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 3,8 m Radioteleskop - die Grundlagen
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NGC4711
Mitglied im Astrotreff

Deutschland
73 Beiträge

Erstellt am: 08.04.2017 :  19:44:56 Uhr  Profil anzeigen  Antwort mit Zitat
Servus,

nun ist die Konvertierung dieses langen WORD Dokumentes in diese kümmerliche Forensprache endlich halbwegs fertig.

Falls wer weiß, wie man diese störende Schriften bei den Abbildungen entfernen kann; bitte kurz durchgeben, dann wird es noch korrigiert.

Nachfolgend also die Zusammenfassung, die lediglich für den Bau des hiesigen Radioteleskops erstellt wurde, aber vielleicht kann der Eine oder Andere auch was Brauchbares entnehmen.

Wer an dem originalen WORD-Dokument interessiert ist: Mail schreiben und ich schick es zu.

Bis denne also,

viele Grüße

Volker


P.S.: Ich seh eben, dass einige Gleichungen nicht sauber konvertiert wurden; mach ich gleich noch nach dem Essen :-)



3,8 m Radioteleskop - Grundlagen und Kurzbeschreibung - also noch kein Baubereicht - der kommt später


White Paper



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Einleitung

In den nachfolgenden Abschnitten wird der Entwurf für ein 3,8 m Radioteleskop für dedizierte Messkampagnen bei 21 cm und anderen Wellenlängen vorgestellt. Soweit möglich sollen in weiteren Einsätzen „Moonbounce“-Signale sowie Pulsare beobachtet werden.

Die Besonderheit dieses Teleskops liegt darin, dass es ohne weitere Hilfsmittel zerlegt und verstaut werden kann.

Als Werkstoff kommt vorwiegend Holz (Kieferleisten) zum Einsatz, um die Teleskopmasse gering zu halten. Eine solide Grundierung und ein kräftiger Farbanstrich sorgen dafür, dass kurzzeitige Nässeeinwirkungen keinen Schaden anrichten.

Während der Einsatzpausen sind die Einzelteile des Teleskops platzsparend in trockener Umgebung gelagert.

1 Aufbau des Teleskops
Das Teleskop samt Zubehör besteht aus folgenden Komponenten:
- Teleskopspiegel (Reflektor), Feeder und Streben.
- Signalkette für die Verstärkung und Aufbereitung der elektrischen Empfangssignale.
- Software für die Datenerfassung und -bearbeitung
- Parallaktische Montierung mit Basisplatte und Gegengewicht.
- Software für die Steuerung der Montierung.
- Säule zur Aufnahme der Montierung.

Der Reflektor besteht aus 12 identischen Segmenten, welche auf 12 darunter befindliche Gitterstreben geschraubt sind. Auf diese Weise ergibt sich eine sehr leichte und dennoch verwindungssteife Konstruktion mit 3,8 m Durchmesser (durch das verfügbare Areal im Garten bestimmt).

Die Gitterstreben unter dem Reflektor sind an einem zentralen Aluminium-Tubus mit 150 mm Außendurchmesser angeschraubt, welcher an eine 500 mm breite Basisplatte montiert ist. Diese Platte stellt das Interface zur Montierung dar.


1.1 Optische Geometrie des Reflektors
Der Teleskopspiegel samt Struktur besteht aus folgenden Komponenten:
- Primärspiegel.
- Darunter befindliche formgebende / stützende Strebenstruktur.
- Feeder.
- Streben zur Befestigung des Feeders im Fokus.

Bei der Auslegung des Reflektors sind für das Erreichen eines guten Wirkungsgrades bei gegebener Größe folgende Randbedingungen zu beachten:

Die Form des Reflektors wird mathematisch durch eine Gleichung zweiter Ordnung (Parabel) beschrieben:

y=a* x^2

mit a: Formfaktor

Zunächst wird festgelegt, ob die Antenne eher flach oder tief werden soll, d.h., ob sie ein größeres oder ein kleines Öffnungsverhältnis (f/D) erhalten soll. In erster Linie brauchbare Werte sind im Bereich f/D = 0,3 bis 0,5 angesiedelt.

Mit dieser Angabe und dem Formfaktor a wird eine vorläufige Brennweite für den Reflektor bestimmt:

f= 1/(4*a)

Es bietet sich an, die Form der Parabel durch eine graphisch unterstützte Tabellenkalkulation (Excel) aufzuzeichnen; auch um später den Formfaktor a leicht optimieren zu können.

Die letztlich optimale Brennweite f des Reflektors wird durch folgende Randbedingungen bestimmt:
- Art des Feeders (Waveguide, Ringfeeder, HornFeeder, etc.).
- Polardiagramm des Feeders.
- Welche Bauart eines Feeders – abhängig vom Öffnungsverhältnis des Reflektors - sinnvoll einsetzbar ist, kann z.B. mit etwas Gespür einer Tabelle entnommen werden, wie sie in Abschnitt 6.0.6 des Microwave Antenna Book http://www.w1ghz.org/antbook/contents.htm enthalten ist.

Im nächsten Schritt muss die Position des Feeders optimal an den Reflektor angepasst werden.

Hierfür sind zwei Randbedingungen zu erfüllen:
- Das Phasenzentrum des Feeders muss sich im Fokus des Reflektors befinden.
- Dieser Fokus muss einen Abstand zum Spiegel aufweisen, sodass das -10 dB Signal des Feeders soeben auf die Kante des Reflektors fällt.

Auf diese Weise wird vermieden, dass einerseits störende Umgebungssignale auf den Feeder fokussiert werden, bzw. dass Teile des Nutzsignals nicht auf den Feeder gelangen.

Diese Zusammenhänge sind durch Abbildung 1 1 und Abbildung 1 2 am Beispiel eines zylindrischen Waveguide- Feeders („Coffee Can“ Feeder) näher erläutert.

Im linken Bereich der Abbildung 1 1 ist die 55 mm lange Monopolantenne (#955;/4) zu erkennen, welche das Empfangssignal im Phasenzentrum des zylindrischen Waveguide-Feeders (Seitenansicht) aufnimmt und an den Vorverstärker (LNA) weiterleitet.


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Abbildung 1 1: Querschnitt durch einen „Coffee Can“ Feeder für 1420 MHz


Die violette Kurve in Abbildung 1 2 zeigt das Polardiagramm des Empfangssignals, welches die kreisförmige Markierung für -10 dB Gewinn an zwei Stellen schneidet. Zwei radiale Linien zu diesen Schnittpunkten definieren den optimalen Öffnungswinkel (hier 135°).


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Abbildung 1 2: Polardiagramm dieses Waveguide-Feeders.


Für eine Steigerung des Wirkungsgrades ist es empfehlenswert, die Innenfläche des Feeders zu versilbern (Skin-Effekt).

Der betreffende Feeder ist in nun einem Abstand zum Reflektor zu positionieren, dass ein vom Phasenzentrum des Feeders ausgehender Kegel mit diesem Öffnungswinkel soeben den Rand des Reflektors berührt.

Anders herum formuliert: Vom Reflektor in Richtung Feeder verlaufende Randstrahlen weisen diesen Gesamtwinkel auf (siehe Abbildung 1 3).


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Abbildung 1 3: Schematische Seitenansicht eines Reflektors mit Feeder.


Achtung: Je nach verwendetem Feeder kann dieses Polardiagramm einen sehr unterschiedlichen Verlauf zeigen (siehe Abschnitt 2.6).

Der Formfaktor a und somit auch die Brennweite f des Reflektors werden nun anhand der Tabellenkalkulation iterativ dahingehend optimiert, dass der Reflektor durch den gewünschten Gesamtwinkel soeben überdeckt wird. Im hiesigen Fall führt dies zu:

a = 0,000175

bzw.

f= 1/(4*a)

= 1429 mm

Für einen Spiegeldurchmesser von 3800 mm ergibt sich ein abschließendes Öffnungsverhältnis von

f/D=0,38


Aus der nachfolgenden Abbildung 1 4 ist ersichtlich, dass dieses Öffnungsverhältnis einen optimalen Wirkungsgrad ergibt (grüner Pfeil).


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Abbildung 1 4: Wirkungsgrad eines Reflektors als Funktion des Öffnungsverhältnisses.


Rein theoretisch kann diese Antenne folgende Gain-Werte erzielen (#951; = 0,52):

G(dBi)=10*log#8289;(10*(#951;*(4*#960;)/#955;^2 *A))

G400 MHz: 31 dBi (#955; = 0,75 m)
G1420 MHz: 42 dBi (#955; = 0,21 m)

Der theoretische Winkeldurchmesser der Empfangskeulen (-3dB) ergibt sich zu:

#952;=(70*#955;)/D

#952;400 MHz: 13,8° (#955; = 0,75 m)
#952;1420 MHz: 3,9° (#955; = 0,21 m)

Damit sind vorläufig alle wesentlichen Daten des Reflektors ermittelt.
Es bietet sich an, für den nachfolgenden Bau der Gitterstreben, welche durch ihre Oberseite die Form des Reflektors definieren, eine Schablone im Maßstab 1:1 zu erstellen und auf einem entsprechend großen Baubrett zu befestigen.

Die hierzu erforderlichen Koordinaten lassen sich idealerweise mithilfe der bewährten Tabellenkalkulation ermitteln, in welcher die oben angeführte Gleichung der Parabel eingesetzt wird.

Auf einem Blatt Papier mit den Abmessungen 2000 mm x 1100 mm werden die Koordinatenpunkte für x = 0 mm bis x = 1900 mm aufgezeichnet (Intervall: 50 mm) und miteinander verbunden.

Diese Kurve stellt die zukünftige Oberfläche des Reflektors dar. Aufgrund dessen geringer Werkstoffdicke (5 mm) wird die Oberseite der darunter befindlichen Parabel auf den Gitterstreben die gleiche Form aufweisen (Parallelverschiebung).


1.2 Gitterstreben
Wie bereits kurz erwähnt, ruhen die 12 Segmente des Reflektors auf 12 darunter befindlichen Gitterstreben (Abbildung 1 5).

Durch dort integrierte Stegleisten und Diagonalstreben wird eine hohe Formstabilität erreicht, sodass die darauf befestigten und fokussierenden Reflektorsegmente (rot) kräftefrei gelagert sind.


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Abbildung 1 5: Einzelne Gitterstrebe mit 1825 mm Länge (schematische Darstellung).


Diese Gitterstreben sind aus soliden Kieferleisten aufgebaut. Eine obere Flachleiste (5 mm x 57 mm) weist die Parabelform des Reflektors auf, während eine untere Hochkantleiste (20 mm x 38 mm) in Form eines Polygonzuges die eigentliche Last aufnimmt. Abbildung 1 6 zeigt schematisch den inneren Bereich einer Gitterstrebe mit dem Anschluss an den zentralen Aluminiumtubus (rechts).


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Abbildung 1 6: Detailansicht des Zentralbereiches einer Gitterstrebe (Seitenansicht).


Alle 12 Gitterstreben werden „in Kleinserie“ auf dem Baubrett errichtet (Abbildung 1 7):
- Zunächst werden auf dem Baubrett alle weiteren Elemente dieser Streben aufgezeichnet (Diagonalen sowie die abschließende Stirnleiste). Die Streben bilden an ihren Anschlüssen zur Parabel jeweils einen rechten Winkel.
- Nun werden beidseitig der aufgezeichneten Parabel vertikale 5 mm Bohrungen gesetzt, in welche später Buchenholzdübel gleichen Durchmessers eingesetzt werden.
- Hierbei ist darauf zu achten, dass sich diese Bohrungen nicht an Positionen befinden, welche später durch die vertikalen und diagonalen Streben eingenommen werden.

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Abbildung 1 7: Schematische Darstellung einer Gitterstrebe auf dem Baubrett


Alle zukünftigen Klebestellen auf dem Baubrett werden zum Schutz mit einer dünnen Folie versehen.
- Bei den Dübeln ist darauf zu achten, dass sie mindestens 60 mm aus dem Baubrett heraus ragen.
- Die 5 mm x 57 mm Flachleiste der Parabel erhält zwei parallele Reihen von 5 mm-Bohrungen, womit später die darauf liegenden Reflektorsegmente befestigt werden. Der Abstand der Bohrungen wird so gewählt, dass sie sich nicht im Bereich der Stegleisten bzw. der Diagonalen befinden.
- Bei der Distanz dieser beiden Lochreihen zueinander muss bedacht werden, dass sich die später zu benutzenden Flügelmuttern noch drehen lassen.
- Zweckmäßigerweise legt man für diese Bohrungen bereits die späteren Seitenleisten der betreffenden Reflektorsegmente auf, sodass alle später zu verschraubenden Teile das gleiche Lochraster aufweisen.
- Zwischen die äußere und innere Reihe der Dübel auf dem Baubrett wird die 5 mm x 57 mm Flachleiste der Parabel hochkant eingesetzt.
- Das gleiche Verfahren erfolgt für den Polygonzug mit seiner 20 mm x 38 mm Hochkantleiste; welche flach aufgelegt wird.
- Der Polygonzug besteht aus insgesamt drei Teilen, welche vorher an den beiden Knickstellen zusammengeleimt werden (jeweils halber Knickwinkel an den betreffenden Stirnflächen).
- Nun werden die senkrechten 5 mm x 20 mm Stegleisten sorgfältig zugeschnitten und mit Holzleim flach an Parabel und Polygonzug geklebt (Abbildung 1 6).
- Anschließend werden die 5 mm x 20 mm Diagonalen der oberen Lage zugeschnitten und flach eingesetzt.
- Nach dem Trocknen wird die halbfertige Gitterstrebe gewendet und eben gelagert.
- Zunächst werden zwei verstärkende 100 mm x 100 mm Dreiecke an die innerste Stegleiste, die Parabel und den Polygonzug geklebt.
- Danach wird die zweite (gegenüber liegende) 5 mm x 20 mm Diagonalstruktur eingesetzt.
- Die 10 mm x 20 mm Stirnleiste erhält ihre Bohrungen für die M6x25 Linsenkopfschrauben zum zentralen Tubus. Die Vorderseite der innersten Stegleiste wird an den Positionen, wo diese Schrauben später anstoßen werden, flach ausgehöhlt (Platz für den Schraubenkopf).
- Die Linsenkopfschrauben werden in die Stirnleiste eingesetzt (Kopf in Richtung innerste Stegleiste und Gewinde nach außen) und die Stirnleiste wird im 90° Winkel an die Vorderseite dieser Stegleiste geleimt.

Alle Anbindungen dieser Stege werden zusätzlich beidseitig mit Dreieck-Verstärkern (1,5 mm Sperrholz) versehen.
Auf den oberen Flachleisten (Parabel) werden später die 12 Sektoren des Reflektors angeschraubt (Abbildung 1 8).


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Abbildung 1 8: Befestigung der Gitterstreben am zentralen Aluminiumtubus (Draufsicht).


1.3 Reflektorsegmente
Der Reflektor mit 3,8 m Durchmesser besteht aus 12 identischen Teilen (Segmenten). Als Rahmen kommen Flachleisten (5 mm x 30 mm) zum Einsatz (Draufsicht in Abbildung 1 9 ).
Jeweils zwei benachbarte Segmente sind mit ihren seitlichen Rahmen auf einer der 12 Gitterstreben angeschraubt.
Als Reflektor sind diese Segmente mit engmaschigem Drahtgeflecht belegt, um die Masse des Spiegels sowie dessen Windlast zu limitieren. Bei der Auswahl dieses Geflechts ist darauf zu achten, dass die Maschenweite unter #955;/10 der kürzesten Wellenlange bleibt (also <20 mm für die 21 cm Linie (hier: 2 mm).


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Abbildung 1 9: Geometrie der Reflektorsegmente (die verkleinerte mittige Abbildung markiert die Punkte für das Annähen des Geflechtes an die bogenförmigen Stützen).


Nachdem der Bau der 12 Gitterstreben abgeschlossen ist, wird das Baubrett für die 12 Reflektorsegmente vorbereitet:
- Zunächst wird die Geometrie dieser Elemente auf das Baubrett übertragen. Der Winkel zwischen den beiden Seitenleisten beträgt 30°.
- Die Form des zu bearbeitenden Materials folgt jedoch nicht mehr der Abszisse (x) der Parabel, sondern der gebogenen Parabelform (a * x2) selbst.
- Länge und Breite dieser Elemente sind daher durch die sog. Bogenlänge der Parabel L(x) für 1900 mm sowie den anteiligen (1/12) Umfang U(L) für den Radius an dieser Stelle bestimmt:

L(x)= 1/(4*a)*ln#8289;(2ax+#8730;(1+4a^2 x^2 ) )+x/2*#8730;(1+4a^2 x^2 )

bzw.

U(x)=#960;x/6

L(1900)= 2032 mm
U(2032)= 1064 mm

- Die beiden seitlichen 5 mm x 30 mm Leisten sowie die bogenförmige äußere Abschlussleiste 5 mm x 30 mm werden passgenau zurecht geschnitten und unter dem Winkel von 30° zusammengefügt.
- Verstärkende Dreiecke (1,5 mm Sperrholz) in den Ecken erhöhen die Festigkeit.
- Zusätzliche bogenförmige Streben aus 5 mm Kupferdraht stabilisieren das Geflecht in der Segmentebene (Geflecht ist an diese Bögen angenäht). Hierzu werden in den Innenseiten der Leisten ca. 7 mm tiefe und 5 mm breite Taschen heraus geschnitten und die Streben mit Epoxykleber eingesetzt.

Neben der Maschenweite ist die Genauigkeit, mit der die Form der gewünschten Parabel realisiert wird, ein weiterer wesentlicher Faktor.


Abhängig von einer zu erreichenden Effizienz #951; und der minimalen Wellenlänge, bei welcher der Reflektor betrieben werden soll, wird die maximale mittlere Abweichung (RMS) #963; von der idealen Parabel durch folgende Gleichung definiert:

#963;= #955;/4#960;* #8730;(-ln#8289;(#951;))

Für #955; = 0,21 m und #951; = 0,52 ergibt sich eine max. mittlere Abweichung von 14 mm bzw.
±7 mm; also mit moderaten Mitteln und Methoden einzuhalten.


1.4 Streben für die Befestigung des Feeders im Primärfokus
Aufgrund der Anzahl der Reflektorelemente und der Gitterstreben (je 12 Stück) bietet es sich an, den Feeder entweder mit drei oder mit vier Streben im Fokus des Spiegels zu haltern.

Diese Streben (Aluminiumrohre) sind mittels 3 mm Aluminiumwinkel an den Oberseiten der betreffenden Gitterstreben (Parabel) verschraubt (Abbildung 1 10). Die horizontale Distanz dieser Befestigungspunkte zum Zentrum des Spiegels beträgt 950 mm.


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Abbildung 1 10: Befestigung der Streben an den Gitterstreben (Schema).


Die Befestigung des Feeders am oberen Ende dieser Streben wird durch dessen Gehäuseform bestimmt und erfolgt im Prinzip wiederum durch 3 mm Aluminiumwinkel
(Abbildung 1 11).


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Abbildung 1 11: Befestigung des Feeders an den Streben (Schema).


Es ist vorgesehen, diese Befestigung möglichst universell zu gestalten, um Feeder mit unterschiedlicher Form erproben zu können.


1.5 Gesamtaufbau
In der nachfolgenden Abbildung 1 12 sind die Einzelheiten des Spiegels (f/D = 0,38) sowie die Befestigung des Feeders im Brennpunkt (1429 mm) dargestellt.
Die Kreuzverbunde innerhalb der Gitterstruktur ergeben eine formstabile Konstruktion zur Aufnahme der darüber liegenden Reflektorsegmente. An der Unterseite des Teleskops (links) ist die Montierung über eine 500 mm breite Bodenplatte angeschlossen.


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Abbildung 1 12: Querschnitt durch die Gitterstruktur sowie die Befestigung des Feeders.


1.6 Ringfeeder
Gegen Ende der Planungsphase wurde neben dem relativ einfach zu realisierenden Waveguide-Feeder auch der etwas komplexere Ringfeeder näher betrachtet.
Abbildung 1 14 stellt die Empfangseigenschaften eines solchen Elementes dar, wie es vorab in Abbildung 1 13 als Einzelringversion zu sehen ist.

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Abbildung 1 13: Ringfeeder mit Reflektorplatte

Die geometrischen Besonderheiten (relative Abmessungen) eines solchen Feeders sind nachstehend zusammengefasst.
- Durchmesser der Reflektorplatte: >0,6 #955;max .
- Durchmesser des Rings: 1 #955;.
- Abstand des Rings zur Reflektorplatte: 1/8 #955;.

Für eine Steigerung des Wirkungsgrades ist es empfehlenswert, die dem Ring zugewandte Seite dieser Reflektorplatte zu versilbern (Skin-Effekt).
Das Polardiagramm eines Ringfeeders weist gegenüber einem Waveguide-Feeder deutliche Asymmetrien auf. Dennoch ist es durchaus möglich, einen akzeptablen Gesamtwinkel zu definieren; in diesem Fall 130° (grüne Linien / grüner Text).


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Abbildung 1 14: Polardiagramm des Ringfeeders


Solch ein Ringstrahler eröffnet die Möglichkeit, mit überschaubarem Aufwand mehrere Antennenelemente in einem einzelnen Modul zu vereinen, sodass Beobachtungen bei unterschiedlichen Wellenlängen ohne Wechsel des Feeders durchgeführt werden können.
Es bietet sich an, Ringe für die international geschützten Frequenzbänder anzufertigen, u.a.:


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Abbildung 1 15: International für die Radioastronomie geschützte Frequenzbänder


In der nachfolgenden Abbildung 1 16 sind die relativen Abmessungen einer solchen Mehrfachanordnung dargestellt.


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Abbildung 1 16: Relative Abmessungen für die Elemente eines Ringfeeders (Seitenansicht).


Der Durchmesser der Reflektorplatte orientiert sich an der größten Wellenlänge dieses Ensembles (siehe auch Abbildung 1 13).
Die Reflektorplatte samt der Ringe und der Anschlusskabel sind von einem hermetisch dichten Gehäuse umschlossen.
Man sollte auch bei dieser Variante darauf achten, dass der LNA unmittelbar hinter der Reflektorplatte montiert werden kann, um unnötige Leitungsverluste bzw. Einstreuungen zu vermeiden.
Für den optimalen Betrieb wird das Phasenzentrum des Ringfeeders (nur wenige Millimeter hinter dem betreffenden Ring in Richtung Reflektorplatte) im Fokus des Reflektors positioniert.


1.7 Montierung
Wie eingangs bereits kurz erwähnt, ist das Teleskop an eine azimutale SPID Big RAS HR Montierung angeschlossen.
Diese ursprünglich für den Empfang von terrestrischen Quellen konzipierte Halterung ermöglicht auch das parallaktische Nachführen von Himmelsobjekten.


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Abbildung 1 17: Big RAS HR Montierung mit 0,2° Stellgenauigkeit .


Hierzu wird das zusätzliche Programm PstROTATOR eingesetzt, mit dessen Hilfe die Azimut-und Elevationsdaten in Rekaszensions- und Deklinationsdaten konvertiert werden.
In der hiesigen Ausführung „HR“ ermöglicht diese Montierung eine reproduzierbare Nachführgenauigkeit von 0,2° (zum Vergleich: Vollmonddurchmesser: 0,5°).
Um die Basisplatte und deren Anbindung an die Montierung zu entlasten, ist ein zweiarmiges Gegengewicht vorgesehen (Abbildung 1 17).


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Abbildung 1 18: Gegengewicht für das Radioteleskop (Entlastung der Montierung).


2 Signalkette
Die folgenden Abschnitte beschreiben die Elektronikmodule für die Aufbereitung der Empfangssignale („Total Power Signale“).
Im nachstehenden Diagramm sind die Module der hiesigen Signalverarbeitungselektronik einschließlich Mischerstufe, ZF-Filter, Square Law Detektor und Tiefpassfilter (Integrator) dargestellt.


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Abbildung 2 1: Blockschaltbild der Elektronik für die Signalerfassung und -verarbeitung


2.1 Vorverstärker (LNA)
Das extrem schwache Signal, welches durch die Elemente des Feeders aufgenommen wird, muss unmittelbar an dieser Stelle verstärkt werden, um Leitungsverluste und störende Einstreuungen zu vermeiden.
Man muss sich stets vergegenwärtigen, dass das maximale SNR genau am Ausgang des Feeders anzutreffen ist. Jegliche nachfolgende Verstärkung, Filterung, etc. wird es verschlechtern. Die Kunst liegt darin, diesen Verlust zu minimieren; gänzlich vermeiden lässt er sich nicht.
Man darf sich auch nicht dem hier und da anzutreffenden Irrglauben hingeben, dass ein rauscharmer Vorverstärker das SNR verbessern würde.
Als optimale Kandidaten für diese frühe Verstärkung unmittelbar am / im Feeder sind Verstärker geeignet, welche ein „Noise Figure“ von <0,5 (besser noch #8804;0,3) sowie ein Verstärkung von etwa 16 dBm bis 30 dBm aufweisen, wie z.B.:

- ZX60-33LN bzw. ZX60-1614LN (Micro Circuits)
- RAS-1420HP-LNA bzw. RAS-408LNA (Radio Astronomy Supplies)

… und andere mehr.


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Abbildung 2 2: Als LNA einsetzbare Vorverstärker: ZX60-1640 bzw. RAS-1420HP-LNA


Prinzipiell ist es möglich, das Eigenrauschen des LNA durch eine entsprechende Kühlung zu reduzieren, allerding soll man bei noch einfach zu realisierenden Temperaturen (z.B. -78°C bzw. 195 K mit Trockeneis) keine Wunder erwarten. Eine wirklich signifikante Rauschreduzierung erfordert den Einsatz von flüssigem Stickstoff, was jedoch erheblichen Aufwand hinsichtlich Konstruktion und Betrieb des LNA bedingt.
Je nach erforderlicher Bandbreite und Länge des Signalkabels zu den nachfolgenden Elektronikkomponenten wird unmittelbar hinter dem LNA noch ein entsprechender Bandpassfilter und / oder ein Leitungstreiber eingesetzt.


2.2 Mischerstufe
Die vom LNA und nachgeschalteten Filter gelieferten Empfangssignale sind mit einer Bandbreite von 50 MHz bei 1420 MHz angesiedelt und werden durch eine Mischerstufe samt Lokalem Oszillator (LO) in einfach zu handhabende Frequenzen konvertiert.
Als LO kommen VCOs (Voltage Controlled Oscillator) in Frage, welche sich in der Vergangenheit bewährt haben und einfach in der Handhabung sind. Elektronik-Distributoren wie Mini Circuits vertreiben ein breit angelegtes Sortiment dieser Komponenten.
In der hiesigen Elektronik kommt ein ZX95-1420+ (Mini Circuits) zum Einsatz.
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Abbildung 2 3: Miniaturisierter VCO und Mischer (Mini Circuits)


2.3 Detektor (Square law)
Das von der Mischerstufe gelieferte Signal weist immer noch Wechselspannungscharakter auf. Das zeitliche Mittel entspricht also einem Nullsignal.
Es ist daher erforderlich, eine Hälfte des Signals (z.B. den negativen Teil) durch einen Gleichrichter zu entfernen.
Dies erfolgt mithilfe eines Square Law Detektors; bevorzugterweise basierend auf einer Schottky Diode. Hewlett Packard bzw. Agilent stellen eine Reihe interessanter Varianten her.


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Abbildung 2 4: Square Law Detector (Agilent 423B)


Die Wandlung des Mischersignals erfolgt in dem nicht-linearen Bereich der Diodenkennlinie. Durch das hier vorliegende Kleinsignalverhalten ist die gleichgerichtete Ausgangsspannung proportional zum Quadrat der positiven Halbwelle des Eingangsstroms, also proportional zur Eingangsleistung (Abbildung 2 5).


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Abbildung 2 5: Schema einer Square Law Detektors


Es liegt nun ein elektrisches Signal vor, welches fast registriert werden kann. Es muss lediglich noch hinsichtlich seiner Bandbreite behandelt werden.


2.4 Tiefpassfilter
Das durch den Square-Law-Detektor gleichgerichtete Signal ist aufgrund seiner hohen Frequenzanteile noch nicht für eine Leistungsanzeige geeignet.
Ein nachgeschalteter Tiefpassfilter formt dieses Signal dahingehend um, dass die obere Grenzfrequenz in einem Bereich liegt, der sich für eine graphische Aufzeichnung (im unteren kHz-Bereich) eignet.
Das „Basismodell“ eines aktiven Tiefpassfilters - basierend auf einem Operationsverstärker - ist in Abbildung 2 6 dargestellt.


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Abbildung 2 6: Schema eines aktiven Tiefpassfilters.


Die obere Grenzfrequenz fG wird durch das rückkoppelnde RC-Glied definiert:

f_G = 1/(2#960;*R_2*C)

Bei einer Grenzfrequenz von 20 kHz und einem Widerstand von 100 kOhm erfordert dies einen Kondensator von 80 pF.

Verstärkung: V= R_2/R_1

Besonders bei der Beobachtung von Pulsaren muss darauf geachtet werden, dass diese Grenzfrequenz nicht zu tief liegt, also die Signalform nicht durch die Filtercharakteristik negativ beeinflusst (verschliffen) wird.


2.5 Aufbau der Schaltung
- Wie eingangs erwähnt ist der Signalzweig zweigeteilt: Die Vorverstärker (LNA) befinden sich unmittelbar am Monopol / Empfangsring des Feeders, während die nachfolgenden Komponenten in einem 19“ Einschub integriert sind (Abbildung 2 7). Die Metallwände dieses Gehäuses sowie die Schirmung der Signalkabel verhindern das Eindringen von Störstrahlung.
- Soweit möglich, sind alle Komponenten des Signalzweiges mit SMA-Anschlüssen ausgestattet, um einen kompakten Aufbau zu erreichen.
- Einzig der Square Wave Detektor (Agilent 423B) ist ab Werk eingangsseitig mit einer Typ-N Buchse und am Ausgang mit einer BNC Buchse versehen. An diesen beiden Anschlüssen kommen entsprechende SMA-Adapter zum Einsatz.
- Zur Minimierung von Leitungsverlusten sind alle Hochfrequenzkabel mit einem Biegeradius von 100 mm ausgeführt.
- Im niederfrequenten Bereich hinter dem letzten Tiefpassfilter kann der Biegeradius reduziert werden (ca. 50 mm).
- Die Steuerspannung für den Lokalen Ozillator (ZX95-1420+) wird durch ein Zehngang-Potentiometer (Helipot) eingestellt.
- Basierend auf den Daten des LO (500 kHz / Volt) resultiert jede volle Umdrehung des Helipot in einer Frequenzänderung von nur 250 kHz.
- Bei Bedarf kann die Auflösung dieser Feineinstellung weiter gesteigert werden (vorgeschalteter Spannungsteiler).


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Abbildung 2 7: Aufbau der Signalkette innerhalb des 19” Einschubes.

Zumindest aus aktueller Sicht ist noch reichlich Platz für zukünftige Erweiterungen vorhanden.


2.6 Elektrische Versorgung der Signalkette
Es derzeit noch nicht festgelegt, ob die Elektronik mit einem konventionellen Netzteil oder mit einem Akku betrieben werden soll; es wird hier nach einer Lösung gesucht, welche mit einem geringstmöglichen Störpegel behaftet ist.
Die im Feeder befindlichen Vorverstärker erhalten ihre Betriebsspannung unmittelbar durch das Signalkabel. Hierzu ist dieses an beiden Enden mit einem Bias-Tee ausgerüstet, mit dessen Hilfe die Gleichspannung der elektrischen Versorgung mit dem hochfrequenten Nutzsignal gemischt bzw. entkoppelt wird.


2.7 Signalaufzeichnung
In der heutigen Zeit wird kaum noch ein Y/T Schreiber mit Papier eingesetzt, sondern die Daten werden digitalisiert, aufbereitet, dargestellt und gespeichert.
Die Signale des 3,8 m Teleskops werden durch einen hochauflösenden ADC mit hoher Wandelfrequenz digitalisiert. Hierbei ist darauf zu achten, dass Pulse mit einer Breite 10 ms (HWM) noch unverzerrt abgetastet werden.
Ein ADC mit 1000 Samples / s und einer Auflösung von 10 bis 12 Bit ist hierzu gut geeignet.
Das Einstellen der Betriebsparameter sowie die Visualisierung der Daten erfolgt durch die Software dieses Wandlers sowie zusätzlichen Programmen.
Das vorliegende Signal ermöglicht nun den Einsatz der Anlage als „Total Power Teleskop“ (TPT).
Die Beobachtung von Pulsaren stellt einen Sonderfall dar, da in diesem Fall das Signal in Form kurzer identischer Segmente erfasst und synchron überlagert werden muss, um ein brauchbares SNR zu erreichen. Hierzu ist es erforderlich, die Signalkette entsprechend zu erweitern, was im folgenden Abschnitt 3.8 naher erläutert wird.


2.8 Spezielle Schaltung für die Beobachtung von Pulsaren
Die erfolgreiche Aufzeichnung eines Pulsar-Signals dürfte wohl für die meisten Amateur-Radioastronomen einen bedeutenden Erfolg darstellen; besonders ob der technisch aufwändigen Nachweisverfahren.
Es sind nur wenige Pulsare bekannt, welche mit nichtprofessioneller Instrumentierung beobachtbar sind; z.B.:

B0833-45 auf der Südhalbkugel (5 Jy).
B0329+54 auf der Nordhalbkugel (1 Jy).
B0950+08 auf der Nordhalbkugel (2 Jy(==>) 102 MHz)
B1133+16 auf der Nordhalbkugel

1 Jy = 10-26 W / m2 / Hz


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Abbildung 2 8: Spektrum des Pulsars B0329+54


Pulsare sind recht breitbandige Emittenten, was im Prinzip Messungen in ausgedehnten Wellenlängenbereichen ermöglicht (Abbildung 2 7).
Die Repetitionsraten von Pulsaren finden sich je nach Drehimpuls des vormaligen Sterns von unter einem Hertz bis in den Kilohertzbereich.
Bei einigen wenigen Pulsaren erstreckt sich die Bandbreite der Emissionen über 11 Größenordnungen (!); von der Röntgenstrahlung über den sichtbaren Bereich bis zum UHF-Band (Abbildung 2 8).


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Abbildung 2 9: Gesamtspektrum des Crab Pulsars B0531+21


Dass die erfolgreiche Beobachtung dieser Objekte eine der aufwändigsten Aktivitäten im Bereich der Amateurastronomie darstellt, ist maßgeblich durch zwei Eigenschaften bestimmt:

Pulsar-Signale
sind extrem schwach und
sind periodische Ereignisse.

Beides stellt erhebliche apparative und operationelle Anforderungen an den Beobachter.

Der erfolgreiche Nachweis eines Pulsars bedingt, dass sich das Teleskop samt seiner Signalkette in einem optimalen und langzeitstabilen Betriebszustand befindet.
Es sei bereits an dieser Stelle deutlich angemerkt, das Pulsare mit Radioteleskopen im typischen Amateurbereich (bis ca. 10 m Durchmesser) nicht unmittelbar registriert bzw. gehört werden können. Es ist vielmehr erforderlich (ähnlich zum Stackingverfahren der optischen Astronomie) viele Einzelereignisse synchron zu „addieren“, um letztendlich ein verwertbares SNR zu erzielen.
Im Gegensatz zu dem optischen Stacking muss dieser Vorgang mit der Wiederholfrequenz der Pulsar-Signale synchronisiert und mit extrem hoher zeitlicher Reproduzierbarkeit erfolgen, damit die hierbei registrierten schmalen Pulse zeitlich „aufeinander“ und nicht „nebeneinander“ akkumuliert werden. Hierzu werden hochstabile Frequenzgeneratoren bzw. Rubidium-Zeitnormale eingesetzt.
Das Blockdiagramm (Abbildung 2 9) skizziert solch eine synchron arbeitende Schaltung.

Nachstehend sind die Funktionen der einzelnen Baugruppen kurz erläutert:
- Erste Verstärkung (noch innerhalb des Feeders) durch (gekühlten) LNA.
- Treiberstufe für das lange Signalkabel.
- Mischerstufe mit LO (kann bei breitbandigem Empfänger (>1,5 GHz) entfallen).
- Periodische kurze Messintervalle.
- Dauer dieser einzelnen Messungen: Einstellbarer Monoflop (mindestens ca. 20% länger als (1/Repetitionsrate)).
- Wiederholfrequenz dieser einzelnen Messungen identisch mit Repetitionsrate des Pulsars; realisiert durch GPS-synchronisierten Oszillator (GPSDO).
- Synchronisierte Start- und Stopp-Pulse für den PC durch zwei weitere Monoflops und einen Inverter.
- Zeitauflösung des Signals (ADC) via GPSDO.


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Abbildung 2 10: Elektronik zur synchronen Akkumulation von Pulsar-Signalen.


Das nachfolgende Beispiel (Abbildung 2 10) verdeutlicht solch eine Akkumulation anhand eines zeitlichen Histogramms (Wasserfall-Display).
Jede Zeile steht für 170 synchron akkumulierte Einzelmessungen zu je 700 ms Dauer (horizontale Skala). Die Intensität jeder einzelnen Wandlung (einzelnes Pixel) ist farbcodiert dargestellt.
Die eigentliche Messzeit (140 Minuten insgesamt) verläuft von oben nach unten.
Das Signal des Pulsars (gelb) hebt sich deutlich vom Rauschhintergrund ab. Es ist zusätzlich die starke Szintillation des Empfangssignals bei 1420 MHz zu erkennen.


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Abbildung 2 11: Synchron akkumuliertes Signal des Pulsars B0329+54.


Während der gesamten Messzeit muss die Signalquelle geometrisch und zeitlich exakt korreliert bleiben:
- Geometrisch: Das Objekt muss innerhalb der Empfangskeule bleiben (Präzision der parallaktischen Nachführung); siehe auch Abschnitt 2.7.
- Zeitlich: Die Repetitionsrate der Einzelmessungen muss exakt mit der Repetitionsrate des Pulsars übereinstimmen.

Während solch einer Beobachtungsreihe wächst das pulsförmige Nutzsignal langsam aus dem Rauschen heraus (Letzteres wird aufgrund seines statistischen Verhaltens minimiert).
Es ist daher von großem Vorteil, diese Sondierungen in Echtzeit zu verfolgen, um früh genug erkennen zu können, wenn sich – z.B. aufgrund einer Fehljustierung – kein oder ein zu schwaches Signal aufbaut.
Bei erfolgreicher Beobachtung ergeben sich letztlich solche bzw. ähnliche Diagramme:


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bzw.


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bzw.


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110/2720 Schiefspiegler, 105/1470 Maksutov, 200/600 Astrograph, 200/800 Newton, 72/432 APO, 120/600 Refraktor, 35/400 Sonnenteleskop, 500/2240 Newton
4000 / 1150 Radioteleskop, 100 mm Wachter Gigant

Bearbeitet von: NGC4711 am: 09.04.2017 18:08:57 Uhr
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