Detekcija radijskih valov iz vesolja
Prvi koraki radijske astronomije v Sloveniji
Mogoče se je tudi nebo nad Slovenijo odprlo radijskim valovom iz vesolja
Uvod
Že v drugem letniku sva se odločila, da bova izdelala raziskovalno nalogo s področja astronomije, vendar dolgo časa nisva našla primerne teme. Če bi se lotila naloge z veliko opazovanja in fotografiranja, bi bila preveč odvisna od vremena, ki je lahko v kombinaciji s šolskimi obveznostmi resna ovira za uspešno dokončanje naloge. Mentor astronomskega krožka je že vrsto let, brez večjega odziva, ponujal kot temo radijsko astronomijo, v Sloveniji še neobdelano področje raziskovanja. Ta tema se nama je zdela primerna, saj načeloma izključuje vremenske vplive. Naš cilj je bil na začetku skromen, bili bi zadovoljni, če bi zaznali kateri koli vir radijskega valovanja, Sončno radijsko aktivnost v povezavi s pegami, aktivnost galaktičnega jedra ... Ko sva tako brskala po Internetu in literaturi, ki je v slovenščini sploh ni, sva med drugim v avgustovski številki revije Sky&Telescope, letnik 1990, našla članek na temo, kako sestaviti enostaven radioteleskop iz dipolne antene. Avtor članka je Koitiro Maeda iz Japonske. Po prebranem članku se je zdelo, da bomo tehnično najbrž kos nalogi. Odločili smo se, da se bomo v grobem držali izkušenj iz članka in nalogi smo dali kratek naslov Radioastronomija. Potrebovala sva dipolno anteno, radijski sprejemnik, usmernik in risalnik (pen recorder), ki smo ga nadomestili z računalnikom s potrebno programsko in strojno opremo za zapisovanje meritev. Preden se lotimo podrobnosti na kratko opišimo radijsko valovanje in zgodovino radijske astronomije, saj bomo tako lažje razumeli nalogo.
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.
Zgodovinski pregled detekcije radijskih valov
Kako se je začelo, ali se je, kot že mnogokrat, začelo z naključjem? 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.
Rekonstruirana antena radioteleskopa, s katerim je Grote Reber že leta 1944 narisal prvo radijsko sliko Rimske ceste.
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.
Antena v obliki roga, s katero sta leta 1967 A. Penzias in R. Wilson zaznala radijske valove ostanka velikega poka iz začetka širjenja vesolja.
Velik problem predstavlja detekcija gravitacijskih valov, ki so zaenkrat posredno potrjeni prav s pomočjo pulzarjev, katerih frekvenca vrtenja se meri s pomočjo oddanih radijskih valov. Dvojni pulzar PSR 1913+16 sestavljata nevtronski zvezdi, od katerih ena seva sunke radijskih valov. Nevtronski zvezdi se gibljeta okrog skupnega težišča in pri tem sevata gravitacijsko valovanje. S pomočjo radijskega valovanja so torej potrdili gravitacijsko valovanje. J. H. Taylor in R. A. Hulse sta za to sicer posredno potrditev gravitacijskih valov prejela leta 1993 Nobelovo nagrado za fiziko.
Razumevanje zgodovinskega razvoja radijske astronomije je tudi temelj za razumevanje najine naloge. Frekvenca, na kateri sva delala meritve, je bila 10 Mhz, točneje 29,98 Mhz (val. dolžine 10 m). Na tej frekvenci ni večjih motenj, vsaj časovno dolgih ne. Izkazalo pa se je, da je bilo sevanje računalniškega monitorja ena močnejših motenj, ki pa sva jo brez težav odstranila. Po predvidevanjih je večina radijskega valovanja iz Rimske ceste posledica sinhrotronskega sevanja visokoenergijskih elektronov, ki se v magnetnem polju gibljejo spiralno.
Sestavljanje radijskega teleskopa
Marko Cedilnik (z leve) in Tomaž Goslar ob dipolni anteni na terasi Gimnazije Šentvid- Ljubljana (posnel Zorko Vičar).
Komponente preprostega dipolnega radioteleskopa.
Izdelala sva polvalovno dipolno anteno sestavljeno iz dveh 2,43 m dolgih
in 1,7 cm debelih aluminijastih cevi, ki sva ju zaporedno pritrdila na
leseno ploščo, tako da sta bili nekaj milimetrov narazen. Vse skupaj
sva pravokotno pritrdila še na nosilno pokončno aluminijasto cev dolžine
2,5 m (val._dolžina/4), debelo 2,5 cm in jo ozemljila.
Postavljena antena ima torej obliko črte T. Vsi deli antene so med sabo ločeni,
se ne dotikajo. Dipolna antena je pri tej postavitvi najbolj občutljiva iz smeri
zenita, ker se k direktnemu signalu prišteje še odbiti signal od tal,
zato je antena tudi val._dolžina/4 nad Zemljo, kar pa nam zaradi
nizke višine jedra galaksije ob kulminaciji ni dosti koristilo.
Na pola antene sva pritrdila koaksialni kabel in ju orientirala
v smeri vzhod zahod tako, da je bila antena pravokotna na smer
prihajajočih valov iz smeri ozvezdja Strelca, kjer se nahaja
središče Rimske ceste. Koordinate središča naše galaksije so:
rektascenzija je 17(l.ur) 45(l.min.) 6(l.sek), deklinacija
je -28(st.) 56(min) (koordinate za leto 2000).
Polvalni usmernik, ki usmeri izhodno radijsko napetost.
Antenski signal sva po koaksialnem kablu peljala v antenski vhod radijskega
sprejemnika, ki je primeren in uglašen za sprejemanje radijskih valov z valovno
dolžino 10 m, oz. 30 MHz. Sprejemnik je deloval v načinu AM (AM je okrajšava za
amplitudno modulacijo), kar pomeni, da je amplitudno demoduliral radijski signal.
Na izhodu sva izmenični signal še usmerila (glej shemo polvalnega usmernika)
in enosmerno napetost peljala v merilnik-voltmeter, v našem primeru računalnik.
Odločili smo se, da bova meritve zapisovala s pomočjo računalniškega krmilno
merilnega sistema CMC-S2, ki ga v šoli uporabljamo pri vajah. Ta sistem je
v Slovenijo uvedel profesor docent fizike Slavko Kocijančič. Prav za naše
potrebe smo tudi napisali pascalski program, s katerim smo lahko meritve
zapisovali v datoteke, določili časovni korak zajemanja podatkov in izbrali
čas začetka in konca meritev. Ko smo vse potrebne komponente sestavili,
testirali in dobili obetajoče meritve, sva si zadala dva cilja.
Prvi cilj
Želela sva zaznati povišanje radijskega signala vsakič, ko center
Rimske ceste, ki je eden močnejših izvorov v vesolju, prečka krajevni
meridian oz. vsakič ko kulminira.
Drugi cilj
Na podlagi večih meritev sva želela zaznati štiriminutni dnevni zamik kulminacije centra Rimske ceste. Zamik se zgodi zaradi gibanja Zemlje okrog Sonca, ki povzroči, da se po lokalnem času kulminacija zvezd in galaksij zgodi vsak dan približno štiri minute prej kot prejšnji dan, kar pomeni zamik dveh ur v enem mesecu, to pa je že merljiv zamik. Skratka, ponovila naj bi merjenja Karla G. Janskega.
Rezultati
Že prve resne meritve so potrdile najina pričakovanja. Vsakič, ko je center Rimske ceste prečkal krajevni meridian, sva na izhodu iz radijskega sprejemnika zaznala povišanje napetosti. Po tolikih pripravah in dvomih, da bomo sploh kaj zaznali, je bilo veselje nepopisno. Počutili smo se skoraj kot, da smo mi odkrili radijsko valovanje iz vesolja. O tem, da lovimo iskani signal, sta nas prepričala grafa številka 1 in 2 in čas kulminacije ozvezdja Strelca, ki se je ujemal s časom maksimuma iz grafa.
Graf št.1: Meritev je bila opravljena iz 26.3. na 27.3. 1997. Iz grafa se da razbrati, da napetost počasi narašča in okrog 7:00 ure (napaka plus_minus 20 minut) doseže višek. Seveda je graf nazobčan zaradi motenj, ki pa niso posledica sevanja radijskih valov iz Rimske ceste, ampak so posledica motenj, ki najbrž prihajajo z Zemlje. Tudi absorbcijski koeficient atmosfere, predvsem ionosfere, se lahko zaradi različnih razlogov spreminja, v glavnem zaradi visokoenergijskih delcev Sončnega vetra ob močnejših izbruhih na površini Sonca.
Graf št. 2: Meritev je bila opravljena iz 14.4. na 15.4. 1997. Iz nje se da lepo razbrati, da napetost najprej raste, nato pa začne padati. Na tem grafu je meritev dosegla maksimum nekaj pred šesto uro, najina groba ocena je okrog 5.40 ure (napaka plus_minus 20 minut). Med osmo in deseto uro pa se pojavi izrazita motnja. Ta se pojavlja občasno tudi pri drugih meritvah ob istem času. Zato sva bila pri odčitavanju časa, ko je napetost dosegla maksimalno vrednost, zelo pazljiva in očitnih motenj nisva upoštevala, čeprav so dosegle celo večjo vrednost kot višek, ki ga je povzročila kulminacija Rimske ceste.
Sklep
Na podlagi opravljenih meritev lahko ocenimo dnevni zamik. Med meritvama je bilo 19 dni razmaka. Pri prvi je bil višek okrog 7:00 ure (napaka plus_minus 20 minut), pri drugi pa ob 5.40 uri (napaka plus_minus 20 minut). V 19 dneh se je čas kulminacije premaknil približno za 80 minut. Dnevni zamik je torej 4 minute. Ocena je zelo, zelo groba in temelji na premajhnem časovnem intervalu. Tisto kar je gotovo, je povišanje signala ob kulminaciji jedra Rimske ceste in zamikanje maksimuma zaradi gibanja Zemlje okrog Sonca.
Zagovor raziskovalne naloge Radioastronomija, iz plakata se da razbrati koncept naloge.
Kako naprej?
Slabost dipolne antene je njena majhna ločljivost, saj je njen sevalni diagram toroid, kar tudi pomeni, da je zelo občutljiva na motnje tako rekoč iz vseh smeri, razen iz vzporedne smeri. Razen zelo grobe ocene smeri in jakosti valovanja z dipolno anteno ni moč izvajati natančnejših meritev. Nekaj več kotne natančnosti nudi yagi antena, ki jo radioamaterji zelo dobro poznajo. Z njo bi se dalo nalogo nadaljevati v smeri risanja grobe radijske slike Rimske ceste. Naslednja stopnja so že sestavljene antene oziroma interferometri.
Kaj se je v resnici dogajalo?
Ves ta postopek se zdi vsaj na papirju čisto enostaven, vendar se je do začetka in tudi med meritvami, pojavilo obilo težav. Naštejmo jih nekaj. Šolsko znanje še zdaleč ni zadostovalo, srečala sva ogromno novih fizikalnih pojavov in neznanih strokovnih pojmov, ki jih je bilo v kratkem času težko združiti v smiselno celoto. Neizkušenost in nerodnost pri vezavah električnih krogov. Veter nama je obračal anteno. Prvič v življenju sva spajkala in naredila tiskano vezje. Lotili smo se tudi programiranja AD/DA pretvornika, da smo lahko sploh množico meritev računalniško beležili in nato obdelali. Spoznali smo mnoge amaterske radijske postaje in vsaka je imela svoje značilnosti in muhe. Polprevodniške postaje so imele ponavadi manj kot 0.3 V izhodne napetosti, tako da usmernik zaradi nepreseženega diodnega napetostnega praga sploh ni prevajal. Cele tedne smo telefonirali in moledovali pri radioamaterjih, da bi nam posodili primeren sprejemnik. Končno se nas je za nekaj časa usmilil gospod Miro Čadež iz Radioamaterskega kluba Triglav. Ko smo hoteli izvesti končne meritve in potrditi prejšnje rezultate, smo spet ostali brez sprejemnika. V obupu je mentor poslal še faks na Ministrstvo za obrambo RS, kjer so začuda brez oklevanja posodili sprejemnik. Ko bi človek bil vedež ne bil bi revež. Pri takih težavah nikoli ne veš, na koga naj se obrneš, sploh pa je veliko nedorečenosti že v samem konceptu raziskovalnih nalog,, kjer sploh niso definirane obveznosti šol, katerim pa kar ugaja, kar je normalno, da dijaki delajo raziskovalne naloge. Najbrž bi bilo potrebno dopolniti tudi same kriterije ocenjevanja nalog in samih zagovorov, saj tudi iz tega in mnogih drugih razlogov, število raziskovalnih nalog strmo pada.. Naloga je bila na regionalnem srečanju v Ljubljani najbolje ocenjena med astronomskimi nalogami, v Murski Soboti na 31.državnem srečanju mladih raziskovalcev pa je bila pohvaljena kot izvirna in prva taka v Sloveniji, najbolje je bila ocenjena naloga Merjenje višine kraterjev na Luni z utemeljitvijo, da sta raziskovalca dosegla to kar sta hotela.
Na koncu vseh peripetij sva bila zelo zadovoljna, saj sva kljub začetni izgubljenosti osvojila veliko teoretičnega in praktičnega znanja, ki ga drugače najbrž nikoli ne bi. Po taki izkušnji človek začuti, kako veliko delo so opravili raziskovalci, ko so mnogokrat tudi iz naključij potegnili znanje, ki ga danes samoumevno uživamo.
Zahvala
Najlepše se zahvaljujeva mentorju prof. Zorku Vičarju, za vso strokovno pomoč in potrpljenje, Miru Čadežu in Obrambnemu ministrstvu RS za radijske sprejemnike in vsem, ki so kakor koli pomagali pri izvedbi naloge.
Mogoče se je tudi nebo nad Slovenijo odprlo radijskim valovom iz vesolja.
Ob pomoči mentorja prof. Vičar Zorka, sestavila Goslar Tomaž in Marko Cedilnik.
Ljubljana, junij 1997
Do sedaj je to stran obiskalo
ljudi.
Nazaj na domačo
stran.