Auteur : radiotelescopelavillette

Radiotelescope antenna remote control software development

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The radiotelescope antenna movements can be controlled from a local command pannel on the antenna plateform. However it is more convenient to be able to activate the radiotelescope from remote sites via Internet. This is why we are developping a driver that can activate antenna motors.  Control driver is based on the API (acronyme for Application Programming Interface) named Instrument-Neutral-Distributed-Interface control protocol (INDI).

We installed the driver and INDI library version 1.7 on a RaspBerry Pi under RaspBian Stretch Linux distro.

The software driver communicates with an interface card that can read antenna angular positions and activate motors. Driver is writen in C and C++ by Dimension Parabole software team (Patrick F1EBK and Bernard F6BVP). It communicates with INDI server using XTML messages upon receiving target coordinates from an INDI client. Astronomy client softwares such as Stellarium and Cartes du Ciel (Skychart) are compatible with INDI API and connect to INDI server via Internet. Experiments are also being performed with KSTAR application under KDE.

 

The interface card designed by KK6MK et F1EHN has been assembled by Laurent F6FVY. It is used for remote control of radiotelescope antenna motors. Recently the card has been repared by Patrick F1EBK who added an LCD display card useful for software debuging.

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However, although the repared card is able to control the antenna and read its position angles, it is not completely fitted to the radiotelescope for it can only activate four commands. At least three additional commands needs to be added for fast movements in either AD directions and targetting rotation movement. This is why Alain F1CJN (Radio Club de Maison Lafitte) offered to study a new control card based on an ARDUINO micro controller that will be compatible with KK6MK-F1EHN card and will provide more commands possibilities. INDI driver communicates with interface card through a serial link at 9600 bauds.

Interface card prototype is finished and working as can be seen on this vidéo. The LCD screen displays Righ Ascention (AD) changing while antenna is moving. It also displays the commands sent by astronomy client software (PVP means Low Speed +). When the antenna reaches the target coordinates the software sends a command for switching to tracking mode. The antenna rotation is actually simulated by hexadecimal coding wheels connected to the card. A more sophisticated optic coder telescope simulator is to be developped using a Raspberry Pi and a multiport HAT card. It will be used to validate the final driver version.

With its 10 m dimension La Villette radiotelescope antenna was designed for recording of signals from atomic neutral hydrogen on 1420,4 MHz. Our first observations will record galactic hydrogen signals from well known high power radio sources (Cygnus) received using a Software Defined Radio receiver.

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The second chapter of our project is to perform moon bounce. This is the term used to describe communications between Earth stations par reflection on the Moon surface using either CW (telegraphy), SSB (phone Single Side Bande) or numerical transmission technics.

All these operations are achieved by capturing radiowaves signals using a Software Defined Radio (SDR) receiver. Receiver is driven by a software driver that is presently under development by INDI developers.  Using INDI API for both sky objects targetting and recording will simplify development of both parts of our project, radioastronomy and hamradio communications.

Present SDR market has a few TRX (transmitter and receiver) offers such as LimeSDR. The choice of TRX model for EME (Earth Moon Earth, EME) is not yet fixed. LimeSDR mini seems very interesting and will soon be tested. A driver for LimeSDR is still under beta test in INDI library.

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Third chapter of our project is to use the antenna for transmitting toward a radioamateur transponder module abord a geostationary satellite Eshail-2 . The satellite is to be launched at the end of 2018 on a 26° East orbital position. Transponder retransmit radio signals from hamradio stations from 1/3 of the globe.

This publication from Amsat-DL shows the progress of Eshail-2 project :

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Antenna motorisation and remote commands

The parabolic antenna can be moved along two main axis,  Right Ascension (RA) axis and  Declination axis (DEC), using a number of electrical motors.

There are three motors

  • mono-phase tracking motor, 25 t/mm, tracking 0,25°/min
  • three-phase clock motor, 180 t/mn, 30° mn, 45 t/mn, 6°/min, from -4h to + 4h
  • declination three-phase motor, 45 t/mn, 6°/min, -30° à 55°

The equatorial mouting allows targetting objects in the sky according to its two coordinates RA and DEC, then follow the object while the Earth is rotating, using a low speed movement toward west to compensate the rotation.

Antenna movements can be initiated by pushing buttons on the command panel or by giving orders from a remote site using an astronomy application that sends the coordinates to be reached.

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Software driver computes the movement orders to be transmitted for motor activation. Several speeds and directions are available.  Movements toward east or west at low or fast speed or very low speed tracking toward west ; and positive or negative declination movements.

Reductors gears are positionned between the antenna wheel and the motors like in a clock mechanism or on a bicycle to reduce the actual speed of the antenna movements.

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The above picture shows declination axis reductor. One can see the plate on the top where the first reductor took place. It has been removed in order to be repared.

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Close view on gears covered by rust to be soon cleaned.

Command panel is presently showing that slow speed toward west direction is activated by sofware remote control. Local-remote switch is in remote position and selector of local commands is in neutral position.

Absolute optoelectronic coders are connected to both rotation axis and transmit RA and DEC angles with 1/4096 (12 bits) high precision.

KK6MK-F1EHN-F6BSV interface card has been moved out of the rack during remote control tests. LED display reads Az for RA and El for DEC angles. A more complete interface card equiped with an Arduino micro controler is under development. This new card will replace the present one that can only handle four commands of low speed movements. It will also include more commands in order to be able to switch on and off some radio devices.

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View on the RA axis motor.

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Ellyan, François and Steve from Electrolab « rescue team » came to work at La Villette on september 30th and the antenna was soon well secured. This preliminary work was necessary in order to be followed by the motoreductor removal.

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While opening the motor reductor cover a mixture of oil and water came out. The picture shows inside that the axis is invaded by rust. However, despite all efforts accomplished by the intervention team it has not been possible to completely remove the reductor. It is clear that some more important tools are to be used on next procedure in order to disconnect the reductor from the antenna declination axis.

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On Septembre 30th, 2018 the radiotelescope antenna is now back to security position aiming at the zenit.

The main declination axis wheels are being cleaned while rust is removed using a metallic rotating brush.

Intensive efforts have been accomplished in order to remove the cover of second reductor after removing appropriate bolts and using a dedicated extractor manufactured by the colleagues from Electrolab. Inside the cover one can see the Archimede screw that was connected to the primary declination moto reductor. The a lower ring gear used to step-up the rotation with vertical gear is still in place. Once completely removed all pieces can be cleaned serviced. We will then finish the cleaning of main and secondary gear wheels.

Motorisation et télécommande de la parabole

L’antenne parabolique est orientable en ascension droite (AD) également appelée Ascension Horaire (AH) et déclinaison (DEC) à l’aide de plusieurs moteurs qui assurent la rotation selon les deux axes.

Les trois moteurs

  • moteur de poursuite monophasé, 25 t/mm, poursuite 0,25°/min
  • moteur horaire triphasé, 180 t/mn, 30° mn, 45 t/mn, 6°/min, de -4h à + 4h
  • moteur déclinaison triphasé, 45 t/mn, 6°/min, -30° à 55°

La monture équatoriale permet de viser un objet céleste selon ses deux coordonnées AD et DEC puis de rester fixé dans sa direction grâce a un mouvement lent de poursuite vers l’ouest pour compenser la rotation de la Terre.

Les mouvement de l’antenne sont effectués par activation des boutons de commande sur le pupitre ou bien à distance avec un logiciel d’astronomie qui envoie les coordonnées à atteindre. Le pilote logiciel calcule les mouvements à effectuer et transmet les commandes aux moteurs. Plusieurs vitesses et directions sont possibles. Déplacement vers l’est ou l’ouest à petite ou grande vitesse ; poursuite à très petite vitesse vers l’ouest ; déplacement en déclinaison positive ou négative.

Des codeurs absolus optoélectroniques sont solidaires des axes de rotation et relisent avec une précision de 1/4096 (12 bits) les angles des deux axes AD et DEC.

La carte d’interface est sortie de l’armoire pendant les essais de commandes à distance. Cette interface a du subir une complète révision tant au niveau des soudures que de la reprogrammation de la mémoire du micro contrôleur pic.  Un afficheur LED a été ajouté qui donne la relecture des angles Az pour l’AD et El pour la DEC. Une carte plus performante avec un micro contrôleur Arduino est en cours d’étude. Cette carte remplacera l’actuelle qui date de 10 ans et ne permet pas de commander les grandes vitesses ni la poursuite. La nouvelle carte intégrera des commandes supplémentaires de mise sous tension et éventuellement des accessoires radio.

Entre les moteurs et les roues dentées de la parabole se situent des réducteurs comme dans un mécanisme d’horlogerie ou sur le pédalier d’un vélo.

Vues rapprochées sur les engrenages qui montre la rouille et le manque de lubrification avant brossage et nettoyage.

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Vue sur le moteur d’AD sous abri.

 

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Ellyan, François et Steve de l’Electrolab sont intervenus pour démonter le deuxième réducteur sur l’axe de déclinaison. Dans un premier temps ils ont placés des cales spécialement conçues par eux sous l’axe de rotation. Une fois l’antenne bien calée le  démontage du motoréducteur de déclinaison pouvait commencer.

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Photo du réducteur de l’axe de déclinaison. On aperçoit le plateau sur le dessus qui protège l’emplacement du premier réducteur démonté pour révision.

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A l’ouverture du réducteur un mélange d’eau et d’huile a été recueilli dans un seau et la photo montre que l’axe est bien attaqué par la rouille.

Ouverture du couvercle du deuxième réducteur après déboulonnage et à l’aide d’un extracteur usiné par Electrolab. Démontage du boîtier dans lequel on aperçoit la vis d’Archimède verticale qui s’articulait avec le premier réducteur déjà retiré qui est actionné par le moteur de déclinaison. La couronne de démultiplication est encore en place sur l’axe horizontal. Une fois démontés l’ensemble des roulements des réducteurs seront nettoyés et révisés. Nous pourrons alors terminer le nettoyage et graissage des axes et engrenages principal et secondaire.

  Comparez les engrenages de la roue principale de l’axe de déclinaison avant et après un début de nettoyage de la rouille à l’aide d’une perceuse équipée d’une brosse métallique.

La raie à 21cm de l’atome d’hydrogène atomique neutre HI

Laurent Sacco

Journaliste

https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/voie-lactee-raie-21-cm-cle-astrophysique-cosmologie-seti-27588/

La raie à 21 cm est une raie spectrale émise par l’atome d’hydrogène neutre dans le domaine radio. Elle est devenue célèbre par son utilisation par le programme Seti. Très importante aussi en astrophysique, elle va le devenir pour la cosmologie. Petit rappel de cette clé de l’univers.

 

On peut faire remonter la naissance de la radioastronomie à l’annonce faite en 1933 par Karl Jansky qu’il existait un rayonnement radio en provenance de la Voie lactée. Comme il n’avait rien détecté de semblable en provenance du Soleil, Jansky en avait aussi déduit que ce rayonnement radio devait provenir des nuages de gaz et de poussières interstellaires dans la Galaxie. Stimulée par l’invention du radar, la radioastronomie ne se développera cependant vraiment qu’après la seconde guerre mondiale.

Une fenêtre d’observation dans le domaine des ondes radio particulièrement importante fit son apparition à la suite des réflexions du grand astronome néerlandais Jan Oort. Celui-ci avait conjecturé qu’une raie spectrale dans le domaine radio serait un outil important pour la découverte de la structure de notre galaxie.

En effet, Oort avait passé plusieurs années à étudier la rotation et la structure de la Galaxie en utilisant des moyens optiques. Ses travaux étaient rendus particulièrement difficiles à cause des nuages de poussières s’étendant dans le plan galactique, bloquant la lumière visible. On ne peut ainsi voir qu’à travers quelques milliers d’années-lumière seulement en direction du centre galactique car la lumière des étoiles lointaines est absorbée par ces nuages.

Une transition quantique dans l’atome d’hydrogène

Mais les ondes radio, elles, peuvent traverser les nuages de poussières. Si l’on disposait d’une raie dans le domaine radio, on pourrait alors faire des mesures de vitesses du gaz, émettant cette raie, par effet Doppler et peut-être ensuite étudier la rotation différentielle des distributions de nuages dans la Voie lactée.

Puisque l’hydrogène est l’élément le plus abondant dans l’univers, Oort demanda à son élève, H.-C. Van de Hulst, de trouver une telle raie spectrale en rapport avec l’hydrogène. Ce dernier en découvrit effectivement une… par le calcul, au niveau de ce qu’on appelle la structure spectrale hyperfine de l’atome d’hydrogène neutre.

Tous les 10 millions d'années en moyenne, le spin d'un électron bascule relativement à celui du proton dans un atome d'hydrogène et un photon de longueur d'onde de 21 cm est émis. © Pearson Prentice Hall, Inc

 

 

L’atome d’hydrogène possède en effet des niveaux d’énergies fins résultant de l’interaction magnétique du spin de son électron avec celui de son proton. Selon que ces deux spins sont parallèles ou antiparallèles, le niveau d’énergie de l’électron n’est pas le même et une transition avec émission d’un photon d’une longueur d’onde de 21 cm est possible. Cette transition est très improbable mais comme les nuages d’hydrogène neutre possèdent une quantité littéralement astronomique d’atomes, un rayonnement est bel est bien constamment émis et son intensité n’est pas négligeable.

La raie de 21 cm fut finalement découverte par Harold Ewen et le prix Nobel de physique Edward Purcell en mars 1951. Oort put enfin s’atteler à la tâche de cartographier les nuages de gaz dans la Voie lactée et démontra avec eux que cette dernière avait une structure spirale.

C’est aussi au début des années 1950 que Oort proposa l’hypothèse de l’existence d’un immense réservoir de comètes à longues périodes connu aujourd’hui sous le nom de nuage d’Oort.

La raie à 21 cm comme clé de l’astrophysique

À partir des années 1960, l’emploi de la raie HI (désignant l’hydrogène neutre) à 21 cm connut une belle carrière en astrophysique, qui ne se dément pas aujourd’hui. Des radiotélescopes comme le Very Large Array (VLA) s’en servent par exemple pour cartographier les nuages d’hydrogènes neutres dans les galaxies et même les interactions entre les galaxies.

La raie à 21 cm comme clé de la cosmologie

Un second souffle à la carrière de la raie à 21 cm devrait être donné tout prochainement par la cosmologie. Pour comprendre en quoi la raie HI va se révéler importante pour la cosmologie du futur il faut considérer la période de l’univers s’étendant de la recombinaison à la réionisation.

Lorsque la température de l’univers a chuté en dessous de 3.000 kelvins, assez rapidement mais pas instantanément vers 380.000 ans après la naissance de l’univers observable, celui-ci s’est retrouvé dans un état où la formation massive d’atomes d’hydrogène et d’hélium était devenue possible.

Comme il n’y avait pas encore d’étoiles, l’univers est passé de la brillance de la surface solaire à celle d’un ciel noir, c’est ainsi qu’ont commencé ce qu’on appelle les Âges sombres de l’univers, qui n’ont vraiment pris fin que quelques centaines de millions d’années plus tard avec la Renaissance cosmique.

Très rapidement cependant, des étoiles ont dû commencer à se former au bout de 100 millions d’années, et le rayonnement UV intense produit a fini par réioniser une grande partie de l’hydrogène atomique HI du cosmos. Cette réionisation pourrait aussi avoir eu lieu en raison du rayonnement émis par de la matière s’accrétant autour des premiers trous noirs, ancêtres des noyaux actifs de galaxies, les quasars. À l’heure actuelle, on pense que les deux processus auraient pu opérer mais l’on ne sait pas lequel était dominant.

Ce qui s’est passé pendant les Âges sombres est, sans jeu de mots, particulièrement obscur puisque les premières étoiles se sont formées précisément à cette époque avec les premières galaxies. Toutefois, il devait bel et bien y avoir un rayonnement à 21 cm à cette époque. Les modifications de la répartition des distributions des nuages d’hydrogène neutre (pendant que la réionisation se produisait et que ces mêmes nuages s’effondraient pour former étoiles et galaxies) ont dû laisser des empreintes dans le rayonnement radio autour de cette longueur d’onde.

L’expansion de l’univers a décalé vers des longueurs d’onde encore plus longues les émissions de cette époque. Le signal doit être faible et très bruité mais il doit être possible d’observer ainsi ce qui s’est passé pendant la réionisation grâce au  LOw Frequency ARray radio telescope (LOFAR) en construction.

Par habitude, les astrophysiciens parlent d’un décalage spectral vers le rouge fonction d’une quantité z donnée. Plus celle-ci est importante, plus les observations montrent une région lointaine de l’univers dans un passé plus reculé. Selon eux, la raie de l’hydrogène devrait constituer un moyen inégalé pour observer ce qui s’est produit dans le passé du cosmos pour une valeur de z comprise entre 3,5 et 12.

Grâce à elle, il devrait être possible de savoir si ce sont les premières étoiles ou les premiers quasars qui ont réionisé majoritairement l’univers. Mais on devrait également pouvoir remonter à de possibles variations de la valeur de l’énergie noire à travers l’influence de celle-ci sur la dynamique des nuages d’hydrogène neutre pendant cette période ancienne de l’histoire de l’univers, s’étendant d’un peu avant la fin des ages sombres à quelque temps après la Renaissance cosmique.

https://media4.obspm.fr/public/ressources_lu/pages_interstellaire/bb-hydrogene-neutre.html

Preamplifiers and band-pass filters

With a 10 m large diameter the parabolic antenna reflector gives a theoretical gain of 40 dB on 1,4 GHz band. The parabola focus is located 5 metre distant from the source cavity handled by the mast boom and holding a dipole that is the receiving part of the antenna. Signals captured by the dipole are conducted to an SDR receiver via a coaxial cable. Despite this cable is a low loss one, a certain level of signals is lost and some noise added due to the length of the cable. The best strategy is thus to amplify the signal by inserting a preamplifier as close as possible to the receiving dipole.

Temporarily two amplifiers have been installed at a few metres from the source. The first is a KU LNA 133BH. Its characteristics are displayed on next figure.

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Intrinsic preamplifier noise factor, important for overall radiotelescope receiving performances is displayed on the left scale. Gain is given on the right scale.

Gain&Facteur_Bruit

Deuxième_preampli

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Second preamplifier is behind the first one just after a 1350-1450 MHz band pass filter.

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It is providing a significant improvement in receiving performances, on dongle SDR key receiving performance at 1240 MHz.

 

Preamplifier will be soon replaced by an even better one dedicated to radioastronomy.

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1420 MHz. LNA CAVITY BAND PASS FILTER

SKU: RAS-1420LNA-CBPF
 
1420 MHz. HP LNA with CAVITY BAND PASS FILTER.
Specifications: The filter section, will give the observer better selectivity (High Q) and will ward off some types of annoying interference, such as radar. The filter will pass the 1420 MHz signal and effectively attenuate unwanted signals. The LNA, N/F of 0.29 +/- 0.15 dB, gain of 35 dB +/- 3 dB. with N male connector.
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A four directions coaxial splitter has been added in order to connect the second SDR (LimeSDR) to the antenna.

Software Defined Radio (SDR) receiver

Version en français

We have connected a Software Defined Radio receiver to the radiotelescope

SDR Nooelec R820T2 + TCXO + SMA + box

The key NESDR SMART is the new improved version of the famous USB RTL-SDR with chipset RTL2832U and tuner R820T2, for receiving frequencies from 22 to 1700 Mhz (without gap). With such a device a computer is turned into a true wide band VHF-UHF-SHF receiver (using SDR for Windows, or linux or MacOS operating system).

 

SDR improvements:

  • The NESDR SMArt contains the same ultra-low phase noise 0.5PPM TCXO used in our much smaller Nano 2+ (TCXO specifications below), ensuring ultimate tuning stability in nearly any environment.
  • In the quest for lower noise, the power supply section was redesigned to implement an RF-suitable voltage regulator with under 10 µVRMS of noise. That is at least 10x lower than other designs!
  • A quality shielded inductor was used in the power supply to improve EMI rejection.
  • The included aluminum enclosure ensures stray EMI stays where it belongs–away from the sensitive RF circuitry.
  • Lower board-level temperatures further improves the SDR noise floor.

Temperature improvements:

  • A custom heatsink is affixed to the primary PCB with 3M thermal adhesive, to wick heat away from the circuit board and towards the enclosure.
  • 2 pieces of silicone thermal pad spread the rest of the heat away from the device hot spots.
  • Power consumption has been reduced by an average of 10mA, which means less heat is generated compared to other designs.
  • The result is much lower board-level temperatures–increasing stability, improving sensitivity and ensuring maximum frequency range capability. The changes were first simulated, and then field-tested with a Flir E8.

Form factor improvements:

  • The NESDR SMArt was designed to minimize annoying USB port occlusion. We re-designed the SDR from the ground up to ensure the SMArt can be used side by side in any USB-compliant device, including tightly-spaced embedded devices. There is no need to remove the enclosure to run multiple SDRs beside one another!
  • The form factor re-design allowed us to move to the more universal SMA antenna input.

 

Included:

  • NESDR SMArt SDR w/ brushed aluminum enclosure

SDR Specifications:

  • RTL2832U Demodulator/USB interface IC
  • R820T2 tuner IC
  • 0.5PPM, ultra-low phase noise TCXO
  • RF-suitable voltage regulator
  • Shielded primary inductor
  • Integrated custom heatsink
  • Female SMA antenna input
  • High-quality black brushed aluminum enclosure
  • Through-hole direct sampling pads on PCB

SDR TCXO Specifications:

  • Frequency stability: 0.5PPM (max)
  • Phase noise @1kHz offset: -138dBc/Hz (or better)
  • Phase noise @10kHz: -150dBc/Hz (or better)
  • Phase noise @100kHz: -152dBc/Hz (or better)

We have added two preamplifiers between the parabolic dish antenna and the SDR receiver in order to reduce the loss during transport of SHF signal in coaxial cables and improve receiver performances. First preamplifier is a KU LNA 133BH.

Second preamplifier is a LNA VHF UHF SDR preamplifier

We analyzed the spectrum of first signals received around hydrogen line frequency. The energy of signals below 1420,4 MHz corresponds to a down frequency shift due to Doppler effect related to fast escape movement of hydrogen atomes relatively to the observer. Signal with frequency above 1420,4 MHz are coming from hydrogen sources moving toward observer.

Every hour between H+0 and H+25 minutes the radiotelescope is performing signal measurements in atomic hydrogen band around 1420,4 MHz. This figure shows yesterday measurements synoptic. Color scale is 6 dB. Vertical scale is 24 hours. Horizontal scale is 1420 MHz +/- 1 MHz.

WebSDR is on line between H+31 and H+59 minutes. At present time, as the antenna is parked toward zenit there is no significant radiosource detected by the radiotelescope.

 

Projets d’activités du radiotélescope

Trois activités sont actuellement prévues pour le projet de radiotélescope.

La première activité sera conforme au projet pour lequel l’instrument avait été initialement conçu il y a trente ans : étudier la fréquence de la raie hydrogène de la Galaxie sur 1420,4 MHz. La mesure de la fréquence de la raie spectrale de l’hydrogène atomique selon les régions galactiques doit permettre de dresser une carte des décalages en fréquence proportionnels à la vitesse radiale des régions visées.

La deuxième activité consistera à envoyer et recevoir des signaux radio en mode télégraphie ou phonie en bande latérale unique (BLU) vers la Lune. Cela nécessitera d’utiliser une source adaptée à la fréquence EME 1296 MHz et un émetteur. Nous envisageons un émetteur Lime SDR qui a été sélectionné par l’Agence Spatiale Européenne.

La troisième activité sera également orientée émission-réception radioamateur. Même si l’antenne n’était pas prévue initialement pour fonctionner dans la bande 2,4 GHz (les mailles du grillage réflecteur ont été calculées pour la bande 1,4 GHz), le gain apporté par les 10 m de diamètre de l’antenne sera mis à profit pour effectuer des transmissions à haut débit.

 

Travaux de restauration du radiotélescope de La Villette

Un certain nombre d’opérations de restauration et de maintenance sont en cours de réalisation sur le radiotélescope :

 

Passage de câbles neufs d’alimentation électrique 380V triphasé et d’un câble Ethernet entre la Folie N4 et la parabole.

 

 

Remplacement des anciens câbles coaxiaux vieux de trente ans !

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Mise en place de deux préamplificateurs en cascade et d’un filtre passe-bande.

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Installation d’un récepteur SDR devant le RaspBerry Pi serveur WebSDR de F6KVP.

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D’importants travaux de maintenance sont en cours sur la motorisation de la parabole, rendus nécessaires par l’accumulation de rouille sur les engrenages .

Le radiotélescope est piloté à distance par un logiciel d’astronomie pour le diriger vers une cible dont on veut observer l’activité radio. Deux applications ont été testées : Stellarium et Cartes du Ciel (Skychart). Nous avons développé un pilote logiciel qui met en relation l’application cliente et l’interface qui commande les moteurs. Cette interface est l’ancienne carte KK6MK-F1EHN. Cependant elle n’était pas totalement adaptée aux pilotage du radiotélescope du fait du trop faible nombre de commandes disponibles. C’est pourquoi Patrick F1EBK et Alain F1CJN ont étudié une nouvelle carte interface aux possibilités plus étendues à base de microcontroleur Arduino.

 

Le prototype est en voie de réalisation sur circuit imprimé. La carte définitive sera entièrement compatible avec l’ancienne interface tant pour le connecteur que pour le protocole logiciel des commandes à distance.

Préamplificateurs et filtres passe-bande

Avec 10 m de diamètre le réflecteur parabolique du radiotélescope possède un gain théorique de +40 dB dans la bande 1,4 GHz. Au foyer de la parabole à 4 mètres du réflecteur se trouve une cavité contenant deux dipôles qui constituent l’antenne réceptrice proprement dite. Les signaux radioélectriques reçus par les dipôles sont acheminés au récepteur SDR par un câble coaxial. Ce câble à faible perte atténue cependant le signal en raison de sa grande longueur. L’idéal est donc d’amplifier le signal le plus prêt possible de la source pour compenser les pertes dans le câble coaxial.

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Provisoirement les préamplificateurs sont installés à plusieurs mètres de la source.  Les caractéristiques du premier, KU LNA 133BH sont donnés dans les figures suivantes.

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Le facteur de bruit est indiqué sur l’échelle de gauche tandis que le gain est indiqué sur l’échelle de droite.

Gain&Facteur_BruitDeuxième_preampli

Caractéristiques des filtres passe bande

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Le deuxième préamplificateur est placé en série avec le premier derrière le filtre passe-bande 1350-1450 MHz.

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Il permet d’améliorer très nettement les performances de réception du dongle récepteur SDR à la fréquence 1420 MHz de la raie hydrogène.

 

Un nouveau préamplificateur spécialement conçu pour la radioastronomie sera bientôt utilisé en tête.

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Préamplificateur à faible bruit (LNA) avec cavité passe-bande 1420 MHz.

Spécification du préamplificateur SKU: RAS-1420LNA-CBPF à cavité passe-bande.
La partie filtre donne à l’observateur une meilleure sélectivité (Q élevé) et rejette les interférences ennuyeuses tels que les radars. Le filtre laisse passer le signal 1420 MHz et atténue efficacement les signaux indésirables. Le LNA, Facteur de Bruit 0.29 +/- 0.15 dB, gain 35 dB +/- 3 dB. Connecteur mal.

 

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Nous avons ajouté un répartiteur coaxial à quatre directions de manière à pouvoir insérer un second récepteur SDR (LimeSDR).

 

Récepteur Software Defined Radio (SDR)

English version

Le radiotélescope est équipé depuis peu d’un récepteur Software Defined Radio

Clé SDR Nooelec R820T2 + TCXO + SMA + boitier

La clé NESDR SMART est la nouvelle version améliorée, de la célèbre clé USB RTL-SDR avec le chipset RTL2832U et le tuner R820T2, pour recevoir toutes les fréquences de 22 à 1700Mhz (sans trou) et transformer son PC en un véritable récepteur VHF-UHF large-bande (avec un logiciel SDR pour Windows, linux ou Mac).

 

Clé SDR Nooelec R820T2 + TCXO + SMA + boitier

Nous avons ajouté deux préamplificateurs entre l’antenne et le récepteur SDR  pour réduire les pertes de signal dans le câble coaxial et ainsi améliorer les performances du récepteur. Le premier préamplificateur est un KU LNA 133BH. Le second est présenté ci-dessous.

Préampli LNA VHF UHF SDR

Le LNA4ALL est un pré-amplificateur et un filtre passe-bas (LNA), avec connecteurs SMA Femelle, pour fréquences VHF et UHF couvrant toutes les bandes de 28Mhz à 2500MHz (2.5Ghz).

Préampli LNA VHF UHF SDRPréampli LNA VHF UHF SDR

Il permet d’améliorer très nettement les performances de réception, sur toutes les bandes VHF et UHF jusqu’à 2.5Ghz, d’une clé TNT RTL-SDR

 

Analyse spectrale des premiers signaux reçus dans la bande de la raie hydrogène. L’énergie des signaux au-dessous de 1420,4 MHz correspond à un glissement en fréquence par effet Doppler en rapport avec un éloignement rapide des atomes d’hydrogène source par rapport à l’observateur. Les signaux de fréquence supérieure à 1420,4 MHz traduisent un rapprochement des sources.

Chaque heure entre H+0 et H+25 minutes nous effectuons des mesures de signaux dans la bande de fréquence de l’hydrogène atomique 1420,4 MHz. Cette figure montre un synoptique des mesures effectuées hier pendant 24 h. L’échelle de couleur est sur 6 dB. L’axe vertical représente 24 h. L’axe horizontal est la fréquence 1420 MHz +/- 1 MHz.

Le WebSDR fontionne entre H+31 et H+59 minutes. Actuellement, comme l’antenne est en position de parking au zenith, aucun signal significatif de radiosource n’est probablement enregistré par le radiotélescope. Nous devrons réparer les moteurs pour permettre de pointer l’antenne parabolique et poursuivre des radiosources dans le ciel.