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SAT-Spiegel<\/span><\/strong><\/h6>\nEin Aufbau mit Camping Spiegeln von 35 cm Breite reicht f\u00fcr die Messungen von Sonne und Mond aus. Mit Offsetspiegeln v<\/span>on 1,2 m Breite sind \u00fcber 10 astronomische Objekte nachweisbar. Parabolantennen werden teuer, wenn die Gr\u00f6\u00dfen die Standardware \u00fcberschreitet. Bei einer Gr\u00f6\u00dfe von \u00fcber 1,2 Meter wird es mit der Mechanik aufwendig. Ein Spiegel von 1,2 m hat einen \u00d6ffnungswinkel von ca. 1,4 Grad. Bei Wind bewegt sich auch ein 60 mm Antennenmast. Eine Positions\u00e4nderung der Spiegel von 15 mm ergibt eine Phasenumkehr, die das Signal ausl\u00f6scht. Bei starkem b\u00f6igem Wind ist keine Messung m\u00f6glich.
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\nBlockschaltbild<\/span><\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/astropeiler.de\/wp-content\/uploads\/2014\/12\/styles_large_public_Hardware.jpg\")
<\/span><\/a><\/p>\nLNB <\/span><\/strong><\/p>\nBei einem Interferometer m\u00fcssen die Empfangsorte auf gleicher Frequenz die Signale phasenstar empfangen. Dies ist m\u00f6glich wenn alle LNBs mit einer Referenzfrequenz versorgt werden. Dazu ben\u00f6tigt man einen LNB, der mit einer PLL-Schaltung aufgebaut ist. Von der Firma Sharp ist dies die Serie BS1K1EL, jedoch hat der Hersteller Ende 2014 das Design ge\u00e4ndert, dies f\u00fchrte zu einer Qualit\u00e4tseinbu\u00dfe, siehe PDF-Dokument Sharp Umbau<\/a>. Die Firma Octagon vertreibt das Modell OTLSO, die PLL kann mit einer 27 MHz Referenz synchronisiert werden, siehe PDF-Dokument Octagon Umbau<\/a>. <\/span><\/div>\nTiefpassfilter<\/span><\/strong><\/h6>\nDamit die Messungen nicht durch die starken SAT-Signale \u00fcbersteuert werden, ben\u00f6tigt man hinter dem LNB ein Tiefpassfilter, dann kann man unterhalb vom SAT-Bereich bei 840 MHz bis 620 MHz \u00a0<\/span>gut messen. Type TUZ 198-62 (ca. 7 Euro).<\/span>
\n<\/span><\/strong><\/div>\nSplitter <\/span><\/strong><\/h6>\nF\u00fcr SAT und Kabel-TV gibt es Splitter, die einen Frequenzbereich von 5 bis 2200 MHz haben. Es gibt sie in den Bauformen 1:2, 1:4 und 1:8 (3 bis 14 Euro). Mit ihnen k\u00f6nnen Signale aufgeteilt und zusammengef\u00fcgt werden. Durch die interne Verschaltung sind die Anschl\u00fcsse untereinander entkoppelt. Da die Splitter ein tiefe untere Grenzfrequenz haben, k\u00f6nnen sie auch zur Aufteilung der Referenzfrequenz verwendet werden.<\/span>
\n<\/span><\/strong><\/p>\nVerst\u00e4rker<\/span><\/strong><\/h6>\nDie Breitbandverst\u00e4rker f\u00fcr den SAT-Bereich gehen von 25 MHz bis 2,3 GHz; Spannung 13 V bis 18 V. Die Verst\u00e4rker f\u00fcr Kabel-Fernsehen\u00a0gehen von\u00a0<\/span>25 MHz bis 860 MHz;\u00a0 <\/span>Spannung 9 V bis 12 V<\/span>.<\/p>\nGleichrichter <\/span><\/strong><\/h6>\nSAT-Finder sind nicht zu empfehlen, da sie sehr temperaturabh\u00e4ngig sind und die Anzeige keine Zuordnung zur Signalst\u00e4rke zul\u00e4sst. Ein Gleichrichter mit einer Diode die temperaturkompensiert ist, erreicht 20 dB Dynamik.\u00a0<\/span>Die bessere L\u00f6sung ist hier ein Gleichrichter mit logarithmischer Kennlinie, die haben fast alle \u00fcber 60 dB Dynamik. Es gibt sie leider nur selten als fertige Baugruppen oder Leiterplatten. F\u00fcr die SAT-Zwischenfrequenz geeignet sind AD8313 oder MAX4000. Siehe PDF-Dokument Analog-Device-IC!<\/a><\/span>
\n<\/span><\/p>\n[Aug. 2014: zurzeit gibt es best\u00fcckte Bords, mit dem AD8313 von SV1AFN, \u00fcber EBay oder Homepage<\/span>.]<\/p>\nGleichrichter Alternative<\/span><\/strong><\/h6>\nJede Messung wird mehr oder weniger durch Amplitudenschwankungen gest\u00f6rt (Wolken). Da bei einem Interferometer Objekte eine Fingerfrequenz erzeugen, kann eine Phasenmessung durchgef\u00fchrt werden. Gute Ergebnisse brachte der Einsatz des Phasen Detektors AD8302 von Analog Device. Trotz der Benutzung des Phasenausganges ist es m\u00f6glich eine Aussage \u00fcber die Signalst\u00e4rke der gemessenen Objekte zu machen. <\/span>Siehe PDF-Dokument Analog-Device-IC!<\/a><\/span><\/span><\/span><\/span>
\n<\/span><\/span><\/p>\nA\/D Wandler <\/span><\/strong><\/h6>\nEs gibt einige Analog\/Digitalwandler, die eine Schnittstelle zum PC haben. Die Bit-Aufl\u00f6sung sollte nicht zu klein sein, wir haben deinen hohen Pegelunterschied vom Sonnenrauschen bis zum Empf\u00e4ngerrauschen. Bei der Radioastronomie suchen wir Signaldifferenzen im Rauschen, deshalb sollte der Wandler hier eine gute Aufl\u00f6sung haben. Eine Messung pro Sekunde reicht. Gut ist es, wenn der A\/D-Wandler in der Zeit zwischen den Abfragen selber mehrere Messungen durchf\u00fchrt und eine Mittelwertbildung macht. Eine Windows-L\u00f6sung mit hoher Aufl\u00f6sung und 8 Kan\u00e4len ist der adx-24 von Tobka.<\/span><\/p>\nDer Nachteil aller preiswerten L\u00f6sungen ist, dass sie keinen exakten Zeittakt f\u00fcr die Messung haben.
\n<\/span><\/p>\nMotorsteuerung <\/span><\/strong><\/h6>\nUm Objekte auf verschiedenen galaktischen Winkeln zu erfassen muss die Antenne verstellbar sein. Ein\u00a0 <\/span>Schubstangenmotor (Axcellometer) von 24 Zoll Gr\u00f6\u00dfe reicht, die gibt es unter 40 Euro. <\/span><\/p>\nAls Drehlager k\u00f6nnen gekonterte Schrauben verwendet werden, das reicht aus. Eine solche Lagerung hat ein Achsenspiel, dadurch kann sich der Spiegel im Wind etwas bewegen. Ein richtiges Lager ist besser, erh\u00f6ht aber den Aufwand.<\/span>
\n<\/span><\/strong><\/p>\nWinkelmessung <\/span><\/strong><\/h6>\nZur Messung kann ein 3D G-Sensor, <\/span>z.B. MMA7260, verwendet werden. Dieser kann an einen ARDUINO angeschlossen werden, der dann auf dem Display die Antennenwinkel anzeigen kann. Es sind folgende Winkel f\u00fcr eine Antennenanzeige zu ber\u00fccksichtigen: Winkelberechnung aus den Sin- und Cos-Wertes des G-Sensors unter Ber\u00fccksichtigung der Referenzspannung. Einrechnen vom Breitengrad des Wohnortes. Einrechnen des Offsetwinkels von der Antenne. Jeder Antennentyp selbst vom gleichen Hersteller hat einen unterschiedlichen Offsetwinkel. Der Offsetwinkel liegt in der Gr\u00f6\u00dfenordnung 29 bis 35 Grad. Winkelausgabe auf dem Display.
\n<\/span><\/p>\nBandpassfilter<\/span><\/strong><\/h6>\nEine gewisse Selektion sollte jeder astronomische Empf\u00e4nger haben. Allgemein gilt: Mit einer hohen Bandbreite kann ich viel Rauschenergie empfangen. Ein Interferometer dagegen wertet die Laufzeitunterschiede zwischen zwei oder mehreren Empfangsorten aus und dies bezieht sich auf eine Frequenz. Somit sind schmalbandige Empfangskan\u00e4le n\u00f6tig. Wo liegt der Kompromiss?<\/span><\/p>\nLeider gibt es in dem Frequenzbereich 600 bis 1000 MHz keine schmalbandigen Filter zu kaufen, alle haben eine Bandbreite von 30 MHz und mehr. Mit einem Selbstbaufilter erreichte ich ca. 6 MHz Bandbreite. Damit die Schwingkreise so selektiv werden sind sie schwach gekoppelt, was nat\u00fcrlich die Durchgansd\u00e4mpfung erh\u00f6ht, diese liegt bei 10 dB. Dies ist aber nicht st\u00f6rend, weil auf der ZF-Ebene gen\u00fcgend Verst\u00e4rkung vorhanden ist. <\/span><\/p>\nDies ist ein schmalbandiger Betrieb. Bezieht man die 6 MHz Bandbreite auf die Empfangsfrequenz von 10 GHz bezieht, so sind das ca. 0,06 % Bandbreite. Siehe PDF-Dokument\u00a0<\/span>Filteraufbau<\/a>!<\/a>
\n<\/span><\/p>\n12\/14<\/span><\/p>\n<\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/section>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"H. G. Thum (DK2KA) SAT-Spiegel Ein Aufbau mit Camping Spiegeln von 35 cm Breite reicht f\u00fcr die Messungen von Sonne und Mond aus. Mit Offsetspiegeln von 1,2 m Breite sind \u00fcber 10 astronomische Objekte nachweisbar. Parabolantennen werden teuer, wenn die Gr\u00f6\u00dfen die Standardware \u00fcberschreitet. Bei einer Gr\u00f6\u00dfe von \u00fcber 1,2 Meter wird es mit der...","protected":false},"author":1,"featured_media":270,"parent":891,"menu_order":0,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","template":"","meta":{"h5ap_radio_sources":[],"footnotes":""},"class_list":["post-278","page","type-page","status-publish","has-post-thumbnail","hentry"],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/278","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/pages"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/types\/page"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=278"}],"version-history":[{"count":4,"href":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/278\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":2209,"href":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/278\/revisions\/2209"}],"up":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/891"}],"wp:featuredmedia":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/media\/270"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.astropeiler.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=278"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}
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Trotz der Benutzung des Phasenausganges ist es m\u00f6glich eine Aussage \u00fcber die Signalst\u00e4rke der gemessenen Objekte zu machen. <\/span>Siehe PDF-Dokument Analog-Device-IC!<\/a><\/span><\/span><\/span><\/span> Es gibt einige Analog\/Digitalwandler, die eine Schnittstelle zum PC haben. Die Bit-Aufl\u00f6sung sollte nicht zu klein sein, wir haben deinen hohen Pegelunterschied vom Sonnenrauschen bis zum Empf\u00e4ngerrauschen. Bei der Radioastronomie suchen wir Signaldifferenzen im Rauschen, deshalb sollte der Wandler hier eine gute Aufl\u00f6sung haben. Eine Messung pro Sekunde reicht. Gut ist es, wenn der A\/D-Wandler in der Zeit zwischen den Abfragen selber mehrere Messungen durchf\u00fchrt und eine Mittelwertbildung macht. Eine Windows-L\u00f6sung mit hoher Aufl\u00f6sung und 8 Kan\u00e4len ist der adx-24 von Tobka.<\/span><\/p>\n Der Nachteil aller preiswerten L\u00f6sungen ist, dass sie keinen exakten Zeittakt f\u00fcr die Messung haben. 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Jeder Antennentyp selbst vom gleichen Hersteller hat einen unterschiedlichen Offsetwinkel. Der Offsetwinkel liegt in der Gr\u00f6\u00dfenordnung 29 bis 35 Grad. Winkelausgabe auf dem Display. Eine gewisse Selektion sollte jeder astronomische Empf\u00e4nger haben. Allgemein gilt: Mit einer hohen Bandbreite kann ich viel Rauschenergie empfangen. Ein Interferometer dagegen wertet die Laufzeitunterschiede zwischen zwei oder mehreren Empfangsorten aus und dies bezieht sich auf eine Frequenz. Somit sind schmalbandige Empfangskan\u00e4le n\u00f6tig. Wo liegt der Kompromiss?<\/span><\/p>\n Leider gibt es in dem Frequenzbereich 600 bis 1000 MHz keine schmalbandigen Filter zu kaufen, alle haben eine Bandbreite von 30 MHz und mehr. Mit einem Selbstbaufilter erreichte ich ca. 6 MHz Bandbreite. Damit die Schwingkreise so selektiv werden sind sie schwach gekoppelt, was nat\u00fcrlich die Durchgansd\u00e4mpfung erh\u00f6ht, diese liegt bei 10 dB. Dies ist aber nicht st\u00f6rend, weil auf der ZF-Ebene gen\u00fcgend Verst\u00e4rkung vorhanden ist. <\/span><\/p>\n Dies ist ein schmalbandiger Betrieb. Bezieht man die 6 MHz Bandbreite auf die Empfangsfrequenz von 10 GHz bezieht, so sind das ca. 0,06 % Bandbreite. Siehe PDF-Dokument\u00a0<\/span>Filteraufbau<\/a>!<\/a> 12\/14<\/span><\/p>\n<\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/section>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"H. G. Thum (DK2KA) SAT-Spiegel Ein Aufbau mit Camping Spiegeln von 35 cm Breite reicht f\u00fcr die Messungen von Sonne und Mond aus. Mit Offsetspiegeln von 1,2 m Breite sind \u00fcber 10 astronomische Objekte nachweisbar. Parabolantennen werden teuer, wenn die Gr\u00f6\u00dfen die Standardware \u00fcberschreitet. 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