del sistema per molti giorni di seguito, selezionando fra le tante registrazioni solo quelle associate al transito delle radiosorgenti durante le ore notturne, meno “inquinate” dai disturbi elettromagnetici causati dalle attività industriali e urbane.

I seguenti grafici, ottenuti in tempi differenti misurando la varianza radiometrica giornaliera associata al segnale ricevuto, mostrano come i disturbi di origine antropica (ricevuti principalmente attraverso i lobi laterali dell’antenna) si concentrino generalmente durante le ore diurne, essendo quasi completamente assenti la notte. Si tratta di un andamento tipico. Se si desidera registrare la radiazione nel continuum associata alla Galassia e a Cygnus A, sarà quindi necessario programmare le misure durante i periodi dell’anno in cui queste radiosorgenti attraversano lo zenit a tarda sera o durante la notte. E’ interessante notare che ai disturbi giornalieri di origine artificiale sono sporadicamente sovrapposti i radio-bursts solari, spesso molto intensi: storia molto interessante che sarà oggetto di un successivo articolo.

Misure giornaliere della varianza radiometrica associata al segnale ricevuto effettuate con il nostro radiotelescopio.
Misure giornaliere della varianza radiometrica associata al segnale ricevuto effettuate con il nostro radiotelescopio.

Come è noto, le osservazioni Total-Power nel continuum richiedono tempi molto lunghi: il segnale ricevuto è integrato con elevate costanti di tempo in  modo da evidenziare l’andamento del flusso radio che interessa, minimizzando il contributo del rumore di fondo e dei disturbi sporadici. Le lente variazioni del segnale registrato saranno correlate con le variazioni della temperatura di brillanza del cielo solo se lo strumento è stabile e se sono assenti disturbi (e rumore) con un inviluppo che può sensibilmente alterare il profilo della traccia, ingannando lo sperimentatore.

Il radiotelescopio
Schema a blocchi del ricevitore. Il sistema è collegato all'antenna tramite un preamplificatore (LNA) esterno e un tratto di cavo coassiale da 75 ohm. Il ricevitore alimenta l'amplificatore esterno attraverso il cavo coassiale.
Schema a blocchi del ricevitore. Il sistema è collegato all’antenna tramite un preamplificatore (LNA) esterno e un tratto di cavo coassiale da 75 ohm. Il ricevitore alimenta l’amplificatore esterno attraverso il cavo coassiale.

Le antenne sono state progettate (e simulate nelle prestazioni) utilizzando un noto programma di calcolo facilmente reperibile nel web, costruite con barre di alluminio fissate ad un elemento portante di legno. Sono identiche, in previsione di futuri esperimenti di radiointerferometria. Per il primo test si è utilizzata una sola antenna orientata verticalmente (“vede” lo zenit) con gli elementi allineati in direzione est-ovest. Un preamplificatore a basso rumore (LNA) è stato installato in prossimità dell’antenna, prima della lunga linea coassiale che porta il segnale al ricevitore, posizionato all’interno di un edificio.

Il ricevitore è stato costruito secondo una “filosofia modulare” utilizzando componenti disponibili in laboratorio, connettendo le varie parti dopo averne verificato il corretto funzionamento e le prestazioni. Dato che la banda VHF è “sommersa” da disturbi radioelettrici di ogni tipo (anche nelle bande riservate alla radioastronomia), si è concepito un sistema ricevente a banda stretta (30 kHz) con struttura a doppia conversione di frequenza. La sezione RF prevede una catena di amplificatori e filtri passa-banda ad elica (ampiezza della banda passante RF circa 6 MHz) seguiti da un modulo convertitore di frequenza a doppia conversione (vedi il precedente schema a blocchi). La “finestra” di ricezione, compresa nella banda 147-153 MHz, è selezionata impostando la frequenza dell’oscillatore locale di prima conversione (controllato da PLL). Un microcontrollore opportunamente programmato gestisce le funzioni del ricevitore, acquisisce le misure e comunica con il mondo esterno attraverso una porta USB connessa ad un minicomputer Raspberry Pi3 (Linux). Questo dispositivo, sfruttando le periferiche di connessione intergrate (Wi-Fi o Ethernet), opera da interfaccia fra il radiotelescopio e la rete internet, abilitando un agevole e comodo controllo del radiotelescopio da remoto.

Amplificatore a basso rumore LNA (immagine a sinistra) collegato fra l'antenna e il ricevitore, inserito in una scatola di plastica stagna per impianti elettrici per proteggerlo dalle intemperie. Il dispositivo, posizionato molto vicino all'antenna, è alimentato attraverso il cavo coassiale. Nelle seguenti immagini si vede il ricevitore con i suoi moduli interni cablati.
Amplificatore a basso rumore LNA (immagine a sinistra) collegato fra l’antenna e il ricevitore, inserito in una scatola di plastica stagna per impianti elettrici per proteggerlo dalle intemperie. Il dispositivo, posizionato molto vicino all’antenna, è alimentato attraverso il cavo coassiale. Nelle seguenti immagini si vede il ricevitore con i suoi moduli interni cablati.
Struttura interna del ricevitore: costruzione tipicamente amatoriale impostata con criteri modulari. La funzionalità e le prestazioni delle varie parti di circuito, realizzate all'interno di scatole metalliche schermate, sono individualmente verificate in laboratorio prima di essere assemblate all'interno del contenitore.
Struttura interna del ricevitore: costruzione tipicamente amatoriale impostata con criteri modulari. La funzionalità e le prestazioni delle varie parti di circuito, realizzate all’interno di scatole metalliche schermate, sono individualmente verificate in laboratorio prima di essere assemblate all’interno del contenitore.
Particolare di uno dei filtri-amplificatori utilizzati nella sezione RF a larga banda (a sinistra) e modulo convertitore di frequenza a banda stretta. Si tratta di un sistema a doppia conversione di frequenza (150 MHz - 10.7 MHz e 10.7 MHz - 455 kHz) che garantisce elevata reiezione verso i segnali esterni alla finestra di ricezione (selezionata e controllata tramite PLL). Il dispositivo è stato realizzato modificando e aggiungendo parti ad un vecchio kit di una nota rivista di elettronica.
Particolare di uno dei filtri-amplificatori utilizzati nella sezione RF a larga banda (a sinistra) e modulo convertitore di frequenza a banda stretta. Si tratta di un sistema a doppia conversione di frequenza (150 MHz – 10.7 MHz e 10.7 MHz – 455 kHz) che garantisce elevata reiezione verso i segnali esterni alla finestra di ricezione (selezionata e controllata tramite PLL). Il dispositivo è stato realizzato modificando e aggiungendo parti ad un vecchio kit di una nota rivista di elettronica.
Software di acquisizione e di controllo (implementato in Java) installato su un modulo Raspberry Pi3 che, attraverso una connessione USB, gestisce lo strumento. Sfruttando la periferica Wi-Fi, Raspberry è connesso alla rete locale, quindi ad internet: in questo modo è facile controllare da remoto lo strumento ed acquisire i dati delle misurazioni.
Software di acquisizione e di controllo (implementato in Java) installato su un modulo Raspberry Pi3 che, attraverso una connessione USB, gestisce lo strumento. Sfruttando la periferica Wi-Fi, Raspberry è connesso alla rete locale, quindi ad internet: in questo modo è facile controllare da remoto lo strumento ed acquisire i dati delle misurazioni.

La finestra del programma di acquisizione, mostrata nella precedente figura, oltre a gestire la grafica del segnale acquisito sullo stile di un registratore a carta e a memorizzare i dati acquisiti in un file .TXT, consente di selezionare i seguenti parametri del sistema ricevente:

  • Frequenza di ricezione;
  • Guadagno di post-rivelazione;
  • Costante di integrazione della misura;
  • Offset della linea di base radiometrica;
  • Periodo di campionamento del segnale;
  • Calibrazione automatica della baseline;
  • Memorizzazione dei parametri operativi.

Le prestazioni finali del ricevitore sono state verificate in laboratorio determinando la caratteristica ingresso-uscita per ogni valore del guadagno di post-rivelazione selezionato ed è stata calcolata la banda equivalente di rumore del sistema. I seguenti grafici sintetizzano i risultati.

Risposta Total-Power del sistema: si è determinato in laboratorio l'andamento del segnale acquisito dal ricevitore (espresso in unità di conteggio del convertitore analogico-digitale) al variare della potenza RF applicata all'ingresso (la curva è relativa ad un guadagno di tensione unitario di post-rivelazione).
Risposta Total-Power del sistema: si è determinato in laboratorio l’andamento del segnale acquisito dal ricevitore (espresso in unità di conteggio del convertitore analogico-digitale) al variare della potenza RF applicata all’ingresso (la curva è relativa ad un guadagno di tensione unitario di post-rivelazione).
Risposta in frequenza e calcolo della banda equivalente di rumore del ricevitore.
Risposta in frequenza e calcolo della banda equivalente di rumore del ricevitore.
Osserviamo il cielo…

Il primo esperimento è molto semplice: si punta l’antenna allo zenit e si attende che la regione della Galassia transiti attraverso il suo fascio di ricezione durante il moto apparente della volta celeste. Questa zona del cielo comprende due importanti radiosorgenti, Cygnus A e Cassiopeia A che, a causa dall’ampio campo di vista del nostro piccolo radiotelescopio, non sono risolte: durante il transito, ci aspettiamo di osservare un graduale incremento nell’intensità del segnale ricevuto fino ad un valore massimo, poi decrescere dopo aver attraversato il piano galattico.

Utilizzando una mappa radio del cielo alla frequenza di 136 MHz, abbastanza vicina alla nostra frequenza operativa e con una risoluzione adeguata per le nostre valutazioni (non ricordo la fonte del documento), si è stimata la distribuzione di brillanza del cielo (in K) durante il periodo di osservazione, centrato con il transito allo zenit della radiosorgente Cygnus A. Queste informazioni servono per simulare la risposta del nostro radiotelescopio calcolata dalla convoluzione fra il power-pattern dell’antenna e la distribuzione di brillanza dello scenario, ottenendo un profilo di riferimento per il tracciato che ci attendiamo di registrare.

Radiomappa del cielo a 136 MHz utilizzata come riferimento per le simulazioni che confrontano i risultati attesi dell'osservazione con quelli sperimentali. E' indicato il "percorso" apparente del cielo durante il periodo di osservazione.
Radiomappa del cielo a 136 MHz utilizzata come riferimento per le simulazioni che confrontano i risultati attesi dell’osservazione con quelli sperimentali. E’ indicato il “percorso” apparente del cielo durante il periodo di osservazione.
Confronto fra il "campo di vista" dell'antenna e la distribuzione di brillanza della regione di cielo osservata. Il grafici indicano l'ora del transito della radiosrgente Cygnus A.
Confronto fra il “campo di vista” dell’antenna e la distribuzione di brillanza della regione di cielo osservata. Il grafici indicano l’ora del transito della radiosrgente Cygnus A.

La seguente figura mostra il campo di vista dello strumento (beam di antenna) proiettato in cielo all’istante del transito di Cygnus A (alle ore 03 UTC del 4 giugno 2021). La radiazione combinata di Cygnus A e della Galassia (marginalmente di Cassiopeia A) è ben osservabile in questa stagione, nonostante il notevole inquinamento elettromagnetico presente nel sito di osservazione, dato che il transito delle radiosorgenti allo zenit si verifica durante le ore notturne.

Scansioni (reale e simulata) del cielo allo zenit effettutate con il radiotelescopio VHF a 150 MHz.
Scansioni (reale e simulata) del cielo allo zenit effettutate con il radiotelescopio VHF a 150 MHz.

Il primo grafico visualizza l’andamento dell’intensità di radiazione nel continuum mentre l’antenna “vede” progressivamente transitare (durante il moto apparente del cielo) la radiosorgente Cygnus A e il piano della Galassia. Dato l’ampio campo di vista dello strumento, Cygnus A non è risolta: la misura finale rappresenta la convoluzione del beam di antenna con la combinazione delle emissioni delle sorgenti. Come si è detto, pur essendo l’esperimento concettualmente semplice, in pratica si incontrano molte difficoltà nell’interpretazione dei dati a causa dell’enorme quantità di interferenze presenti in banda VHF, soprattutto nelle zone urbane-industriali, dove sono presenti macchine, azionamenti e varie attrezzature elettriche utilizzate per la produzione di beni. Spesso, prima di ottenere qualche registrazione attendibile, devono essere pianificate osservazioni ripetute per molti giorni di seguito.

E’ sempre desiderabile verificare se il tracciato ottenuto rappresenta lo scenario osservato: il profilo della curva sperimentale dovrebbe adattarsi alla forma del beam di antenna, considerato che Cygnus A appare puntiforme allo strumento. Per questo motivo si è simulato un transito della regione di cielo osservata dalla nostra antenna: la seconda curva rappresenta, appunto, la variazione oraria della temperatura di antenna centrata sull’ora del transito allo zenit di Cygnus A che fornisce un’indicazione di ciò che possiamo attenderci di “vedere” nelle nostre condizioni operative. C’è accordo fra la registrazione reale e quella simulata.

Lo strumento funziona a dovere ed è molto affidabile, dato che opera senza interruzioni da qualche mese.

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