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DG2NEU 2016 Basics. DG2NEU 2016 Location Wie können geneigte Amateurastronomen ihre Sonnen- beobachtungen auf andere Spektralbereiche ausdehnen? Welche.

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1 DG2NEU 2016 Basics

2 DG2NEU 2016 Location Wie können geneigte Amateurastronomen ihre Sonnen- beobachtungen auf andere Spektralbereiche ausdehnen? Welche technischen Hilfsmittel stehen dafür kostengünstig zur Verfügung? Wie groß ist der Aufwand an Material und Zeit? Welchen Nutzen bringt dieses Experiment? Eine Aufforderung zur Nachahmung von Thomas Freina, DG2NEU

3 DG2NEU 2016 Location Für die Experimente steht am Locator 50° 00´ Nord, 12° 05´Ost eine selbstgebaute Versuchsfunkanlage zur Verfügung eine selbstgebaute Versuchsfunkanlage zur Verfügung

4  1. Motivation  2. Eigenschaften der Sonne  3. TV SAT-System  4. Messtechnik  5. Rechentabelle  6. Fazit DG2NEU 2016 Inhalt

5 Mit Hilfe von preiswert verfügbaren Komponenten aus der TV Satelliten Technik (Elektronik-Markt) ist es heute möglich ohne großen technischen Aufwand grundlegende Experimente aus der Frühzeit der Radioastronomie erfolgreich nach zu vollziehen. Besonders spannend ist die Tatsache, dass man mit ein wenig formaler Hilfe eine Art Fiebermessung an der Sonne durchführen kann ohne dem Patienten, der heißer glüht als alle Öfen dieser Erde, zu Nahe zu kommen. Die Diagnose erfolgt dabei über die unglaubliche Entfernung von 150 Millionen Kilometer. Das im Folgenden beschriebene TV SAT Empfangs-System, auf dem das Experiment aufbaut, ist jederzeit für ähnliche Versuche erweiterbar. Mit einem größeren Reflektor kann zum Beispiel die Oberflächentemperatur des Mondes ermittelt werden. DG2NEU 2016 Motivation

6 Sun on February 18, Taken with Canon 60d, Coronado PST, 20mm eyepiece, Vixen Polarie, 1/8 second, iso 400, HDR wavelets in Pixinsight and sharpening in GIMP. Quelle: Wikipedia Die sichtbare Sonnenoberfläche ist von einer 2000 – 3000 Km dicken, rötlich leuchtenden Schicht, der Chromosphäre, umgeben. Deren Physik ist sehr komplex, aber relativ gut verstanden. Dadurch konnten der Chromosphäre auch Temperaturen zugeordnet werden deren Profil im Folgenden bei der Ableitung einer Quellen- Temperatur zu Grunde gelegt wird. DG2NEU 2016 Basics

7  Energiequelle: Kernfusion  Brennstoff: Wasserstoff DG2NEU 2016 Basics

8  Energiequelle: Kernfusion  Brennstoff: Wasserstoff DG2NEU 2016 Basics

9  Energiequelle: Kernfusion  Brennstoff: Wasserstoff  Spektral Typ: G2V  Alter: Jahre  Lebensdauer: Jahre  Photosphäre: λ ~ nm Kelvin  Chromosphäre: λ ~ 30 – 3 cm – K  Corona: K  die stärkste Radioquelle am Himmel DG2NEU 2016 Basics

10 Quelle: New Jersey Institut of Technologie Beziehung der Radiofrequenz in der solaren Atmosphäre zum Abstand von der Sonnenoberfläche Quelle: New Jersey Institut of Technologie

11 Verteilung solarer Strahlungsflüsse im elektromagnetischen Spektrum Quelle: New Jersey Institut of Technologie 0,03 m ~ 10 GHz 3XX SFU DG2NEU 2016 Basics

12 Quelle: H. Zirin and R.D. Dietz, Structure of the solar Chromosphere 2. April 1963 Die solare Radiostrahlung bei 3 cm Wellenlänge enthält sowohl die Strahlungs- beiträge der ruhigen Sonne sowie die langsam variablen Anteile. Bei stärkerer Sonnenaktivität enthält die Radiostrahlung zusätzlich die Anteile der schnell veränderlichen Radio Bursts. Für das vorliegende Experiment erscheint eine Beobachtung zu Zeiten geringer Sonnen-Aktivität deshalb sehr ratsam.

13 Temperierte Körper senden elektromagnetische Strahlung aus. Diese Radio- strahlung lässt sich mit einfachsten Mitteln empfangen und verarbeiten. Ein herkömmliches SAT-TV System arbeitet zum Beispiel auf einem Empfangs- Frequenzband zwischen 10,7 GHz und 12,7 GHz im so genannten X-Band mit Wellenlängen zwischen 2,8 cm und 2,3 cm. Radiostrahlung mit diesen Wellenlängen entsteht zum Beispiel auch in der Atmosphäre der Sonne. Die Physik dazu ist grundlegend verstanden. Sind die technischen Parameter eines Empfangssystems bekannt, kann im Rahmen der Messgenauigkeit die Temperatur der Quellschicht dieser Strahlung in der Sonnenatmosphäre abgeleitet werden. Der Aufbau des Empfangssytems sowie die Herleitung der Temperatur werden im Folgenden beschrieben. DG2NEU 2016 Basics

14 DG2NEU 2016 SAT-System

15  Standard Empfangssystem für Satelliten TV  45 cm Offset Parabolspiegel  TV LNB mit geringem Eigenrauschen  TV SAT-Kabel mit F-Steckverbindern  Bias-T zum auskoppeln der Signalspannung  Gleichspannungsversorgung LNB, 12 – 18 Volt  DVB Empfänger als USB Stick, NOXON, GiXa  Notebook, WIN XP oder WIN 7  HDSDR Softwarepaket zur Auswertung DG2NEU 2016 SAT-System

16 oder

17 DG2NEU 2016 SAT-System SAT-System 40 cm Dish SAT-LNB 0,3 dB NF BIAS-T Power-Supply 14V DC DVB-T Stick Notebook HDSDR

18 DG2NEU 2016 Messtechnik

19 Cold sky RA: 09:00 DEC: 34:00 Sonne RA: 12:00 DEC: 43:00 Quelle: Freeware Radio Eyes Helligkeits- Temperatur- verteilung

20 HDSDR starten  Einen freien Kanal suchen  Automatische Verstärkungsregelung ausschalten  RF Verstärkung auf 30 dB fixieren  Antenne auf kalte Himmelsregion richten  Den angezeigten Wert (dB) des Rauschteppichs notieren  Antenne auf die Sonne richten  Den angezeigten Wert (dB) des Signalmaximums notieren DG2NEU 2016 Messtechnik

21 Rauschteppich Empfangsfrequenz Verstärkungregler

22  den Betrag der Signalzunahme in die Rechentabelle eintragen  die physikalischen Werte für den Reflektor, das Empfangssystem,  die Empfangsfrequenz, die Güte des LNB´s und die geschätzten Verluste  ebenfalls in die Rechentabelle eintragen  den tagesaktuellen SFU Wert für 10,4 GHz im Internet recherchieren und in die Rechentabelle eintragen  jetzt zeigt das Rechentabelle eine Temperatur an, die in etwa der Temperatur in der Chromosphäre entspricht.  dieser Wert sollte dem Wert nahekommen welcher mittels der SFU Daten berechnet wurde.  diese Temperaturwerte sollten ungefähr bei Kelvin liegen DG2NEU 2016 Messtechnik

23  Aktueller Solar Flux für diverse Frequenzen:  DG2NEU 2016 Links SFU Werte tagesaktuell

24  Es muss sichergestellt sein, dass der eingesetzte SDR auch wirklich den Frequenzbereich zwischen 950 MHz und 1700 MHz abdeckt.  In diesem Bereich muss nach einem freien, nicht durch einen Sender belegten Empfangsfrequenzbereich gesucht werden  Das S-Meter von HDSDR nach Anleitung kalibrieren  Das Experiment möglichst um die Mittagszeit durchführen, weil dann der Strahlengang durch die Erdatmosphäre am kürzesten ist  Um Kabelverluste zu vermeiden kann ein Line- Verstärker zwischen den LNB und den SDR eingefügt werden DG2NEU 2016 Messtechnik

25 DG2NEU 2016 Calculation

26

27 Das Rechenblatt ist im Internet unter: zu finden.

28 DG2NEU 2016 Fazit Das Projekt soll zur Nachahmung anregen! So können beispielsweise Interessierte an Schulen oder Volkssternwarten das Spektrum ihrer Leidenschaft im wahrsten Sinne des Wortes auf die Radiowellen ausdehnen. Mit Spannung sind neue Ideen und weitere Initiativen zum Thema zu erwarten. Die eigene Neugier sollte dabei nicht vor dem nötigen physikalischen und technischen Verständnis kapitulieren. Um eine klare Sicht auf das Thema Radioastronomie zu erhalten ist eine portionsweise Einarbeitung in überschaubaren Häppchen sicher der beste Weg. Trotz vieler Stunden intensiven Studiums die nötig waren um das hier vorgestellte Thema für diese Präsentation aufzubereiten macht es immer wieder sehr viel Spaß einem interessierten Publikum die Wege welche von den Pionieren der Radioastronomie begangen wurden näherzubringen. Versuchen Sie es einfach selbst einmal.

29  HDSDR:  ExIO:  Aktueller Solar Flux für diverse Frequenzen:    https://web.njit.edu/~gary/728/Lecture10.html https://web.njit.edu/~gary/728/Lecture10.html DG2NEU 2016 Links

30 Thomas Freina DG2NEUMarktredwitzwww.dg2neu.de DG2NEU 2016 bey bey

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32 DG2NEU 2016 SAT-System SAT-System 40 cm Dish SAT-LNB 0,1 dB NF BIAS-T Power-Supply 14V DC Funcube Dongle Notebook SpectraVue

33 Quelle: New Jersey Institut of Technologie

34 " Sun Atmosphere Temperature and Density SkyLab " by John A. Eddy - Licensed under Public Domain via Commons. Eine genaue Vermessung des Temperaturprofils der Sonnenatmosphäre während einer Skylabmission 1979 zeigt die während einer Skylabmission 1979 zeigt die Temperaturverteilung in den Atmosphären- schichten oberhalb der Photospäre. Auf Grund der jeweils vorherrschenden Elektronendichten und der Anregungs- zustände des Plasmas ist eine Zuordnung der ausgesendeten elektromagnetischen Strahlung zu bestimmten Wellenlängen möglich. Der obere Teil der Chromosphäre am Übergang zur Sonnenkorona stellt eine sehr schmale Übergangsschicht mit einem sehr steilen Temperaturgradienten dar.

35 Level of Origin Freq (MHz) Wavelength Lower Corona cm Upper Chromosphere cm 49.2 cm 21.2 cm Middle Chromosphere cm 6.0 cm Lower Chromosphere cm 1.9 cm Auf Grund der zur Photosphäre hin zunehmenden Elektronendichte erscheint die Sonnenatmosphäre nach innen zunehmend undurchdringlicher für energiearme, langwellige Strahlungsanteile. Bis schließlich an der Grenze der Photosphäre auch kein sichtbares Licht mehr aus dem Inneren austreten kann. DG2NEU 2016 Basics Quelle: Owen Duffy, owenduffy.net

36 DG2NEU 2016 Location Thomas Freina: Inhaber eines kleinen IT-Unternehmens in Marktredwitz im Fichtelgebirge Inhaber eines kleinen IT-Unternehmens in Marktredwitz im Fichtelgebirge seit den Kindertagen interessiert an Naturwissenschaft seit den Kindertagen interessiert an Naturwissenschaft Ausbildung in Nachrichtentechnik, Schwerpunkt EloKa Amateurfunkprüfung abgelegt 1983 um im bayerischen Grenzland eine Experimentalfunkanlage betreiben zu dürfen Amateurfunkprüfung abgelegt 1983 um im bayerischen Grenzland eine Experimentalfunkanlage betreiben zu dürfen Rufzeichen DG2NEU Experimentalsysteme für den Empfang der Wasserstofflinie bei 1420 MHz, zur Sonnenbobachtung im VHF und UHF Bereich sowie bei 11 GHz, Empfangssystem zur Mondbeobachtung, Sensoren für Nah- und Fernbeben Experimentalsysteme für den Empfang der Wasserstofflinie bei 1420 MHz, zur Sonnenbobachtung im VHF und UHF Bereich sowie bei 11 GHz, Empfangssystem zur Mondbeobachtung, Sensoren für Nah- und Fernbeben


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