七.选择一个观测项目（2）

# 极低频 / 口哨无线电天文（INSPIRE 项目）等

(制作简单，但需要特殊地点进行观测)

极低频，即 ELF 频段（Extremely Low Frequency），指频率 3Hz 至 3kHz、波长 10000 公里至 100000 公里的无线电波。

口哨无线电，即 whistler radios 的翻译，得名于闪电产生的带电粒子沿着磁场线跳动前进并散开时发出的类似于口哨的声音，这些信号的频率可以在 ELF 频段观测到（VLF 频段也可以）。此处所指的口哨声，即带电粒子运动产生了电磁波，接收机捕获到这些电磁波后进行解调、播放，类似于收音机收听广播电台。

口哨无线电即探测闪电产生的电磁辐射以及它们与大气发生反应时对地球产生的其他影响。闪电、极光、太阳耀斑等都会产生电磁辐射。有时其中的带电粒子沿着磁场线传播，发出的电磁波频率变得分散，从而产生哨声。

我用的程序是 Spectrogram 12（见于 Richard Horn，www.visualizationsoftware.com/gram.html）去查看数据的声波图，并可视化一些电磁波信号，例如 sferics (近距离闪电发出的咔嚓声)、tweeks (数百英里外闪电发出的音乐声音，就像音乐锯一样)、whistlers (如上所述) 和 chorus (极光辐射产生的声音，就像蟋蟀和鸟类的啁啾声)。观察的最佳时间是黎明前远离电线的地方。

声谱图，来自 Steve Mc Greevy 的网站 - http://wwwpw.physics.uiowa.edu/mcgreevy/

有关更多信息，请务必查看

• SARA 网站:www.radio-astronomy.org
• INSPIRE 网站:theinspirreproject.org/
• QEX 杂志 - 2010 年 3 月 / 4 月 - 在 SARA 网站上获得许可

# 甚低频射电天文学和太阳射电天文学

(易于制作和使用)

甚低频，即 VLF 频段（ Very low frequency），是指频带由 3KHz 到 30 KHz 的无线电波，波长范围为 100－10 千米。

太阳耀斑是来自太阳的光、物质和能量的巨大爆发。这种能量可以影响电离层，改变 D 层、E 层和 F 层的高度，并影响通信等。耀斑引起的电离层变化可以用不同的无线电频率来探测。AAVSO（美国变星观测者协会）选择使用 VLF 频段。在 VLF 频段上，我选择使用来自缅因州卡特勒市的 24.0 KHz 电磁波信号。可以访问 www.aavso.org/committees/solar/equipment.stm 来查看 AAVSO 网站的所有相关信息和原理图。

一些可用的电路板能够使项目更容易搭建，大多数部件都可以从美国的 Radio Shack 公司获取。天线很容易制作，但由 125 圈电线组成！这是一个简单的项目，在大多数无线电爱好者的技能范围内。

也有一个由 SARA 提供的大型 VLF 频段项目，被称为 SuperSID（电离层突扰无线电观测），它允许你观察几个 VLF 频段台站。点击下方的链接了解更多信息。

# 无线电耀斑

探测到的耀斑通常是由太阳上的 X 射线耀斑引起的，并且伴随着不同的通量水平 (能量 / 粒子流水平)。一些关于耀斑记录的图片如下所示，在图 1 中显示了一个没有耀斑的平静的一天 —— 注意两端的峰值 —— 被称为 “日出效应”。图 2 显示了有几个大耀斑的一天。耀斑通常呈现为向上的波峰 —— 在我的接收机上，它们呈现为向下的波谷。它们分别是 M1.6 和 M2.3 的耀斑。图表 3 显示有惊人的 X 14.4 耀斑的一天！耀斑按能量增加的先后顺序分为 A、B、C、M 和 X。字母和数字越高，耀斑的能量就越强。X 14.4 是一个惊人的耀斑！

图 1

图 2

图 3

有关更多信息，请务必查看

• SARA 网站:www.radio-astronomy.org
• AAVSO 网站:www.aavso.org/solar-sids
• SuperSID 网站:solar-center.stanford.edu/SID/sidmonitor/
• QEX 杂志 - 2010 年 1 月 / 2 月 - 在 SARA 网站上获得许可

# 木星射电天文学 / 十米波射电天文学 / 行星射电天文学

(Radio Jove 项目相当容易制作和使用，但需要一个大天线 —— 你也可以使用短波电台)

这个项目需要一个大的天线尺寸，这可能是一个决定因素。在过去两年的 SARA（美国业余射电天文协会）会议上设置了一个接收器，它听起来很吸引人。我们感兴趣的无线电噪声风暴可以在大约 18-30MHz 的范围内听到。可以听到两种类型的风暴噪音：L 型爆发 (long bursts，长爆发) 听起来像海浪撞击海岸的声音，而 S 型爆发 (short bursts，短爆发) 听起来像爆米花爆开的声音。有时，这些收音机会探测到闪电的声音，听起来像爆裂声，所以在解释你的记录时要注意你所在地区的天气。太阳风暴也可以用这种无线电探测到，听起来像静态水平的变化。有几个层次的活动你可以检测到。查看以下网站了解更多信息。

有关更多信息，请务必查看

• SARA 网站 www.radio-astronomy.org
• QEX 杂志 - 2010 年 5 月 / 6 月 - 在 SARA 网站上获得许可

更多信息和听到声音样本检查

• Jim Sky 的网站 www.radiosky.com/rjcentral.html
• Radio Jove 网站:radiojove.gsfc.nasa.gov/

# 无线电探测流星

(你可以使用 FM 调频广播或短波无线电波段进行一些检测，所以它是相当容易使用)

接收来自被流星反射的无线电信号在业余无线电爱好者中是一项很受欢迎的 “运动”。当流星穿过大气层时，它们会电离气体，无线电信号就会被电离的轨迹反射回来，从而被探测到。调频广播天线和调频广播收音机常被用于观测流星。你找一个离你很远 (几百公里) 的电台，你在平时无法收听到它的广播。然后，在有流星雨的夜晚，你把天线指向该电台的方向，用收音机记录下流星信号。信号听起来就像电台逐渐变远，然后消失 —— 有时非常快。

图片来自: members.bellatlantic.net/~vze2n9fe/meteor/meteor.htm

欲了解更多信息，请务必查看:

• SARA 网站 www.radio-astronomy.org
• Spaceweather Radio Meteor 网站:spaceweather.com/glossary/forwardscatter.html
• Sky Scan Science Awareness Project 网站:www.skyscan.ca/radio_meteor_detection.htm
• 使用 FM 探测流星的学生项目:members.bellatlantic.net/~vze2n9fe/meteor/meteor.htm

# 连续谱射电天文 / 氢谱线 (OH 和其他谱线) 射电天 / 谱线扫描

如果你曾经拍过数码照片，你就会知道一次可以拍出数百万像素的照片。不幸的是，对于射电天文而言，每台望远镜每次只能拍取一个像素，所以需要很长时间才能收集到足够的数据来合成一张图片。很多人都想在自家后院进行观测，然后绘制一幅无线电波段的天空图。
下面是一个通用的射电望远镜。LNB（Low-Noise Block converter）将检测到的信号放大并转换为较低频率的中频信号（intermediate frequency，简写为 I.F.），以避免电缆中的损耗（较低的频率通过电缆传播时，损耗较小）。然后，中频放大器将中频信号放大，并将其传递给二极管检波器（diode detector，或者叫做平方律检波器），二极管检波器只检测这些电流信号的强度，而不检测电流信号本身的振荡。电压偏移模块（voltage offset）允许我们调整信号在频谱记录仪上的显示位置，频谱记录仪用来跟踪检测到的信号。有些经销商出售这些设备（见下面的链接）。

典型的射电望远镜如下图所示。

我的 1420 MHz 望远镜 -——10 英尺抛物面和喇叭馈源，后面连接着温控 LNA、中频放大器，检波器（在冷却箱中）、电压放大器（在泡沫盒中）、模数转换器、计算机（在塑料箱中），电源在木制支架上。

十英尺的抛物面将具有大约 4-5 度的分辨率。下图是一张来自业余射电望远镜的频谱图，显示了由数千个像素组成的检测电压的 24 小时漂移扫描。(每一个像素收集 10 秒，这个时间称为积分时间)。为了制作这张图表，射电望远镜指向特定的位置，仅依靠地球自转。当天体进入天线的视野（波束范围内）时，它们的能量（检测到的电压）与背景的天空相比是更大的，峰值被记录下来（峰来自银河系的中性氢谱线）

纵坐标表示能量强度，横坐标表示记录时间。由于的地球自转会导致天空背景的转动，所以不同实际观测的天空背景位置是不一样的，所以横坐标这个时间也可以转换为观测天空背景的位置。

固定天线指向后，为了得到更可靠的结果，每个高度角记录 12 张频谱，然后取平均值，得到一张平均下来的频谱。然后用这种方法记录高度从 25° 到 75° 的频谱，增量为 5°。把这些频谱放在一张图上则如下图所示。

11 个高度角的频谱

在 Mathematica 中使用这些数据来创建数据的三维图形，就是天空在 1420MHz 无线电能量的分布了。按照这种方法，一个高角度记录 12 张需要 12 天，11 个高度角则需要 132 天。也可以化简为一个高度角记录一张，则 11 个高度角需要 11 天的记录数据。

天空无线电辐射能量的分布图，黑色表示能量低，红色表示能量高

有关更多信息，请务必查看

• SARA 网站:www.radio-astronomy.org
• 射电天文学供应网站:www.radioastronomysupplies.com/
• QEX 杂志 - 2010 年 7 月 / 8 月 - 在 SARA 网站上获得许可

# 人造卫星探测

(你可以使用短波电台进行一些检测，所以它相当容易进行 —— 你需要从网络上跟踪信息，可能需要专门的天线进行更远或较弱的物体检测)

许多业余无线电爱好者和 / 美国业余无线电协会（SARA）成员已经尝试过这个探测。由于一些卫星可以用标准的短波无线电设备检测到，这个项目应该在所有业余无线电爱好者的观测范围内。一些跟踪卫星的网站 (见下文)。

有关更多信息，请务必查看

• SARA 网站 www.radio-astronomy.org
• 空间跟踪笔记网站:www.svengrahn.pp.se/trackind/trackin1.htm。

# 小型射电望远镜 (IBT)

(其最简单的形式 (卫星探测器 + 碟形天线) 制作和使用都很简单 —— 下面描述的更先进的模型可以通过 SARA/NRAO 导航员计划)

IBT 是用卫星电视碟形天线和卫星探测器组成的，卫星探测器通常带有仪表来显示信号强度。1998 年，SARA 的成员 Chuck Forster 开始调查使用碟形卫星天线作为便携式射电望远镜的可行性。不幸的是，后端设备无法被找到并且很难去设计。同年晚些时候，SARA 的成员克里・史密斯 (Kerry Smith) 在帮助一位朋友重新定位带有仪表显示器的卫星蝶形天线后，他第一次意识到 Channel Master 卫星探测器可以用作后端设备。

Kerry 后来修改了 Channel Master，使其支持 DC 模拟信号输出，MAX 187 A/D 的输出与 Jim Sky 的 SkyPipe 软件一起使用，以及对振荡器的信号进行放大以提供音频输出，因此可以听到音高变化的信号强度。这对教育学生来说是一个巨大的进步，因为大多数人看不到仪表显示器指针的摆动，但每个人都能注意到与信号相关的音高变化。Chuck 给它起名叫 LBT（Little Bitty 望远镜），后来是 NRAO (国家射电天文学天文台) 教育官员 SueAnn Heatherly 将其命名为 IBT，然后这个名字流传了下来。Kerry 和 SARA 后来与 NRAO 合作创建了一个名为 “导航员” 的小组，这个小组的成员将 IBT 带到学校和其他小组会议上，向人们展示什么是射电天文学。开发了一套 CD 和 DVD，为 IBT 用户提供 IBT 使用视频以及支持材料，例如 PPT、课程和想法。目前正在开发一个更高级的 IBT 版本，它将足够灵敏，可以用于学生研究项目和教育。希望它能很快投入生产，并可能在一年左右提供给 SARA 成员。

一台 IBT，包括顶部的 LNB、DSS 碟形天线、带放大扬声器的 Channel Master（左下）和下方的电池组。

常见的寻星仪（卫星探测器），用来帮助卫星电视搜寻信号较强的位置

有关更多信息，请务必查看

• SARA 网站 www.radio-astronomy.org
• NRAO IBT 网站:www.gb.nrao.edu/epo/ambassadors/ibtmanualshort.pdf
• 大卫・菲尔兹的 IBT 网站:www.roanestate.edu/obs/IBT%20TAO%20poster.ppt

# 高级无线电项目

(困难的项目 —— 可能不适合初学者)

# 伽马射线暴

最近，伽马射线暴 (GRBs) 出现在新闻中。这种高能辐射来自遥远而神秘的宇宙爆炸。科学家们不确定是什么导致了这些射线暴，但他们能够确定伽马射线暴来自宇宙中一些最遥远的区域，它们产生了有史以来最强大的爆炸。这是一个更困难的项目，但 SARA 成员 Jim Van proproyen 已经观测到了几次伽马射线暴。请看下面他的文章。

该图表来自:www.qsl.net/df3lp/projects/sid/

欲了解更多信息，请务必查看

• SARA 网站 www.radio-astronomy.org
• Jim Van proproyen 的文章:www.radioastronomyresearch.com/radio_astronomy_articles/post-29-Gamma-Ray-Bursts.htm
• 另一篇关于探测伽马暴的文章:www.qsl.net/df3lp/projects/sid/

# 脉冲星

当一颗恒星变成超新星时，它的核心通常会被挤压成具有巨大磁场 (至少是地球磁场的 1000 倍) 和旋转速度的中子星。中心星通过自旋扫出一束强大的电磁射线，可以从地球上探测到。这些天体中的许多都是非常精确的计时器，用于检查精确的时钟。由于这些天体的旋转速度为 1 秒或更短，所以脉冲以这个速度掠过地球。这对于业余探测来说是一个真正的挑战。首先，你必须能检测到一个很弱的信号。其次，需要检测脉冲星的自转周期，业余爱好者只有在将记录间隔（积分时间）设置为周期的偶数倍（即：你必须知道你试图观察的脉冲星周期）后才能观测到脉冲星。有了这个时间设置和大量观察数据，就可以期待能够得到如下的观测图像。

欲了解更多信息，请务必查看

• SARA website www.radio-astronomy.org

# 高级无线电项目 (续)

将两个或多个天线的信号组合成一个可以研究的相干信号是另一个真正的挑战。两个天线的指向必须非常精确，接收数据的时间戳是至关重要的。接收器必须锁相在一起。锁相环是一种使用稳定的震荡频率 (通常使用稳定的晶体) 和将调谐频率与震荡频率进行比较的电路。两者之间的差异用于调整调谐频率，从而基本上将两个信号的相位锁定在一起。这在两者之间建立了一个锁定和一个非常稳定的调谐系统，并允许两个射电望远镜之间的调谐相当。干涉仪的优点是可以用较小的天线模拟较大的天线。这种方法正被专业人员使用，因为现在可以买到相对便宜的小抛物面，以及现代的计算能力和软件。这种组合使他们能够收集到精细解析的数据 (精确到毫角秒)。几个 SARA 成员目前正在试验这个，包括布鲁斯兰德尔，他在 2010 年 SARA 会议上做了一个关于这个话题的演讲

图片来自:www.nrao.edu/epo/

有关更多信息，请务必查看

• SARA 网站 www.radio-astronomy.org
• 业余干涉测量项目:www.nrao.edu/epo/amateur/N2I2.pdf
• ERAC (欧洲射电天文俱乐部) 射电干涉测量基础 PPT: www.eracnet.org/workshop/doc/basics.pdf

初稿作者:

Jon Wallace