Osnovni podaci o radio teleskopu:

Promjer: 3 m
Frekvencija: 1420 MHz
Vidno polje: 4.9 stupnjeva
Pojačanje paraboličnog reflektora: 32dB
f broj: 0.4

Radio valovi reflektirani od paraboličnog reflektora dolaze u rog antenu i LNA (pojačalo niske razine šuma) koji se nalaze u primarnom fokusu paraboličnog reflektora. U rog anteni se radio valovi tada pretvaraju u električni signal, šalju se u SDR prijemnik (Software Defined Radio), obrađuju putem Fourierove analize da bismo dobili intenzitet zračenja po frekvenciji te se zatim bilježe.

Ciljevi:

Cilj izrade radioteleskopa je promatranje zračenja na frekvenciji od 1420MHz, valne duljine 21 cm koja se još naziva vodikovom linijom. Zračenje na toj frekvenciji nastaje u oblacima međuzvjezdanog plina kada elektron u neutralnom atomu vodika promjeni spin. Elektron u stanju spin gore ima veću energiju od elektrona u stanju spin dolje, te se pri tom prijelazu emitira foton čija energija odgovara razlici energije ta dva stanja (hiperfina struktura), po relaciji \(E=h \nu\) gdje je $E$ energija, $h$ Planckova konstanta i $\nu$ je frekvencija zračenja.

Točna frekvencija zračenja iznosi 1420.406 MHz no ukoliko zračenje dolazi iz sustava koji se giba u odnosu na promatrača, tada će doći do promjene frekvencije opaženog zračenja. Prema plavom djelu spektra ako se izvor giba prema promatraču, ili prema crvenom djelu spektra ako se izvor udaljava od promatrača. Tu pojavu zovemo Relativistički Doplerov efekt. Zračenje koje detektiramo dolazi iz naše galaksije, koja također rotira. Različiti djelovi galaksije se gibaju različitim brzinama u odnosu na nas i mjerenjem Doplerovog pomaka tog zračenja možemo izračunati brzinu vrtnje galaksije.

Prema sadašnjem modelu, brzina rotacije materije u galaksiji bi trebala opadati sa udaljenošću (linija A). Međutim mjerenja (linija B) pokazuju da brzina rotacije ostaje približno konstantna nakon određene udaljenosti. Možemo zaključiti da u galaksiji nedostaje mase za toliku brzinu rotacije. Tamna materija (tvar) je uvedena da bi se objasnile izmjerene vrijednosti. Ona ima masu, ali je nevidljiva i ne međudjeluje sa običnom materijom pa ju ni ne možemo detektirati. Do sada nije poznato od kakvih čestica bi se tamna materija trebala sastojati.

Krajnji cilj izrade radio teleskopa je detekcija tamne materije u našoj galaksiji.

Prikupljanje podataka:

Kao radio prijemnik koristiti će se RTL SDR prijemnik:

RTL-SDR prijemnik je jeftini USB prijemnik koji se koristio kao DVB-T TV prijemnik. Nakon što se otkrilo da je moguće doći do neobrađenih podataka sa RTL2832U čipa prerađen je u radio prijemnik koji može primati frekvencije od 500kHz do 1.75GHz (ovisno o modelu).

Za samo prikupljanje podataka se koristi rtl-sdr.h library pomoću koje je moguće dohvatiti i spremiti proizvoljan broj "sampleova". Njih se kasnije obrađuje Fourierovom analizom. Koristi se fftw-3 library. Kao rezultat dobijemo amplitudu u ovisnosti o frekvenciji. Kvadriranjem te amplitude dobijemo intenzitet u ovisnosti o frekvenciji.

U budućnosti se planira izgraditi heterodinski prijemnik koji bi pretvarao frekvenciju od 1.42GHz u nižu, npr na 144MHz pomoću mješala frekvencija, te "square law" detektor, s kojim je moguće izmjeriti intenzitet određene frekvencije.

Feedhorn (rog antena):

Feedhorn ili rog antena je važan dio radioteleskopa jer on skuplja radio valove reflektirane sa paraboličnog reflektora i usmjerava ih u kratki valovod u kojem je smještena sama antena (monopolna antena, 1/4 valne duljine u vakuumu).

Feedhorn se odabire ovisno o F broju paraboličnog reflektora, tj o omjeru $f/D$ gdje je $f$ žarišna duljina paraboličnog reflektora, a $D$ je promjer paraboličnog reflektora. SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence - potraga za izvanzemaljskom inteligencijom) na svojim web stranicama imaju plan za feedhorn koji odgovara paraboličnom reflektoru za F=0.4.

Dizajniranje feedhorna za specifični F broj nije jednostavno. Feedhorn je u biti valovod. Potrebno je simulirati širenje vala u valovodu; ako je promjer valovoda prevelik tada će dolaziti do pojave viših modova titranja električnih i magnetskih polja unutar valovoda. Ako je premali, neće biti moguća propagacija radio valova željene frekvencije. Uz to, valna duljina valova u valovodu se razlikuje od valne duljine valova iste frekvencije u vakuumu, što se mora uzeti u obzir kod računanja dimenzija feedhorna. To će sve imati utjecaja na efikasnost feedhorna te na snagu primljenog zračenja, stoga je za početnike najbolje izabrati neki od provjerenih dizajna feedhorna. Za male F brojeve je to SETI-jev feedhorn (tablica za izračun), a za veće F brojeve (0.5-0.7) je to W2IMU feedhorn. W2IMU feedhorn je specifičan jer u prvom dijelu feedhorna dopušta propagaciju putem TE i TM modova.

Izvor: https://resources.system-analysis.cadence.com/blog/msa2021-understanding-modal-propagation-in-rectangular-waveguides

U valovodu nije moguća propagacija elektromagnetskog vala kao u vakuumu, gdje su električno i magnetsko polje okomiti na smjer širenja vala i u fazi (TEM mod). Tu postoje samo TE i TM modovi - TE označava mod propagacije gdje je električno polje okomito na smjer širenja, a TM je mod propagacije gdje je magnetsko polje okomito na smjer širenja. U TE i TM modovima postoji ili električno ili magnetsko polje koje ima smjer u smjeru širenja vala.

Izvor: https://en.wikipedia.org/wiki/User:Spinningspark
Ovisno o dimenziji, valovodi ne podržavaju propagaciju vala frekvencije niže od "cutoff" frekvencije i općenito za svaki mod propagacije postoji maksimalna podržana valna duljina, odnosno minimalna podržana frekvencija.