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Timestamp: 2018-04-20 16:19:34+00:00

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¿Por qué Radioastronomía? - EnDiAs Enseñanza y Divulgación de la Astronomía
¿Por qué Radioastronomía?
Adaptado y traducido por Luis Maldonado
La radioastronomía ofrece una alternativa excitante y económica a la astronomía óptica, y abre nuevas ventanas a los cielos. Las observaciones raramente son afectadas por problemas meteorológicos y un radiotelescopio puede "ver" objetos en el cielo, no visibles con telescopios convencionales.
Los estudiantes pueden aprender sobre cómo los equipos receptores y las computadoras procesan e interpretan las señales del espacio e incluso crean imágenes y gráficos de las señales de radio.
¿Cómo trabaja un radiotelescopio?
¿Es necesario un tipo especial de receptor de radio?
¿Puede un radiotelescopio generar imágenes?
¿Cuántas radiofuentes pueden verse en el cielo?
¿Qué es una medición con el radiotelescopio?
¿Cuán detallada puede ser la observación de una radiofuente?
¿Cuáles son las radiofuentes astronómicas más importantes?
¿Son las observaciones radioastronómicas sólo de uso astronómico?
¿Cuáles son las mejores frecuencias de radio para observar?
¿Cómo construyo mi propio radiotelescopio?
¿Qué es esto de los decibeles y dB?
¿Qué proyectos o líneas de investigación astronómicas puedo llevar adelante con mi equipo?
A continuación se desarrollan estas preguntas
La banda de radio del espectroelectromagnético es clasificada como sigue: 0 a 30 kHz, VLF 30 kHz a 300 kHz, LF onda larga 300 kHz a 3 MHz, MF onda media 3 MHz a 30 MHz, HF onda corta 30 MHz a 300 MHz, VHF 300 MHz a 3GHz, UHF microondas 3 GHz - 30 GHz, SHF. Recuerde: c = f.x, donde c es la velocidad de la luz, 3 x 108 m/s f es la frecuencia de las radioondas, Hertz, x es la longitud de la onda de radio en metros.
Las radioondas pertenecen a una familia de ondas llamadas espectro electromagnético. Estas son ondas energéticas que viajan a través del vacío del espacio a la velocidad de la luz que es de 3 x 108 metros/segundo (3 x 105 km/s). Estas ondas poseen un campo eléctrico y uno magnético. Toda onda está definida por una serie de parámetros que surgen de su representación gráfica: ciclo, longitud, frecuencia, amplitud. Se llama longitud de onda a la distancia que se desplaza para completar un ciclo completo, las unidades de medida son por ej: el m, de dm, el cm, etc. A la cantidad de ciclos que puede realizar en un segundo se llama frecuencia, la unidad de medida de la frecuencia es el Hertz sobre segundo (Hz/s), miles de Hertz (kHz/s), millones de Hertz (MHz/s). Las radioondas térmicas son producidas por objetos calientes. Las radioondas de sincrotrón son producidas por partículas subatómicas (electrones y protones) que giran en espiral en los campos magnéticos. A veces se describen microondas y ondas del infrarrojo como tipos de radioondas.
Un radiotelescopio detecta radioondas de los objetos en el espacio. Cuando la tierra gira sobre su eje, una fuente de radio en el cielo pasará por delante del radiotelescopio. Una antena parabólica o del tipo yagi, etc. enfoca estas radioondas de la radiofuente astronómica en un dipolo de metal de 1/2 onda o en un cuerno de una guía de ondas. Aquí las ondas de radio inducen un potencial eléctrico a la misma frecuencia de la radiofuente. Este pasa a un preamplificador donde esta señal de un valor bajísimo se amplifica antes de pasar al cable del alimentador coaxial. Desgraciadamente, el ruido no deseado del fondo del cielo, del preamplificador y del cable coaxial son todos agregados a la señal radioastronómica original.
El ruido no deseado total y la señal astronómica, RF, o sea la suma de señales, se envía ahora a lo largo del cable del alimentador al receptor. En el receptor, la frecuencia recibida es convertida a una frecuencia más baja y esta es amplificada como frecuencia intermedia, FI, aveces haciéndola diez mil millones de veces más grande. Es técnicamente más fácil de amplificar las frecuencias más bajas. La señal total amplificada se convierte entonces en una señal de corriente continua, DC, por un diodo, un proceso conocido como detección. El valor de esta señal de DC relaciona directamente el valor de la señal radioastronómica total y la señal del ruido no deseado. La señal de DC se integra ahora (aplana) y mide en una computadora con un ADC o conversor analógico/digital (ADC), se graba y guarda o en disco rígido de la computadora o en un disquete o CD. A veces la señal de DC se traza a medida que se va recibiendo, en un registrador. Las computadoras de gran velocidad pueden procesar muchos resultados y pueden realizar una imagen de la radiofuente. Digamos que la señal de radiofrecuencia de la radiofuente está modulada en amplitud o sea que su amplitud nos indica la potencia que recibimos en la antena. Una vez detectada en el diodo queda convertida en una señal continua. Esta variación de amplitud (modulación) generalmente tiene poca variación de amplitud en función del tiempo, o a veces ninguna, por eso los tiempos de integración bajos sólo dejan los cambios de amplitud que nos interesa. Es muy importante tener en cuenta que en todo momento debemos conocer las veces que nuestro receptor amplifica la señal recibida porque lo que nos interesa es saber los niveles de señal a la entrada de nuestro receptor. Hay radiofuentes conocidas que sirven para calibrar nuestro equipo.
No inicialmente. Un receptor de radio apropiado para observar el Sol o Júpiter puede ser un receptor convencional. En radioastronomía, es la fuerza (o amplitud) de la onda portadora la que necesita ser medida. Para hacer esto, la radio debe colocarse en modo de amplitud modulada, AM, y se mide el rendimiento del DC del audio integrado. Esta técnica obliga a trabajar con un ancho de banda por encima del que se usa en audio, la de audio es de 6 a 12 kHz. Otro punto importante es que el receptor de radio no debe tener control automático de ganancia (AGC). Por otra parte, el rendimiento del DC después de la detección se controlará constantemente, porque por las variaciones de temperatura, la ganancia total del sistema o amplificación puede variar y entonces no sabremos cual es el valor de la señal que estamos recibiendo. Los receptores más caros tienen la facilidad de anular el AGC.
Para trabajos más avanzados de radioastronomía, un receptor de radio hecho a medida con un ancho de banda mayor, de varios megahertz, es necesario para aumentar al máximo la sensibilidad del receptor, permitiendo detectar radiofuentes más débiles. Con receptores de ancho de bandas mayores, uno puede encontrar el problema de interferencia de radiofrecuencia no deseada (IRF) de fuentes terrestres. La mayoría de los receptores de comunicaciones comerciales tienen ancho de banda estrechos aunque algunos modelos caros tienen la opción para cambiar a un ancho de banda más anchos.
Un consejo básico: De la calidad de la antena y del preamplificador de R.F. dependerá posiblemente el éxito o fracaso de nuestro montaje, no nos sirve de nada el mejor sistema de detección de señal, si la señal que le llega no es suficiente o está llena de ruido. Una buena antena perfectamente adaptada y centrada a la frecuencia de trabajo prevista y un preamplificador de bajo nivel de ruido (GaAsFet) de un nivel de ruido inferior a 1 dB (aconsejables 0.3 a 0.6 dB) serán piezas clave para el éxito.
Sí, pero no es tan fácil. Los radioastrónomos profesionales producen imágenes de radio combinando muchos resultados de un sistema de radiotelescopios conocido como interferómetro de radio. Este sistema requiere de 2 antenas que pueden ser parabólicas o no, observando la misma fuente en forma simultánea con las antenas separadas. Los resultados deben guardarse en una computadora. Estos se suman para hacer una imagen de radio. Para realizar esto se usa un proceso conocido como transformadas de Fourier. Aunque no es el único método, ni el más eficiente, es el más conocido.
El factor principal que decide cuántas radiofuentes podemos medir o detectar con un radiotelescopio es el tamaño de la antena principal o antena parabólica. Las parábolas más grandes recolectan más radioondas y así se pueden detectar fuentes más débiles. Esto es igual para los telescopios ópticos normales. Objetivos de telescopio más grandes recolectan más luz. El ancho de banda es muy importante. Un receptor de radiotelescopio puesto a punto a una frecuencia particular, digamos 406 MHz, no detecta simplemente ondas de radio exactamente a esta frecuencia. Detectará frecuencias de radio de 405 a 407 MHz por ejemplo. El ancho de banda de un receptor de radio típica está aproximadamente en 10 kHz. La radioastronomía requiere normalmente anchos de banda, de aproximadamente 2 MHz o más. Aumentando el ancho de banda de un receptor aumenta su sensibilidad y esto permite descubrir fuentes de radio más débiles. Sin embargo, los receptores de radio de banda ancha también son más propensos a la interferencia de radio de las fuentes terrestres así que debe buscarse una solución de compromiso. Receptores de radio diseñados para recibir una cantidad muy pequeña de ruido de receptores no deseado también son buenos para detectar señales de astronomía de las fuentes de radio débiles. Un sistema de radiotelescopio sensible necesita una antena grande o un preamplificador bajo en ruidos, un ancho de banda grandes en el receptor principal y un tiempo de integración largo de la señal de DC.
Ya dijimos que el radiotelescopio mide la magnitud de las ondas de radio emitidas por las radiofuentes. En realidad con el radiómetro lo que debemos saber es lo que estamos recibiendo en nuestra antena, o sea la cantidad de energía que nos llega por unidad de superficie. La unidad de medida es el Vatio o watt recibido por metro cuadrado (en la superficie de la Tierra) por Hertz de ancho de banda. Un Jansky o 1 Jy, es la unidad más popular, es igual a 10-26 W/m2/Hz. La esencia del radiotelescopio se basa en su habilidad para detectar y medir el voltaje de la DC y poder relacionarla correctamente con el poder o magnitud de las ondas de radio que llegan a la antena.
Los objetos calientes emiten ondas de radio (emisión termal), y la magnitud de las ondas de radio es proporcional a la temperatura real de la fuente (Rayleigh-Jeans). A menudo en radioastronomía, el equivalente (no necesariamente real) de la temperatura de una fuente de referencia, u objeto, o incluso un preamplificador, se usa para medir la amplificación real del receptor en un momento dado. Esto es conocido como radiómetro.
Se amplifica la radiofrecuencia inducida en la antena por las ondas de radio entrantes; esta amplificación es muy elevada, sobre todo en la etapa de FI, y entonces es detectada por un diodo. La magnitud del voltaje final de la corriente continua o detectada o DC, a veces llamada el nivel de ruido, se relaciona directamente con la magnitud de las ondas de radio entrantes. Un voltímetro, la computadora con ADC (conversor analógico/digital) o un registrador gráfico pueden medir este voltaje. Debido a la naturaleza aleatoria de las ondas de radio, el nivel de ruido de DC fluctúa. Es por consiguiente la integración la que anula estas variaciones, permitiendo que cualquier señal de radioastronomía se destaque sobre este ruido. Si se amplifican estas fluctuaciones (básicamente la corriente alterna que se forma), y se alimenta un parlante, entonces estas se oirán como un siseo constante. Esto a veces se llama ruido blanco, o simplemente ruido.
Radiotelescopio de Arecibo, Puerto Rico. La antena parabólica mide 305 metros de diámetro.
La habilidad de cualquier telescopio de ver los detalles se llama su capacidad de resolución. Cuanto más grande el diámetro de la antena parabólica o más corta la longitud de onda, es mayor la resolución del radiotelescopio. Esto es el mismo para los telescopios ópticos. Los espejos y lentes (objetivos) más grandes en telescopios ópticos u observando en luz azul (que es una longitud de onda más corta que la luz roja) permite ver más detalles. Cuando las ondas de radio tienen longitudes de onda relativamente grandes, la resolución del radiotelescopio es pobre a menos que se usen antenas muy grandes o grandes parábolas. Un par de antenas separadas cierta distancia (un interferómetro) con las señales combinadas mejorará la resolución dado que ellos funcionan juntos como las extremidades de una antena muy grande. Con un sistema de antena tipo yagi con pocos metros de diámetro eficaz que opere a 1420 MHz, sólo puede resolverse una radiofuente ancha como puede ser la vía Láctea.
Dijimos entonces que cuanto más grande es el plato o parábola de la antena o cuanto mayor es la frecuencia que estamos recibiendo o lo que es lo mismo, cuanto menor es la longitud de onda que estamos recibiendo más resolución tiene nuestro equipo. Pero en realidad ¿Qué significa esto?
Supongamos que tenemos una fuente de radio de tipo estelar, o sea puntual, supongamos también que esta fuente puntual está ubicada exactamente en el eje de la parábola, en el centro. Nosotros recibiríamos entonces toda la potencia que nos está llegando desde la estrella, siempre de acuerdo al diámetro de la parábola. Entonces si giramos nuestra antena de manera que la radiofuente ya no coincida con su centro ¿Cuánto debemos girar nuestra antena para que ya no recibamos señal apreciable desde esta estrella o radiofuente? Esta es la resolución de nuestra antena. Cuanta más resolución tengamos menos tendremos que girar nuestra antena para perder la señal. A esto llamamos direccionalidad, o ángulo de radiación. Toda antena tiene un gráfico de tipo polar que nos indica la cantidad de energía que puede recibir de acuerdo al ángulo de incidencia sobre la antena.
Esta idea la sintetizaremos en la siguiente definición. El ángulo de recepción o resolución de nuestra antena nos permite averiguar a cuántos grados sexagesimales de desplazamiento sobre sus ejes (respecto de la dirección exacta de la radiofuente) sufre la señal una atenuación de 3dB, es decir que la potencia de la señal se reduce aproximadamente a la mitad.
Ahora supongamos que tenemos una antena parabólica con un diámetro D expresado en metros y que estamos recibiendo en una frecuencia dada expresada en GHz. Tendremos: grados = 0.707 / (GHz x D / 30)
Ejemplo: si tenemos una antena de 5 mt de diámetro y estamos recibiendo en 406 MHz. 0.707 / (0.406 x 5 / 30) = 10.4º
O sea que si estamos recibiendo una radiofuente en realidad no sabremos exactamente dentro de cierto ángulo, de donde proviene.
Ejemplo: tenemos la misma antena pero estamos trabajando a 12 GHz 0.707 / (12 x 5 / 30) = 0.058º
Evidentemente mucha mayor resolución. Si estuviéramos observando el sol sabríamos en qué punto de su superficie se origina la emisión, en el otro caso no (el sol subtiende aproximadamente 0.5º o sea 1 / 2 grado). Aumentó la frecuencia, aumentó la resolución, o sea, disminuyó el ángulo de recepción. Tenemos mayor definición.
Ahora aumentemos el diámetro de la antena a 30 mt (similares a los del IAR) y mantengamos la frecuencia en 406 MHz. 0.707 / (0.406 x 30 / 30) = 1.73º o sea que con respecto a la antena de 5 mt hemos ganado resolución.
Denominación Potencia Ascensión Recta Declinación Mhz.
Centro Galáctico 3.040 Jy 17hs 42' 42" -28º 55' 00" 400 MHz
Sol 750.000 Jy --- --- --- --- --- --- 600 MHz
Centauro A 11.000 Jy 13 hs 22' 24" -42º 41' 00" 402 MHz
Cygnus A 13.500 Jy 19 hs 57' 45" +40º 36' 00" 600 MHz
Casiopea A 36.000 Jy 23 hs 21' 10" +58º 33' 06" 178 MHz
Fornax A 2.120 Jy 03 hs 20' 00" -37º 00' 00" 30 MHz
El sol es el más poderoso emisor de ondas de radio. El sol está muy caliente y siempre emite ondas de radio de origen termal. Partículas cargadas originadas en los flares y alrededor de las manchas solares se mueven a velocidades relativistas a través del campo magnético solar y éstos producen ondas de radio de mucha energía por efecto sincrotrón, fácilmente detectables incluso con cielo nublado. La luna también emite ondas de radio de origen termal y los radiotelescopios pueden medir éstas para determinar la temperatura de su superficie. Júpiter emite ondas de radio de origen sincrotrónico debido a la interacción de partículas cargadas de los volcanes activos de Io que actúan recíprocamente con el fuerte campo magnético de Júpiter.
En la constelación de Cassiopeia, los restos de una supernova emite ondas de radio de sincrotrón (Cassiopeia A). En la constelación de Cygnus, una radiogalaxia emite también ondas de radio sincrotrónicas (Cygnus A). El gas de hidrógeno neutro (monoatómico) en nuestra propia galaxia también emite radioondas y éstas pueden medirse y han permitido determinar la estructura espiral de nuestra vía láctea, esto no es posible con telescopios ópticos.
Los radioaficionados también están interesados en las ondas de radio emitidas por el sol. Estas indican a su vez la cantidad de actividad solar y esto decide cuan lejos pueden transmitir alrededor del mundo, dado que la actividad solar afecta la ionosfera terrestre. El estado de la ionosfera de la tierra determina cómo se reflejarán las ondas de ciertas frecuencias y como viajarán alrededor de la tierra. Un sistema de radiotelescopio simple puede beneficiar a una estación de radioaficionado.
Existe la posibilidad de vida inteligente en otras partes del universo. Si estas civilizaciones desean hacer conocer su presencia, entonces pueden intentar comunicarse usando ciertas radiofrecuencias. Las ondas radiales son una forma sencilla de lograr esto. Los láseres serían ideales dado que ellos emiten luz en forma muy intensa y en forma muy direccional. Sin embargo, las frecuencias de radio más importantes están en una banda de 1400 a 1670 MHz. Esto es conocido como el agujero de agua dado que los átomos de hidrógeno emiten a 1420 MHz y las moléculas de oxidrilo alrededor de 1667 MHz. El agua es esencial para virtualmente todas formas conocidas de vida y se esta se hace de los átomos de hidrógeno y moléculas del oxidrilo. Por esta razón, algunos creen que la vida inteligente puede intentar transmitir mensajes de radio en estas frecuencias. Así una búsqueda de inteligencia extraterrestre (proyecto SETI) toma la forma de un sistema de radiotelescopio que examina frecuencias en la banda del agujero de agua y que busque algún tipo de mensaje encriptado o en código.
El proyecto SETI es un impresionante sistema que consiste en una antena parabólica gigante, un receptor de radio examinando y una computadora analizando. Los complejos programas de computadora ayudarían a analizar la gran cantidad de datos de radio. Actualmente está disponible vía cortesía de Internet y del Radio Telescopio de Arecibo un salva pantalla de computadora que le permite analizar datos reales del espacio estelar. En "Contacto", la película de Jodie Foster, hay un dato llamativo, los extraterrestres se contactaron con la tierra en la frecuencia del hidrógeno neutro o sus múltiplos (x 1420 MHz = 4.462 GHz).
Existen frecuencias de radio reservadas para uso exclusivo de radioastronomía. A nivel mundial, la radio astronomía tiene asignada oficialmente ciertas bandas útiles para la radio astronomía de aficionado: 13.36 - 13.41 MHz 25.55 - 25.67 MHz 37.50 - 38.25 MHz 73.0 - 74.6 MHz 79.25 - 80.25 MHz 150.05 - 153.0 MHz 322.0 - 328.6 MHz 406.1 - 410.0 MHz 608.0 - 614.0 MHz 1330.0 - 1400.0 MHz 1400.0 -1427.0 MHz 1610.6 - 1613.8 MHz 1660.0 - 1670.0 MHz 1718.8 - 1722.2 MHz 4990 -5000 MHz 10.6 - 10.7 MHz
Aquí están algunas sugerencias para frecuencias de radio:
0 a 30kHz (frecuencias muy bajas o VLF) para los estudios acerca de la ionosfera terrestre.
Alrededor de 21 MHz (Alta frecuencia o HF) para observar las emisiones de Io-Júpiter.
151 MHz (Frecuencia Muy Alta o VHF) para observar el Sol y la Vía Láctea.
406 MHz para observar el sol.
1400 a 1427 MHz para observar el hidrógeno neutro de la vía Láctea y SETI.
5 y 10 GHz para las ondas de radio termales del Sol, Luna y nebulosa de Orión.
Para observar fuentes más débiles como los restos de la supernova Cassiopeia A, Tauro A, las radiogalaxias Cygnus A y Hércules A, los pulsares y quasares, antenas parabólicas grandes o radiointerferómetros que trabajan a las frecuencias de 151, 406 o 1420 MHz son esenciales.
La frecuencia de emisión del hidrógeno neutro de nuestra galaxia de alrededor de 1420 MHz varía +/- 1 MHz debido al efecto Doppler. Esto es porque el gas de hidrógeno en algunas direcciones de nuestra galaxia pudiera estar alejándose o acercándose de nosotros. Puede estudiarse esta longitud de onda de radio y trazar un gráfico de la estructura de nuestra galaxia usando un ancho de banda estrecho.
Sería aconsejable empezar con un solo radiotelescopio con antenas de tipo yagi de múltiples elementos y entonces progresar a un interferómetro de radio (este requiere dos antenas). Al comienzo, es mejor no ser demasiado ambicioso si a uno le falta experiencia. Sólo grupos, sociedades y organizaciones más grandes normalmente tienen acceso a un terreno de dimensiones adecuadas para construir un radiointerferómetro grande. Es mejor empezar con un equipo en HF y VHF o sea por ejemplo de 21 MHz para observar Júpiter-Io o quizás uno de 151MHz para observar el sol y la vía láctea. Una herramienta excelente para radioastronomía sería una antena parabólica de 2 a 4 mt direccionable trabajando a 1420 MHz. Puede adaptarse una computadora para dirigir la antena, y monitorear y guardar los datos. Una antena satelital más pequeña sirve y puede usarse así también equipos de televisión comerciales para trabajar en las bandas 5 y 10 GHz.
El tema de la antena es importante. Para los estudios de la ionosfera en la banda de 30 kHz, una bobina de alambre grueso es adecuada. Para recibir Júpiter alrededor de 20 MHz, se requiere un dipolo de media onda. Para trabajos hasta 406 MHz, las antenas yagis de multielementos son mejores. Para trabajar en 610 MHz sería conveniente una antena parabólica de malla. Para tener una eficiencia del 50% o mejor se deberá usar diámetros de platos de por lo menos 10 veces la longitud de onda, el espacio entre alambres no debe ser mayor a la longitud de onda / 10, y las irregularidades en la superficie del plato no superarán en ningún caso la longitud de onda / 16. Para las frecuencias de más de 2 GHz, se recomienda platos sólidos.
El receptor del radiotelescopio tendrá un preamplificador de R.F. montado en la misma antena. Si fuera parabólica se montará en el foco un preamplificador de R.F. Por lo general se requiere un largo tramo de cable coaxial para llevar la señal al receptor propiamente dicho. Puede necesitarse un conversor de frecuencia para cambiar la frecuencia y adaptar la nueva frecuencia al receptor principal. La señal de radio debe pasar por un sistema de detección, un diodo, y esta señal DC debe ser amplificada e integrada para suavizar esta señal. Finalmente habrá un medidor de voltaje que mide la ADC y un conversor analógico-digital ADC conectado a una computadora o simplemente un registrador.
El ruido no deseado del preamplificador debe minimizarse, puesto que esto podría afectar el rendimiento total del sistema. Los preamplicadores deben montarse tan cerca de la antena como sea posible aunque esto no es tan crítico cerca de 21 MHz o por debajo de esta frecuencia. Los preamplificadores de bajo ruido deben tener un buen filtro para reducir la interferencia de radio no deseada, y deben tener una ganancia de aproximadamente 25 dB. El tramo de cable coaxial hasta la etapa del conversor de frecuencia debe tener menos de 25 metros aunque de nuevo esto es sólo muy importante sobre 20 MHz. El conversor de frecuencia necesitará una ganancia de alrededor de 10dB y un ancho de banda similar al ancho de banda de las etapas de FI, típicamente 2 MHz o menos.
El receptor de radio a partir de la frecuencia intermedia debería poder controlar la ganancia manualmente por lo menos 90dB y un ancho de banda igual o menor al ancho de banda operacional. Un filtro de cristal de banda estrecha puede hacer al receptor particularmente selectivo (evitando interferencia de frecuencia de radio no deseada) aunque los radioastrónomos tienden a preferir anchos de banda más grandes para aumentar al máximo la sensibilidad (la habilidad de ver radiofuentes débiles). Las variaciones de temperatura del ambiente pueden cambiar la ganancia del receptor de radio. Esto causa que los valores de DC señalen variaciones pequeñas que pueden ser atribuidas a la señal original de la radiofuente que estamos observando.
Todas las etapas desde la antena a la salida de DC deben estar correctamente adaptadas para conseguir el máximo poder de la señal de radio. Todas las pérdidas del sistema deben minimizarse, porque esto producirá un aumento en el nivel del ruido no deseado. Todas las impedancias del cable coaxial y entrada e impedancias del receptor, los filtros y conectores deben ser de 50 ohms.
Un aumento de 10 veces en la potencia de la radio es igual a una ganancia de 10 decibeles.
Un aumento de 100 veces es igual a 20 decibeles. 1000 veces es igual 30 decibeles.
Una reducción de 10 veces sería -10 decibeles y así sucesivamente.
El decibel se abrevia dB.
De hecho, el decibel mide una proporción:
Proporción en decibeles = 10 x log (el nuevo valor / valor anterior)
Cuando se relaciona potencia eléctrica al cuadrado de voltaje eléctrico, también puede mostrarse que:
Proporción en decibeles = 20 x log (nuevo voltaje / voltaje anterior)
Por ejemplo, un amplificador de voltaje que aumente el voltaje 10 a 100 tendría una ganancia de 20dB.
El nivel de ruido del preamplificador también se da en decibeles.
Nivel del ruido en decibeles = 10 x log [(Tn-290)/290]
donde Tn es la temperatura del ruido equivalente en Kelvin en el preamplificador.
Por ejemplo, un preamplificador con una temperatura de ruido equivalente de 50ºK tendrían una imagen de ruido de 0.7dB.
Aquí está algunas ideas para los proyectos. Ellos están en orden de dificultad creciente:
Uso de frecuencias 30 kHz VLF puede ser interesante. Poniendo a punto las estaciones terrestres conocidas en esta banda, uno puede escuchar una señal perfecta y como esta señal se va perdiendo durante las tormentas solares. Esto puede proporcionar información sobre cómo la actividad solar afecta la ionosfera de la tierra.
Varias estaciones operando a 151 MHz y simultáneamente observando emisiones de radio del sol durante las tormentas solares y flares podrían comparar sus observaciones. Esto proporcionaría una comprensión de la absorción y refracción de las ondas de radio de origen solar en la frecuencia de 151 MHz cuando ellas atraviesan la ionosfera de la tierra.
Observando constantemente a frecuencias diferentes, uno podría buscar aumentos repentinos de energía asociados con bursts de energía extragalácticos.
Un proyecto satisfactorio es detectar el signo más débil que su radiotelescopio podría descubrir. Éste sería su límite del plan teórico. Uno identificaría una fuente en el cielo con el poder de la radio al límite de la detección. Esto lleva a una comprensión completa de los aspectos prácticos (y limitaciones) de su sistema de radiotelescopio.
Observando la luna a 1420 MHz, uno podría deducir la temperatura justo por debajo de su superficie, y ver cómo varía con las fases de la luna.
Un sistema de radiotelescopio bien calibrado a 151 MHz podría ser usado para medir la intensidad de Cassiopeia A, los restos de la supernova, y ver si la fuerza de la fuente está variando y como, de uno a otro año.
Las siguientes son los tipos de cosas que usted necesitará para poder desarrollar una actividad en radioastronomía:
1) Conocimientos de física, matemática y electrónica en un nivel bastante elevado.
2) Un taller con variedad de herramientas, como ser soldadura, agujereadora, etc.
3) Un tester analógico/digital, una fuente DC regulada y estabilizada de diferentes tensiones y un amplificador de audio con parlante.
4) Una computadora con conversor analógico/digital (ADC) y software para graficar y analizar dichas señales.
5) Un lugar con antenas alejadas de artefactos eléctricos, computadoras y otras fuentes de interferencias.
6) Un receptor de HF y/o un receptor con scaner para VHF a UHF.
7) Preamplificadores, filtros y conversores de frecuencia, y cables coaxiales de varias longitudes.
8) Una fuente de ruido calibrada, atenuadores VHF y UHF y un detector de FI.
9) Un osciloscopio de 50 MHz, analizador de espectro y, en lo posible, un generador de radiofrecuencia.

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