AD Kmica

Uvod

Radijska astronomija je področje astronomije, ki se ukvarja z opazovanjem v radijskem delu elektromagnetnega spektra (svetlobe), za katerega so značilne dolge valovne dolžine, ki segajo od 1 mm pa vse do 100,000 km in dlje. Radijski spekter je po navadi naveden kar v frekvencah in je razdeljen na različna frekvenčna območja. Zveza za pretvorbo med valovno dolžino in frekvenco je preprosta:

(1)  

kjer je f frekvenca svetlobe (enota 1/s oziroma Hz), c hitrost svetlobe v vakuumu (3×10⁸ m/s), λ valovna dolžina svetlobe (enota m). V tem članku bo govora zgolj o Visokih frekvencah (High Frequency, HF), katerih razpon je med 3 – 30 MHz. To območje je rezervirano za amaterske in komercialne radijske komunikacije, [1]. Preden se spustimo v jedro tega članka, si poglejmo nekaj osnovnih lastnosti svetlobe. Prva je zagotovo ta, da je svetloba elektromagnetno (EM) valovanje, ki za svoje razširjanje ne potrebuje prenosnega medija, kot ga potrebuje na primer zvok. EM valovanje se v praksi pogosto razširja tudi skozi atmosfero, kjer prihaja do odboja, loma in tudi absorpcije. Ko po nekem vodniku (žici) spustimo električni tok, se v okolici tega vodnika ustvari EM polje, ki se širi stran od antene s hitrostjo svetlobe. EM valovanje sestavljata dve polji – električno (E) in magnetno (H). Električno polje je posledica potencialne razlike (napetosti) med dvema točkama, magnetno pa posledica gibanja nosilcev naboja (električnega toka). Ti polji sta med seboj vedno pravokotni, pravtako pa sta pravokotni na smer širjenja valovanja, glej sliko 1.

Jakost EM valovanja se zmanjšuje s kvadratom oddaljenosti od izvora. To pomeni, da bo jakost merjenega signala 2 km od izvora le še ¼ jakosti signala na razdalji 1 km od izvora. S preprosto zvezo bi jakost j zapisali kot:

(2)  

kjer je P moč izvora (enota W = J/s), r pa je oddaljenost od izvora (enota m). Kljub hitremu padanju jakosti z razdaljo pa to ne predstavlja velikega problema, saj so današnji radijski sprejemniki dovolj občutljivi, da zaznajo signale tudi z nekaj tisoč kilometrov oddaljenih radijskih oddajnikov. Da lahko signal sploh zaznamo pa potrebujemo kakovosten antenski sistem (antena in napajalni vod).

Antena je element, ki pretvarja električno moč iz oddajnika v EM valove in jih izseva v prostor. Velja pa tudi obratno – EM valovi, ki zadanejo anteno, povzročijo nihanje nosilcev naboja v anteni (kos žice), zaradi česar se pojavita električni tok in napetost, ki jo naš sprejemnik potem zazna. Da lahko antena svojo nalogo uspešno opravi, mora biti ravno prav dolga. Tedaj pravimo, da je antena resonančna. Tipične resonančne dolžine anten so celoštevilski večkratniki λ/4, kjer je λ valovna dolžina EM vala. Najbolj razširjen je polvalovni dipol, glej sliko 2. Že samo ime pove, da gre za dolžino polovice valovne dolžine, oziroma λ/2. Dolžino antene, ki bo resonančna pri neki poljubni frekvenci, izračunamo po tej enačbi:

(3)  

kjer je l dolžina antene v metrih, f frekvenca v enotah MHz, k pa je faktor vitkosti, ki se običajno giblje med 0.93 in 0.98 in je odvisen od razmerja med valovno dolžino in debelino vodnika (antene), [2].

Ko EM valovanje prečka anteno, se v anteni pojavita električni tok in napetost. Njuna razporeditev na polvalovnem dipolu ima obliko stoječega vala in je približno sinusoidna vzdolž dolžine dipola. Tok ima na koncih antene vozle ter hrbet (maksimalen tok) v sredini. Obratno pa velja za napetost. Ta je maksimalna na koncih dipola in minimalna v sredini. Ta razporeditev nam na osnovi Ohmovega zakona podaja informacijo o navidezni upornosti (impedanci) antene v vsaki točki dipola, [3]. Če je antena resonančna, pravimo, da je impedanca čisto ohmska oziroma realna. Če je antena predolga ali prekratka pa se pojavi še dodaten, imaginarni člen. Za resonančno anteno velja preprosta enačba za izračun impedance:

(4)  

kjer je Z impedanca, U električna napetost in I električni tok. V sredini dipola imamo majhno napetost in velik tok, zato je impedanca majhna. Pod pojmom impedanca antene razumemo impedanco v točki, kjer priključimo napajalni vod (točki napajanja na sliki 2). Za dipolne antene znaša impedanca med 50 in 80 Ω (Ohm), kar ustreza impedanci standardnih antenskih priključkov. Zakaj pa pravzaprav izberemo polvalovni dipol? Razlog je v preprostosti izdelave antene in v enostavni prilagoditvi na napajalni vod, [2].

Vrnimo se nazaj na sevanje antene. Vsaka praktična antena seva usmerjeno, to pomeni, da seva v eni smeri močneje, kot v ostalih. Kako izrazita je usmerjenost pa je odvisno od oblike antene. Karakteristiko sevanja antene podajamo s sevalnimi diagrami, ki so pogosto predstavljeni v polarnem koordinatnem sistemu. Tak sistem sestavlja mreža koncentričnih krogov in ravnih linij, ki se začenjajo v središču krogov. Linije določajo smeri sevanja, krogi pa predstavljajo intenziteto sevanja. V središču je intenziteta enaka 0. Iz sevalnega diagrama lahko določimo kot sevanja glavnega snopa antene, ki nam v grobem pove, kako antena “vidi”. Ta kot določimo tako, da poiščemo točki na obeh koncih glavnega snopa, kjer je intenziteta sevanja padla za 50%, oziroma za 3 dB. Kot med točkama je iskani kot, glej sliko 3. Antene imajo pogosto poleg glavnega snopa še stranske snope, ki so v našem primeru nezaželeni, saj gledajo v druge smeri in vnašajo neželene motnje. Želimo si torej čim bolj usmerjene antene, s čim manj izrazitimi stranskimi snopi, [2].

Kot vsaka praktična antena, tudi dipol ne seva na vse smeri enako. Način sevanja je odvisen od postavitve antene (horizontalno ali vertikalno) in od njene višine. Dobro je, da je dipol postavljen vsaj ½ valovne dolžine od tal, saj tla delujejo kot zrcalo in s tem popačijo sevalni diagram, glej sliko 4, [2].

Magnetna aktivnost Jupitra in Sonca

Radijsko emisijo z Jupitra sta leta 1959 po naključju odkrila B. Burke in K. Franklin z raziskovalnega inštituta Carnegie Institution v Washingtonu, DC. Preizkušala sta namreč novo vrsto antene, ki je bila narejena za delovanje pri 20 MHz. Ko sta bila antena in sprejemnik priklopljena sta pobirala tako želene, kot neželene radijske signale, ki so prihajali iz znanih izvorov. Po skrbnem procesu eliminacije pa so še vedno ostali neznani moteči signali brez posebnega vzorca. Opazovalca sta za naključnost motenj najprej sumila vžigalne svečke v avtomobilskem motorju. Opazila sta, da se motnje pojavljajo samo v določenem delu dneva, kar je sum avtomobila izključilo. Neznane motnje sta posnela in analizirala, a pametne razlage za njih nista našla, zato sta jih pripisala izven-zemeljskemu izvoru. Šele leta 1963 se je izkazalo, da je bil izvor teh motenj planet Jupiter. Ta ima svoje lastno magnetno polje, ki je posledica konvekcijskih tokov tekočega kovinskega vodika v zunanjem jedru planeta. Sklopitev tega in hitre rotacijske periode Jupitra (manj kot 10 ur) ustvari močan dinamo efekt, ki ima magnetno polje do 20,000-krat močnejše od zemeljskega, [1].

Radijske emisije z Jupitra prihajajo iz treh “nevihtnih” območij magnetnega polja, ki jih imenujemo A, B in C. Ta območja se vrtijo skupaj z Jupitrom, zato niso vedno v ugodni legi za opazovanje z Zemlje. Emisije lahko ustvarijo tudi nabiti delci s Sonca (Sončev veter), ko se ujamejo v Jupitrovo magnetosfero in se po spiralah gibajo vzdolž magnetnih silnic in pri tem sevajo radijske valove. Omeniti velja tudi Jupitrovo najbližjo luno Io, ki kroži okoli Jupitra na razdalji, globoko znotraj njegovega močnega magnetnega polja. Učinek krožeče lune Io po magnetnem polju proizvede električne tokove v velikosti nekaj milijard amperov, ki (kot smo videli v uvodu) povzročijo znatne radijske emisije skoncentrirane v obliko stožca, podobno kot svetlobni snop s svetilnika. Če je Zemlja na poti tega stožca, lahko radijsko emisijo zaznamo. Te emisije delimo na 2 vrsti. Prvi so L-izbruhi (dolgi, L = long), ki jih v radijskem sprejemniku slišimo, kot trkanje valov ob obalo. Drugi pa so S-izbruhi (kratki, S = short), ki zvenijo kot majhno kamenje, ki pada po strehi, glej sliko 5. Oboji vedno prihajajo skupaj z belim šumom, ki je posledica galaktičnega sevanja ozadja. Verjetnost za omenjeni emisiji pa se poveča, kadar luna Io prečka eno od nevihtnih območij. To ustvari nevihte znane pod imeni Io-A, Io-B in Io-C, ki so bolj intenzivne od neviht z ostalih območij. Pri opazovanju močnejših neviht, kot sta Io-B in Io-C pogosteje nastopijo S-izbruhi, pri vseh ostalih pa L-izbruhi, [1].

Poglejmo si še Sonce. Radijske emisije s Sonca so prvič opazili Britanci leta 1942, tekom 2. Svetovne vojne. Za namene odkrivanja sovražnih letal so potrebovali občutljive radarje, ki pa jih je pogosto motil močen neznani signal. Sprva so menili, da uporablja sovražnik neko napredno napravo za ustvarjanje radijskih motenj, ki bi naredile britanske radarje neuporabne. Po daljši preiskavi pod vodstvom J. S. Heya pa so prišli do zaključka, da je za omenjeno motnjo krivo Sonce. Astronomi, ki so takrat opazovali Sonce, so sporočili, da so se na Soncu v času sprejema neznane motnje, pojavile velike skupine Sončevih peg. To je ustvarilo povezavo med Sončevo aktivnostjo in radijskimi emisijami s Sonca, [1]. V nasprotju z Jupitrom, kjer lahko radijske emisije napovemo za daljše časovno obdobje z veliko mero gotovosti, je to pri Soncu dosti zahtevneje, saj je odvisno od njegove trenutne magnetne aktivnosti. Najmočnejši izvor radijske emisije s Sonca prihaja ravno s Sončevih peg, ki so številčnejše v času Sončevega maksimuma. Tu velja omeniti, da se magnetna aktivnost Sonca periodično ponavlja na približno 11 let. Magnetno polje Sonca je, podobno kot pri Jupitru, posledica dinamo efekta, pri katerem se kinetična energija v Soncu (konvekcijsko gibanje in diferencialna rotacija) pretvarja v električno in magnetno energijo. Magnetna polja ustvarijo tokovi ioniziranega plina v Sončevi notranjosti, [4]. Emisije s Sonca prihajajo iz različnih izvorov na Soncu in sevajo pri različnih frekvencah. Te delimo na, [1]:

• Tiho Sonce: Nizka aktivnost tekom Sončevega minimuma
• Tip 1: Nevihta sestavljena iz kratkih izbruhov, ki trajajo od 0.1 s do 15 s.
• Tip 2: Počasni izbruhi, ki jih ustvarijo udarni valovi zaradi močnih bliščev. Imajo ozkopasovno emisijo in počasi preminjajo frekvenco iz visoke v nizko, v roku nekaj minut.
• Tip 3: Hitri izbruhi so povezani z aktivnimi območji na površju Sonca (blišči in velike pege), imajo ozkopasovno emisijo in hitro spreminjajo frekvenco iz visoke v nizko, v roku nekaj sekund.
• Tip 4: Kontinuumska emisija, ki lahko traja nekaj ur in je povezana z močnimi blišči na Soncu. Ta doseže v zelo kratkem času po blišču svojo maksimalno vrednost, glej sliko 5.
• U-izbruhi: Lahko trajajo nekaj sekund, pri tem pa se jim frekvenca naglo spreminja. Po navadi jih povezujemo z aktivnimi območji na površju Sonca, podobno Tipu 3.

Gradnja radijskega teleskopa

V začetku leta 2018 sem se domislil projekta gradnje radijskega teleskopa (antene), s katerim bo mogoče opazovati radijske emisije okoli frekvence 20 MHz. To mi je junija 2018 uspelo pod okriljem Astronomskega društva Kmica. Projekt je bil dokončan ob pravem času, saj smo ga že mesec kasneje preizkusili z udeleženci tradicionalnega mladinskega astronomskega tabora Kmica v Gornjih Petrovcih v Prekmurju, in je obsegal izdelavo dipolne antene ter nosilnega ogrodja zanjo, nakupa priključnih komponent in radijskega sprejemnika ter test delovanja antene z ustrezno računalniško programsko opremo.

Za opazovanje radijskih emisij z Jupitra in Sonca lahko uporabimo preprosto dipolno anteno in ustrezen radijski sprejemnik. Poleg tega potrebujemo tudi dovolj veliko ravno površino, na katero bomo anteno postavili. Ker je antena občutljiva na kakršnekoli elektromagnetne motnje iz okolice, je priporočljivo, da jo postavimo na bolj oddaljeno lokacijo, stran od motečih izvorov. Na spodnjih slikah 6 in 7 sta prikazana načrta (stranski pogled in pogled od zgoraj) antene za 20.1 MHz, [6].

Začnimo najprej z anteno. Za opazovanje pri frekvenci 20.1 MHz, je za večjo občutljivost priporočljivo postaviti 2 paralelni dipolni anteni, ki sta na razmaku 7.6 m (glej sliko 7). Izračunajmo dolžino žic, ki jih bomo sestavili v dipolno anteno. Frekvenca pri kateri bi radi opazovali znaša f = 20.1 MHz. Tej frekvenci ustreza valovna dolžina λ = 14.925 m (glej enačbo 1). Spomnimo se enačbe (3), ki nam pove ustrezno dolžino dipolne antene pri neki frekvenci. Za faktor vitkosti kvzamemo 0.95. To nam da praktično dolžino ene dipolne antene l = 7.09 m. Iz te antene naredimo 2 kraka, ki sta dolga po 3.51 m, vmes pa damo izolator debeline približno 7 cm (2×3.51 m + 0.07 m = 7.09 m), glej sliko 7.

Konca antene sta v točkah A in B vpeta na izolatorje, razdalja med A in B pa mora biti 7.09 m. Postopek ponovimo tudi za drugi dipol. Naslednji korak je priključitev koaksialnih kablov (coax). Njihov namen je prenos signala od antene do sprejemnika z zelo majhnimi izgubami. Koaksialni kabel je sestavljen iz centralne žile, ki je obdana z dielektričnim izolatorjem, nanj pa je navita bakrena mreža (oklop). Ker kabel ni idealni prevodnik, je hitrost pri kateri se signal propagira vzdolž žice odvisna od vrste dielektričnega izolatorja v kablu. Pri izračunu dolžine koaksialnega kabla moramo zato idealno dolžino kabla (λ/2) pomnožiti s hitrostnim faktorjem V_f = 0.66. Tako dobimo ustrezno dolžino, ki znaša v našem primeru l = 4.94 m (glej sliko 7). En konec koaksialnega kabla odpremo, odstranimo izolator ter ločimo žilo in mrežo. Žilo povežemo na konec prvega kraka dipolne antene (od B do osrednjega izolatorja), mrežo pa razpremo ter jo spletemo v ravno kito in jo povežemo na konec drugega kraka dipolne antene (od osrednjega izolatorja do A). Na preostali konec koaksialnega kabla montiramo F konektor, ki ga potem priklopimo na delilnik moči. Enako naredimo še za drugo dipolno anteno. Na delilnik moči na izhod preko F konektorja priključimo še en koaksialni kabel dolžine 9.85 m (λ×0.66). Ta nam pelje vsoto signalov iz obeh anten na sprejemnik.

Za izdelavo antene sem uporabil izolirani enožilni vodnik debeline AWG 16 (1.2908 mm), za prenos signala od antene do sprejemnika pa koaksialni kabel RG-59, s karakteristično impedanco 75 Ω. Na konec koaksialnega kabla, kjer pride do spoja z dipolno anteno, sem namestil tudi feritno jedro, ki skrbi za omejitev električnega toka po zunanji površini mreže koaksialnega kabla. To omogoča optimalnejši sprejem saj se s feritnim jedrom izboljša sevalni vzorec antene, [6]. Sam antenski sistem je potrebno tudi dvigniti na določeno višino in ga pravilno usmeriti. Kot je bilo omenjeno v uvodu, je priporočljivo, da je višina vsaj λ/2. Ker je to v našem primeru previsoko (7.5 m), se omejimo na višino λ/4 (3.8 m). Za postavitev enega dipola potrebujemo 2 palici, na katerih konca vpnemo dipolno anteno. V dno posamezne palice privijemo dolg kovinski vijak in palico postavimo vertikalno tako, da kovinske vijake zapičimo v zemljo. Palice dodatno fiksiramo z vrvmi in klini na podoben način, kot pri postavljanju šotora. Enako naredimo še za drugi dipol.

Jupiter in Sonce sta na nebu najvišje, ko prečkata jug, zato je potrebno anteno postaviti v smeri vzhod-zahod (E-W). Sevalni diagram take antene ima tedaj glavni snop v smeri juga. Pri postavitvi anten je ključno, da sta ti enako usmerjeni (če je žila koaksialnega kabla povezana na krak prve antene v smeri B – izolator, potem mora enako veljati za drugo anteno, to je v smeri B’ – izolator, glej sliko 7), sicer prideta signala v delilniku moči v protifazo, kar pomeni, da na sprejemniku ne zaznamo nič.

Pa smo pri zadnjemu a hkrati nič manj pomembnemu delu antenskega sistema, to je radijski sprejemnik. Za sprejem radijskih signalov pri 20.1 MHz sem uporabil RTL-SDR (RTL2832U) Dongle, ki deluje v frekvenčnem območju med 500 kHz in 1.75 GHz. Gre za programsko definiran radio (Software Defined Radio), ki ima na mesto strojne opreme, kot so modulatorji, demodulatorji, tunerji, navedene komponente že programsko implementirane. To mu omogoča dokaj preprosto procesiranje signalov, poleg tega pa je tak sprejemnik tudi cenovno zelo ugoden. RTL-SDR se poleg radijske astronomije uporablja tudi za dekodiranje kratkih letalskih sporočil (ACARS), sprejem signalov z meteoroloških vremenskih balonov, gledanje analogne TV, poslušanje komercialnih radijskih postaj, itd.. RTL-SDR ima vhodno impedanco 75 Ω na širokem frekvenčnem območju, maksimalno vzorčno frekvenco (sample rate) 2.4 MS/s (mega samples per second) ter pasovno širino 3.2 MHz. Analogno-digitalni pretvornik ima resolucijo 8 bitov. Kaj vse še ponuja ta sprejemnik? Uporablja natančen (<1 PPM) temperaturno kompenziran oscilator (TXCO); vhod v sprejemnik je preko SMA-F konektorja; omogoča direktno vzorčenje za frekvence pod 24 MHz; ima aluminijasto ohišje in pasivno hlajenje preko silikonske termične podloge, [7].

Sprejeti signal lahko slišimo in vizualiziramo s preprostim brezplačnim programom SDR#, ki je napisan za operacijski sistem Windows (7 in novejše različice), [8]. Program omogoča pregled moči signala v odvisnosti od frekvence ter radiofrekvenčni “vodni slap” (RF Waterfall), ki prikazuje jakost črte pri neki frekvenci, v odvisnosti od časa. Za opazovanje Jupitra sem snemal v načinu RAW IQ signal, brez avtomatske kontrole dobitka (AGC). Postavil sem se na frekvenco 20.1 MHz ter vsakič naredil 2-minutni zvočni posnetek. Hkrati sem snemal tudi celoten spekter okoli te frekvence, saj se lahko signali z Jupitra pojavijo tudi pri višjih in nižjih frekvencah.

Test radijskega teleskopa in prvi rezultati

Delovanje radijskega teleskopa sem prvič preizkusil na domačem travniku, prve meritve pa smo z njim opravili na astronomskem taboru Kmica v Gornjih Petrovcih. Ker je zahtevala postavitev dovolj veliko travnato površino (vsaj 8 m × 11 m) stran od izvorov radijskih motenj, smo se s šole, kjer smo bivali, preselilli nekoliko stran, na domačijo g. Johanna Laca, ravnatelja OŠ Gornji Petrovci. Na spodnji sliki 8 je prikazan radijski teleskop in njegove komponente. Opazovanje radijske emisije z Jupitra zahteva ugodno lego lune Io glede na njegovo magnetno polje, hkrati pa mora biti Jupiter dovolj visoko nad obzorjem nočnega neba (podnevi Jupitra ne moremo opazovati zaradi radijskih motenj s Sonca). Za pripravo na opazovanje smo uporabili pripraven brezplačni računalniški program Radio-Jupiter Pro 3, [9]. Ta omogoča napoved lege Jupitra in njegove lune Io, primerne ure za opazovanje določenih neviht, vidljivost Jupitra za naslednja leta, pogled smeri glavnega snopa antene, itd., glej sliko 9.

Radijski teleskop smo na taboru preizkusili v dveh nočeh. Prvi dan (2.7.2018) nam je nekoliko zagodlo vreme, a smo vseeno uspeli poslušati AM (amplitudna modulacija) radijske postaje v bližini 20 MHz. Neviht tisti dan nismo zaznali, smo pa posneli šum kozmičnega ozadja. To smo naredili tako, da smo se pomaknili na ozadje signala, kjer ni bilo prisotnih radijskih postaj ter naredili minutni zvočni posnetek. Ta šum lahko slišite tudi z običajnim radiem, ko se pomaknete na “prazno” območje med dve radijski postaji. Uspešnejše je bilo drugo opazovanje (4.7.2018), ko smo uspeli detektirati nekaj motenj, ki so spominjale na radijske emisije z Jupitra. Tega sicer ne moremo potrditi z gotovostjo, saj bi za to potrebovali precej več opazovanj in izkušenj pri prepoznavanju določenih neviht. Detektirane emisije so se pojavile med 22h – 23h po lokalnem času, ko je bila povečana aktivnost neviht A in C, glej sliko 9d. Emisije 4.7.2018 so vidne tako na radiofrekvenčnemu “vodnemu slapu” (glej sliko 10a), kot tudi na grafu amplitude signala v odvisnosti od časa (pridobljeno iz zvočnega posnetka), glej sliko 10b. Navpične ostre črte v RF “vodnemu slapu” predstavljajo različne AM radijske postaje, ki imajo fiksno frekvenco, glej sliko 10a. S črtkano rdečo črto je označeno eno od zanimivih območij, kjer se pojavi neznana emisija. Vidimo lahko, da se ob istem času pojavi vodoravna razmazanost po širokem delu spektra. Ta je omejen na frekvenčno območje od 19.2 MHz do 21.2 MHz. Slika 10b prikazuje časovno odvisnost amplitude signala zajetega zvočnega posnetka neznane emisije, pri frekvenci 19.935 MHz. Vidimo lahko, da se na kratkih časovnih skalah (~ sekunda) pojavljajo nenadne spremembe v amplitudi izmerjenega signala (nekaj 10%). Zvočni posnetek tega spominja na S-izbruhe (kratki, S = short), ki zvenijo kot majhno kamenje, ki pada po strehi. Kako vemo, da ne gre tukaj zgolj za šum ozadja? Amplitudna nihanja so za šum na precej manjši skali (< 10%).

Za bolj izčrpno analizo bomo morali opraviti več kot le 2 opazovanji. Idealno obdobje za naslednje opazovanje Jupitra bo konec pomladi 2019. Naj za konec omenim še Sonce. Opazovanja emisij z njega so trenutno skoraj nemogoča. Sonce namreč leze proti globokemu minimumu magnetne aktivnosti, kar se kaže na zmanjšanemu številu aktivnih območij na Soncu (pege, blišči, izbruhi). Žal bomo morali na opazovanje počakati nekaj let, da se aktivnost poveča. Morda pa bomo imeli srečo in se bodo Sončeve pege pokazale prej, kot pričakujemo. Pustimo se presenetiti!

Zahvala

Za logistično in finančno pomoč pri izvedbi projekta se zahvaljujem predsedniku Astronomskega društva Kmica, doc. dr. Mitji Slavincu ter Zvezi za tehnično kulturo Slovenije (Regionalni center v Murski Soboti). Zahvala gre tudi mojemu očetu za pomoč pri načrtovanju nosilne konstrukcije antene ter ravnatelju OŠ Gornji Petrovci, gospodu Johannu Lacu, ki nam je v času astronomskega tabora Kmica nudil domačo travniško parcelo, kamor smo anteno postavili.

Viri

[1] Steven Arnold (2014). Getting Started in Radio Astronomy, Beginner Projects for the Amateur, Springer, New York.
[2] Grabenšek, D, Kulauzović, B, Souvent, A, Vraničar, J. (2004). Priročnik za radioamaterje, Zveza radioamaterjev Slovenije, Ljubljana.
[3] Dipolna antena, dostopno na: https://en.wikipedia.org/wiki/Dipole_antenna (5.11.2018)
[4] Sončev dinamo, dostopno na: https://solarscience.msfc.nasa.gov/dynamo.shtml (5.11.2018)
[5] RadioJove, dostopno na: https://radiojove.gsfc.nasa.gov/observing/sample_data.htm (5.11.2018)
[6] Radio JOVE Project Team (1999). Radio JOVE RJ1.1 Antenna Kit and Manual, The Radio JOVE Project, NASA.
[7] RTL-SDR, dostopno na: https://www.rtl-sdr.com/about-rtl-sdr/ (5.11.2018)
[8] SDR#, dostopno na: https://airspy.com/download/ (5.11.2018)
[9] Radio-Jupiter Pro 3, dostopno na: http://www.radiosky.com/rjpro3ishere.html (5.11.2018)

Avtor: Rok Vogrinčič