150 MHZ



Bonjour
Je vais d'abord décrire l'installation qui fonctionne depuis plusieurs années avec une grande fiabilité.
Ces récepteurs sont sur 151 mhz , au milieu de la bande radio-astronomie qui va de 150 à 153 mhz bande partagée (150.05 - 153 MHz FIXED MOBILE except aeronautical mobile RADIO ASTRONOMY d'après le Craf ) en principe protégée des émissions dangereuses .

Ces récepteurs sont :

1) un systeme dit à puissance totale , en fait un récepteur classique fait à partir d'une vieux rx ame aviation 100/150 mhz à lampes fabriqués en 1960 (on rigole pas , des machins qui marchent depuis près de 50 ans ... ). J'ai enlevé toute la partie détection, squelch, ampli bf. Ceci a eu pour conséquence de diminuer la conso du poste et surtout, but recherché, de ne laisser que une partie du montage qui peut fonctionner avec une tension réduite (100v) et un courant beaucoup plus faible . Cela soulage le transfo d'alim et diminue l'échauffement . A la place laissée libre j'ai fait une alim régulée avec 3*6aq5 . La ligne de cag est a la masse. Le gain est commandé par un potard multitours dans la cathode de la 1ere fi. Les filaments sont en 6.3V normal , non régulé. Le poste a deux detections à diodes germanium : une pour le signal avec deux constantes d'intégration 50ms et 5sec , une autre détection normale permet d'écouter ...controle indispensable en cas de brouillage divers . Le résultat de ces modifs a été des postes absolument stables : si on met l'entrée antenne sur charge on a une ligne droite .C'est ce qu'il faut absolument . Ce rx est précédé d'un préampli qui à l'origine fut avec un cf300, maintenant un 3sk183 car les cf300 sont introuvables. L'antenne est une 9 elts Tonna dont la longueur des brins a été retouchée proportionnellement , l'espacement n'a pas été modifié . Il y a 6 m de rg213 entre l'antenne et le préampli .

Avec le récepteur puissance totale on peut mesurer le flux de ce que l'on reçoit , si on l'a calibré prealablement :
Une antenne recoit une température d'antenne =1/2* (rendement*surface de l'antenne*flux) / cte de Boltzman. Le rendement vous connaissez (0.5 env) , la surface de l'antenne quand c'est une parabole c'est la surface qu'on voit de face (pi*r*r) , dans la cas d'une yagi on la calcule par :
surface= (longueur d'onde*longueur d'onde*Gain) / (4*pi) connaissant la température d'antenne on peut calculer la brillance d'un objet vu sous un angle solide omega.
flux=(2*cte de Boltzman*temp de brillance*omega) / longueur d'onde au carré ceci si la source est assez étendue pour recouvrir le lobe de l'antenne .
Le soleil a un diamètre radio de 0.5 degres à 10ghz et 2 degres en vhf environ.

2) un deuxieme récepteur interférometrique à deux antennes Tonna une 9 elts et une 4 elts modifiés comme ci dessus ,distantes de 15m et disposées sur une base est-ouest . Chacune a un préampli identique au précédent , 15 m de coax rg213, réunis à un T (je me suis pas compliqué la vie à fabriquer un coupleur ) lui meme branché au récepteur par 50 cm de coax . Le récepteur est identique au précédent. L'interféromètre lui est un instrument de mesure de position des sources ponctuelles.
Un interféromètre additif consiste grosso modo en un récepteur qui recoit les signaux de deux antennes séparées par une distance d = n*longueurs d'onde. Vous pouvez aisément comprendre que si une source ponctuelle passe devant ces antennes le trajet des ondes n'est pas le même et selon le déphasage le résultat sera des minima ou des maxima dont la distance angulaire est 1/n radian . Il y aura des franges d'interférence , comme vous en avez peut etre vu en optique à l'école. Si ces antennes sont identiques et isotropiques (des ground plane par ex) on a des franges à l'infini , parfaitement régulières. Si ces antennes sont directives les franges voient leur amplitude modulée par le lobe de rayonnement des antennes . Dans la pratique nul besoin que les antennes soient identiques. On installe les antennes sur une base est-ouest , on les réunit par des coax identiques (gare aux déphasages) et on additionne . Si l'ensemble est bien installé on a la frange maxi au méridien du lieu . L'ascension droite des sources est l'heure précise du passage dans cette frange et l'inverse de déclinaison est proportionnelle à la vitesse de passage d'une frange à l'autre .
Ces deux récepteurs donnent sur un ensemble fait maison avec force op27 (merci les échantillons chez Analog Devices ) et dont le but est d'amplifier , de décaler éventuellement avant d'envoyer tout cela sur l'enregistreur graphique double voie.

Ces rx et les antennes ,vous pouvez les voir sur www.radio astronomie.com: .

Voilà quelques explications des tracés :

Je vous joins trois tracés : un tracé de nuit , montrant la voie lactée , un tracé de jour soleil calme et un soleil actif . Dans tous ces tracés les antennes flux et interféro sont fixes orientées au sud , le gain est 5 pour le flux , 100 pour l'inteféromètre, la vitesse de défilement 30mm / heure , le zéro est en bas , il n'y pas de décalage (offset). Vous voyez donc les signaux dans leur vraie amplitude , seulement multipliée .






Regardez....


*regardez l'amplitude du signal nocturne qui est celui de la voie lactée . Il double souvent la tension à la sortie du flux . C'est énorme .
Souvenez vous ...la radio astronomie , Jansky ,1931 ...c'est ça qu'il a observé sur 20 mhz , avec les moyens de l'époque .
Le soleil calme est beaucoup plus faible . Le soleil radio n'a été découvert que 10 ans plus tard , par les radaristes anglais , lors de puissantes éruptions. Notez aussi que il n'y a pas de frange d'interférométrie la nuit sur la voie lactée , qui comprent une multitude de sources réparties sur une grande distance angulaire . On dit que les sources ne sont pas résolues , le lobe de l'interféromètre n' est pas assez fin , il faudrait éloigner les antennes.
*regardez le soleil calme , notez la faiblesse du flux et les jolies petites franges .
*et regardez le soleil agité ,souvent c'est 30 dbs de mieux que quand il est calme , regardez les franges , et comment elles sont modulées par le lobe de chaque antenne (leur hauteur varie , la base est horizontale , le rx est stable, la dérive est d'origine thermique bien qu'il soit ventilé, le niveau bas des franges est le soufle propre du rx) , le max vers 14h (12 solaire en ce moment) .

Bien sur je vous ai choisi des enregistrements jolis , souvent ils sont gachés par des parasites naturels ou non , des problèmes : le papier qui se déchire , la plume qui sèche , le poste qui a une panne ....Murphy semble s'intéresser beaucoup à moi ,et aime se reposer dans mon jardin.

Tout ceci , c'est la radio-astronomie simple , antique et élémentaire on peut dire , telle que on la pratiquait au début de son évolution . Entre ces 'grigris' sur un enregistreur graphique et et les images du VLA , il y a 50 ans avec une différence d'échelle énorme tant à propos de la taille des antennes que leur nombre et l'utilisation de l'informatique pour le traitement des signaux .
notes : l'unité de mesure de flux : le Jansky (jy ) 1jy = 10-26watts par metres carrés de surface collectrice et par hz de bande passante .
l'unité de mesure de flux solaire ( sfu ) 1sfu = 10000 jy .
cte de Boltzman = 1.4*10-23 watts par hz de bande passante et par degré kelvin .
un site ou il y a a peu près tout ce que l'on peut chercher sur la radio-astronomie d'amateur .

le site de l'Iram où vous pourrez trouver des cours sur l'interférométrie . Ce sont des gros fichiers pdf ,(100mo) si certains ne peuvent pas les télecharger je peux les fournir contre enveloppe et cd.



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