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Esistono segnali radio che arrivano sulla Terra dopo aver viaggiato per migliaia o decine di migliaia di anni.

Non contengono voce.

Non contengono dati.

Non sono stati generati da alcun trasmettitore.

Sono prodotti direttamente dalla materia presente nella nostra Galassia.

Uno dei più importanti è emesso dall’:

idrogeno neutro

a una frequenza di circa:

1420,406 MHz

corrispondente a una lunghezza d’onda di circa:

21 centimetri.

Questa emissione, chiamata comunemente riga dell’idrogeno a 21 cm oppure HI line, è una delle finestre più importanti dell’intera radioastronomia.

L’ITU indica per l’idrogeno neutro una frequenza di riposo di circa 1420,406 MHz e sottolinea che osservando lo spostamento Doppler della riga è possibile ricostruire distribuzione e movimento dell’idrogeno nella Via Lattea e in altre galassie.

E la cosa più sorprendente è che non occorre necessariamente possedere un radiotelescopio da cento metri.

Con:

• una parabola;
• un buon LNA;
• un filtro;
• un SDR;
• un computer;

un appassionato può realmente osservare l’emissione dell’idrogeno galattico.

La Society of Amateur Radio Astronomers documenta numerosi progetti amatoriali capaci di rilevare e perfino mappare la riga dell’idrogeno a 1420,4 MHz.

Prima cosa fondamentale: qui non trasmettiamo

La banda:

1400-1427 MHz

è assegnata internazionalmente a servizi passivi fra cui la radioastronomia.

L’ITU la descrive come banda esclusivamente passiva e il Regolamento internazionale vieta emissioni attive al suo interno.

Quindi questo articolo riguarda esclusivamente:

ricezione.

Non dobbiamo confondere 1420 MHz con la banda radioamatoriale dei 23 cm situata molto più in basso.

Una radioastronomia HI station è un radiotelescopio ricevente, non una stazione TX.

Che cosa produce la riga a 21 cm?

L’atomo di idrogeno è il più semplice esistente.

Possiede:

• un protone;
• un elettrone.

Protone ed elettrone possiedono una proprietà quantistica chiamata:

spin.

Semplificando molto, i loro momenti magnetici possono trovarsi in due configurazioni energetiche leggermente differenti.

Quando l’atomo passa dallo stato energetico superiore a quello inferiore viene emesso un fotone.

La frequenza corrispondente è:

circa 1420,4 MHz.

La probabilità che un singolo atomo effettui spontaneamente questa transizione è estremamente bassa.

Ma nello spazio esistono quantità gigantesche di idrogeno.

Quando osserviamo miliardi di miliardi di atomi contemporaneamente, l’emissione diventa misurabile.

Perché è così importante?

Perché l’idrogeno è uno dei principali componenti della materia interstellare.

Osservandolo possiamo scoprire:

• dove si trova il gas galattico;
• come si muove;
• la struttura dei bracci della Via Lattea;
• la rotazione galattica.

Inoltre le onde radio a 21 cm attraversano le grandi nubi di polvere che bloccano la luce visibile.

Possiamo quindi osservare parti della Galassia che un telescopio ottico non vede bene.

Non vedremo una “stazione” a 1420,406 MHz

Questa è una differenza fondamentale rispetto al mondo radioamatoriale.

Non dobbiamo aspettarci una portante sottile:

1420.405.751 MHz — S9.

La riga astronomica presenta una certa larghezza e soprattutto viene spostata in frequenza dal:

Doppler.

Le nubi di idrogeno si muovono rispetto a noi.

Alcune si avvicinano.

Altre si allontanano.

La frequenza osservata cambia leggermente.

Ed è proprio questa variazione a permetterci di misurare il movimento del gas.

Doppler astronomico

Supponiamo che una nube si avvicini.

La frequenza osservata risulta leggermente:

più alta.

Se si allontana:

più bassa.

Misurando lo spostamento rispetto alla frequenza di riposo possiamo stimare la:

velocità radiale.

Questo significa che il nostro piccolo SDR non sta semplicemente dicendo:

“c’è idrogeno”.

Può dirci anche:

“questo gas si sta muovendo verso di noi o lontano da noi a una determinata velocità”.

È uno strumento astronomico vero e proprio.

La Via Lattea non è uguale in tutte le direzioni

Se puntiamo la parabola verso una zona apparentemente vuota lontana dal piano galattico, il segnale HI può essere relativamente debole.

Se puntiamo lungo il piano della Via Lattea, soprattutto verso regioni ricche di gas, lo spettro cambia.

Possono comparire:

• un picco;
• diversi picchi;
• profili molto larghi.

Ogni componente può corrispondere a materiale con velocità radiali differenti.

Possiamo vedere i bracci galattici?

Con un sistema sufficientemente sensibile e calibrato, sì.

È proprio uno degli esperimenti classici della radioastronomia amatoriale.

SARA documenta sistemi amatoriali utilizzati per mappare i bracci della Via Lattea e ricavarne la curva di rotazione attraverso osservazioni HI a circa 1420,405 MHz.

Non stiamo quindi semplicemente ricevendo “rumore cosmico”.

Stiamo effettuando spettroscopia.

Che cosa serve?

Una catena relativamente semplice può essere:

CIELO

↓

PARABOLA

↓

FEED 1420 MHz

↓

LNA

↓

FILTRO

↓

SDR

↓

COMPUTER

Ogni blocco è importante.

1. La parabola

La funzione della parabola è raccogliere energia radio da una determinata direzione e concentrarla sul feed.

Più è grande:

• maggiore è il guadagno;
• più stretto è il fascio;
• migliore è la risoluzione angolare.

Per iniziare possiamo sperimentare con parabole satellitari recuperate.

Una parabola da:

80-120 cm

può già essere utile per esperimenti didattici, anche se diametri maggiori migliorano notevolmente sensibilità e direttività.

SARA documenta osservazioni amatoriali con una grande varietà di antenne, fino a sistemi molto semplici basati su array e SDR commerciali.

Una vecchia parabola TV satellitare

È probabilmente il punto di partenza più conveniente.

Ha già:

• struttura precisa;
• supporto;
• geometria offset;
• elevato guadagno alle frequenze GHz.

Naturalmente l’LNB originale per televisione satellitare non è progettato per ricevere direttamente 1420 MHz.

Dobbiamo realizzare o installare un:

feed specifico per 21 cm.

2. Il feed

Il feed deve essere accordato intorno ai:

1420 MHz.

Possiamo utilizzare, a seconda del progetto:

• patch;
• loop;
• horn;
• piccola guida d’onda;
• dipolo opportunamente disposto.

L’obiettivo non è semplicemente ottenere ROS basso.

Dobbiamo illuminare correttamente la superficie della parabola.

Un feed mal progettato può:

• perdere parte del guadagno;
• raccogliere rumore dal terreno;
• aumentare lo spillover.

Spillover

Immaginiamo che il feed “veda” oltre il bordo della parabola.

Invece del cielo freddo riceve:

• terreno;
• casa;
• alberi.

Questi oggetti hanno una temperatura radio molto più alta.

Il rumore del sistema cresce.

Per la radioastronomia questo può essere devastante.

3. LNA

La riga dell’idrogeno è debole.

Il Low Noise Amplifier è quindi uno dei componenti più importanti.

Deve essere installato:

il più vicino possibile al feed.

Schema ideale:

feed → LNA → cavo.

Non:

feed → 20 m di RG-58 → LNA.

Qualsiasi perdita prima del preamplificatore peggiora direttamente la figura di rumore del sistema.

Noise figure

Un LNA per questo uso dovrebbe avere:

• figura di rumore molto bassa;
• guadagno sufficiente;
• buona stabilità.

Non serve inseguire numeri miracolosi stampati su moduli anonimi.

Conta il comportamento reale a:

1420 MHz.

4. Il filtro

Forse persino più importante di quanto sembri.

Intorno a 1,4 GHz esistono numerosi servizi radio nelle bande adiacenti.

Un SDR economico può saturare anche se l’interferenza non cade esattamente dentro la nostra finestra.

Un buon filtro 1420 MHz aiuta a respingere segnali provenienti da:

• telefonia;
• radar;
• servizi mobili;
• trasmissioni satellitari adiacenti.

La banda 1400-1427 MHz è passiva e protetta, ma questo non significa che il nostro ricevitore domestico sia immune alle fortissime emissioni presenti immediatamente fuori banda.

Filtro prima o dopo l’LNA?

Dipende dalla situazione.

Filtro dopo LNA

Preserva la migliore noise figure possibile.

Filtro prima LNA

Può essere necessario se forti segnali fuori banda saturano direttamente il preamplificatore.

La soluzione ideale può prevedere un filtro a perdite estremamente basse davanti al primo stadio e ulteriore filtraggio successivamente.

5. SDR

Oggi l’SDR ha reso questo tipo di esperimento enormemente più accessibile.

Possiamo utilizzare dispositivi come:

• RTL-SDR di buona qualità;
• Airspy;
• SDRplay;
• ricevitori SDR dedicati.

Non interessa decodificare una modulazione.

Ci interessa ottenere:

lo spettro di potenza.

La stabilità in frequenza è importante.

TCXO o riferimento esterno

Se vogliamo misurare Doppler con serietà, il ricevitore non deve spostarsi di diversi kHz semplicemente perché la temperatura della stanza è cambiata.

È preferibile utilizzare:

• TCXO;
• GPSDO;
• riferimento stabile;
• calibrazione periodica.

Quanto spettro dobbiamo osservare?

Non serve campionare decine di MHz.

Possiamo concentrarci su una finestra relativamente stretta attorno a:

1420,4 MHz.

Ma dobbiamo lasciare sufficiente spazio per osservare:

• Doppler galattico;
• baseline;
• eventuali interferenze.

FFT

Il software SDR divide la banda ricevuta in numerosi piccoli bin di frequenza tramite:

Fast Fourier Transform.

Ogni bin rappresenta una piccola porzione dello spettro.

Più lunga è l’FFT:

• migliore può diventare la risoluzione in frequenza;
• più lenta diventa la risposta temporale.

Per radioastronomia possiamo permetterci tempi lunghi.

Il cielo non sta facendo un QSO di 15 secondi.

La vera arma segreta: integrazione

Una singola FFT potrebbe mostrare soltanto rumore.

Ma il segnale astronomico rimane statisticamente presente.

Il rumore casuale varia.

Se accumuliamo:

100;

1.000;

10.000

misure e le mediamo, il rumore tende a stabilizzarsi mentre la componente reale diventa progressivamente visibile.

Il principio fondamentale è:

più integrazione = maggiore sensibilità.

In radioastronomia il tempo è parte del ricevitore.

Drift scan

Una tecnica fantastica per iniziare è il:

drift scan.

Non inseguiamo il cielo con il rotore.

Puntiamo la parabola in una direzione fissa.

La Terra ruota.

Il cielo attraversa lentamente il fascio dell’antenna.

Registriamo il segnale per ore.

In questo modo possiamo osservare il passaggio di:

• piano galattico;
• sorgenti intense;
• regioni HI.

SARA indica proprio il drift scanning fra le tecniche utilizzate nei sistemi amatoriali a 21 cm.

La Terra diventa il nostro rotore

È un concetto meraviglioso.

Non muoviamo la parabola.

È il pianeta intero a ruotare sotto il cielo.

Il nostro radiotelescopio rimane fermo e attende.

Calibrazione

Qui incontriamo la grande differenza tra:

“ho visto un dosso sul waterfall”

e:

“ho effettuato una misura astronomica”.

Dobbiamo capire che cosa rappresenta il livello ricevuto.

Possiamo confrontare:

• cielo freddo;
• terreno;
• sorgenti note;
• carico di riferimento.

L’obiettivo è separare:

• segnale astronomico;
• guadagno del ricevitore;
• rumore elettronico;
• temperatura dell’antenna.

Stabilità termica

Un ricevitore che cambia guadagno mentre il sole scalda il contenitore può produrre una curva che sembra astronomica ma in realtà è soltanto:

la temperatura dell’elettronica.

Per questo i sistemi più raffinati utilizzano:

• contenitori isolati;
• stabilizzazione termica;
• calibrazione;
• reference load.

SARA documenta anche sistemi amatoriali nei quali l’SDR viene termicamente stabilizzato proprio per migliorare le misure HI.

RFI: il vero nemico

Paradossalmente l’idrogeno della Via Lattea può essere più facile da prevedere di un alimentatore switching del vicino.

La radioastronomia lavora con segnali estremamente deboli.

Una piccola emissione locale può essere milioni di volte più intensa del segnale astronomico.

Possibili sorgenti:

• computer;
• USB;
• monitor;
• Ethernet;
• router;
• alimentatori;
• inverter fotovoltaici;
• dispositivi IoT.

Il nostro stesso computer può coprire la Galassia

Mettiamo un SDR accanto a:

• Raspberry Pi;
• hub USB;
• switching economico.

Poi colleghiamo la parabola.

Vediamo picchi ovunque.

La prima reazione potrebbe essere:

“quante sorgenti cosmiche!”

Molto probabilmente stiamo osservando il nostro shack.

Test con carico da 50 Ω

È una prova semplicissima.

Colleghiamo al ricevitore un:

dummy load 50 Ω.

Se il misterioso picco rimane, non arriva dalla parabola.

È generato:

• dal ricevitore;
• dai cavi;
• dall’ambiente.

Spegnere tutto

Un ottimo test consiste nell’alimentare il sistema a batteria e spegnere temporaneamente:

• router;
• PC non necessari;
• switching;
• LED.

La differenza può essere sorprendente.

Il Sole

Prima dell’idrogeno, il primo oggetto radioastronomico da provare può essere proprio:

il Sole.

SARA suggerisce infatti spesso la radioemissione solare come primo esperimento per un principiante perché è molto più intensa delle normali sorgenti galattiche.

Se non riusciamo neppure a rilevare una differenza puntando il Sole con una configurazione adatta, probabilmente il nostro sistema HI necessita ancora di ottimizzazione.

Il centro galattico

Una volta funzionante il ricevitore possiamo puntare regioni lungo il piano della Via Lattea.

Vedremo che lo spettro HI cambia enormemente a seconda della longitudine galattica.

Verso alcune direzioni il profilo è:

• intenso;
• largo;
• composto da più massimi.

Il motivo è che lungo la stessa linea di vista stiamo osservando nubi di idrogeno poste a distanze e velocità differenti.

Dal Doppler alla rotazione galattica

Questa è probabilmente la parte più straordinaria.

Misurando la velocità radiale del gas in molte direzioni possiamo dedurre informazioni sulla:

rotazione della Via Lattea.

Una parabola nel giardino e un SDR permettono quindi di verificare sperimentalmente che la nostra Galassia ruota.

Non tramite una fotografia.

Tramite:

uno spostamento di frequenza di poche decine o centinaia di kHz.

Possiamo fare una mappa?

Sì.

Registriamo per ogni direzione:

• azimuth;
• elevation;
• ora;
• intensità;
• profilo Doppler.

Ripetiamo l’osservazione.

Assembliamo i dati.

Possiamo creare una mappa semplificata dell’idrogeno nella nostra Galassia.

È uno degli esperimenti STEM più spettacolari immaginabili perché riunisce:

• radio;
• astronomia;
• programmazione;
• matematica;
• meccanica;
• elettronica.

Un progetto iniziale realistico

Per iniziare senza trasformare il giardino in Arecibo:

Antenna

Parabola offset da 100-150 cm.

Feed

Feed ottimizzato per 1420 MHz.

LNA

Bassa noise figure e circa 20-30 dB di guadagno.

Filtro

Band-pass 1420 MHz.

Ricevitore

SDR stabile.

Computer

Linux o Windows.

Software

SDR + software di integrazione/spettrometria.

Uno dei progetti citati dalla SARA, ezRA, è stato sviluppato proprio con l’obiettivo di rendere più semplice l’ingresso nella radioastronomia amatoriale HI.

Parabola fissa oppure AZ/EL?

Per iniziare:

fissa.

Un drift scan elimina:

• motori;
• backlash;
• controllo;
• tracking astronomico.

Quando avremo ottenuto i primi risultati potremo realizzare un vero sistema:

azimuth/elevation.

A quel punto possiamo inseguire coordinate astronomiche specifiche.

Il fascio di una parabola piccola è abbastanza largo

Questo, all’inizio, è quasi un vantaggio.

Non serve precisione astronomica estrema nel puntamento.

Una parabola più grande produce maggiore guadagno ma anche un beam più stretto.

La precisione meccanica richiesta cresce.

Radioastronomia e radioamatore

Tecnicamente la radioastronomia non è la stessa attività del servizio di radioamatore.

Ma le competenze si sovrappongono enormemente.

Chi costruisce una stazione HI deve conoscere:

• antenne;
• LNA;
• filtri;
• coassiali;
• connettori;
• SDR;
• FFT;
• rumore;
• calibrazione.

È praticamente un laboratorio RF completo.

Solo che questa volta il corrispondente non risponde con:

“59 QRZ?”

Il corrispondente è:

la Via Lattea.

Conclusioni

La radioastronomia a 1420 MHz rappresenta forse una delle evoluzioni più naturali per un radioamatore interessato alla sperimentazione.

Utilizziamo gli stessi concetti che conosciamo:

• guadagno;
• noise figure;
• feedline;
• filtro;
• SDR;
• Doppler.

Ma li applichiamo a segnali completamente differenti.

Non cerchiamo una stazione DX.

Cerchiamo l’emissione naturale dell’idrogeno interstellare.

Il segnale può aver lasciato una nube di gas migliaia di anni fa.

Attraversa la Galassia.

Raggiunge la Terra.

Viene concentrato da una parabola recuperata da un vecchio impianto satellitare.

Passa attraverso un LNA.

Entra in un SDR da poche centinaia di euro.

E sul monitor compare una piccola gobba nello spettro.

Quella gobba apparentemente insignificante contiene informazioni sulla:

struttura e sulla rotazione della nostra Galassia.

Non male per un’antenna nel giardino.