1. Вовед и цели

Целта на овој експеримент беше детекција и регистрирање на термалната микробранова емисија од Месечината на фреквенција од 10,5 GHz (X-опсег) со користење на статична конфигурација на антената за следење на транзитот (drift-scan) во домашни услови. Додека оптичките набљудувања ја откриваат само рефлектираната сончева светлина од површината на Месечината, радионабљудувањата на сантиметарски бранови должини го регистрираат и термалното зрачење под финиот површински слој (лунарниот реголит). Ова овозможува мерење на вистинското топлинско зрачење (Џонсон-Најквистов шум) на црно тело емитувано од неговата субповршина. Според фундаменталните закони на термодинамиката, секое физичко тело во вселената чија температура е над апсолутната нула (0 K односно -273.15 °C) емитува електромагнетно зрачење, вклучително и во радиоастрономскиот микробранов спектар, кое се манифестира како термички радио шум.

Главните цели беа:

• Успешно конструирање на ултра-стабилен радиотелескоп со високо засилување во X-опсегот со модификација на комерцијална опрема за сателитска телевизија и модерна дигитална SDR обработка на сигналот.

• Следење на пасивен транзит (drift scan) на Месечината за потврда на мерлив скок на системската температура на шумот на антената (ΔTA).

• Логирање, процесирање и математичка евалуација на излезната моќност за јасно раздвојување на просторната геометрија на антенскиот сноп од локализираната термодинамика на лунарниот диск.

Необработени податоци за моќноста на шумот (сина линија) и полиномска регресија од 6-ти ред (црвена испрекината линија). Околу 16:45 UT се забележува максимум - моментот на транзит на Месечината во центарот на главниот сноп на антената.

2. Хардверска архитектура и интерфејс

Физичкиот синџир на сигналот се состоеше од следниве компоненти:

• Антена: 160 cm параболична антена во примарен фокус, која обезбедува високо дирекционална ширина на главниот сноп на половина моќност (half power beamwidth - HPBW) од приближно 1.29 степени на работната фреквенција.

• Приемен дел (Front-End): X-band Low Noise Block (LNB) конвертор опремен со високостабилен локален осцилатор (LO) со температурна компензација (TCXO). Овој TCXO е клучен за намалување на фазниот шум и промената на засилувањето предизвикани од надворешните температурни варијации за време на долготрајните транзити. LNB-то го спушти дојдовниот сигнал од 10.5 GHz на меѓуфреквенција (IF) во UHF подрачјето (740 MHz).

100-периоден подвижен просек на моќноста на шумот (сината линија) и полиномска регресија од 6-ти степен (црвената испрекината линија). Доколку се користел поширок пропусен опсег на приемникот од 192 kHz, овие нерамномерности би биле уште помали.

• Дигитализација и пренос на податоци: Наместо аналоген сателитски приемник или звучна картичка, меѓуфреквенцијата од 740 MHz директно се прима со SDRPlay RSP1 SDR (software defined radio) уредот. RSP1 го дигитализираше дојдовниот меѓуфреквенциски сигнал, по што софтверот SDRuno изврши линеарна амплитудна детекција на шумот во опсег од 192 kHz, стримувајќи го аудио-пликот преку виртуелен аудио кабел до Radio-Sky Pipe, кој ја пресметуваше вистинската релативна математичка моќност (V^2) од детектираните примероци (samples).

• Логирање на податоци: Чистите дигитални пакети беа стримувани преку виртуелен аудио кабел во компјутерот кој работи со софтверот Radio-Sky Pipe во независен режим, обезбедувајќи рамна базна линија (baseline) на шумот на студеното небо.

Необработени податоци за релативната моќност на шумот на 10,5 GHz.

3. Методологија на набљудување и геометрија

Набљудувањето беше спроведено од Битола (41°01′55″N 21°20′05″E) на 22 јуни 2026 година. Насочувањето на антената беше извршено со помош на методолошки процес во два чекори:

Почетна калибрација: Насочувањето на антената (деклинација δ и часовен агол HA) беа оптимизирани со максимално засилување на приемникот врз континуираниот радио фар (beacon) на геостационарниот сателит QO-100, со што се воспостави прецизна механичка и сигнална почетна точка (азимут 173,2° и елевација 42,3°, односно деклинација δ =-6°26' и часовен агол HA = -5,07° = 23 h 39 min 43 s)

Поставување за статична транзитна точка: Деклинацијата на антената потоа беше коригирана на δ = -7°45'16" и заклучена во фиксна позиција што одговара на предвидената топоцентрична патека на Месечината во моментот на транзит низ главниот сноп на антената. На овој датум, Месечината беше со приближно 58% осветленост (еден ден по фазата на прва четвртина). Фиксната антена беше позиционирана така што локалниот транзит да се случи точно во центарот на статичниот прозорец, дозволувајќи и на ротацијата на Земјата природно да го помине лунарниот диск низ видното поле на антената.

Прозорецот за набљудување траеше од 16:33:24 UT до 16:55:12 UT (универзално време), фаќајќи вкупен опсег на податоци од околу 22 минути. На врвот на транзитот (18:45 часот по локално време / 16:45 UT), Месечината достигна елевација од околу 41° и азимут од 173,2°. Оваа висока елевација го минимизираше атмосферското слабеење на сигналот и го елиминираше термалниот шум од локалниот хоризонт, што инаку целосно би го маскирал термалниот шум на Месечината.

Параболичната антена со дијаметар од 160 cm и примарен фокус, каде се наоѓа LNB даунконвертерот од 10,5 Italpinas на 740 MHz.

4. Теоретски пресметки наспроти квантитативна анализа на податоците

Физичкиот дијаметар на Месечината опфаќа околу 0.5° на небото. Бидејќи главниот сноп на телескопот е 1.29°, Месечината не го исполнува целосно видното поле на антената. Ова создава ефект на разредување на снопот (beam dilution). Кога е центриран, главниот сноп го фаќа топлиот лунарниот диск (~212 K), но ги гледа и студените маргини на позадинското небо (~10 K). Ова го намалува очекуваниот скок на антенската температура на шумот (ΔTA) на приближно 10 K.

Со оглед на проценетата вкупна температура на шумот на приемниот системот (Tsys) од околу 330 K, теоретскиот сооднос на моќност беше пресметан со користење на равенката за системска врска:

Скок на моќност (dB) = 10 * log10((Tsys + ΔTA) / Tsys)

Скок на моќност (dB) = 10 * log10((330 + 10) / 330) = 10 * log10(1.03) ≈ 0.13 dB

Tsys и ΔTA беа и добиени со други пресметки врз основа на податоците од експериментот.

Емпириско извлекување и верификација на податоците:

Необработените бинарни податоци (.spd формат) логирани од софтверот Radio-Sky Pipe (на првата слика) беа конвертирани во стандарден CSV формат со помош на модифициран скрипт во Python (rsp2txt.py). На необработениот графикон, централната маса на шумот имаше базна вредност од 3.0 единици. Како што Месечината транзитираше низ снопот, се забележа јасен макроскопски пораст, одвај видлив со голо око, кој достигна максимална вредност од 3.09 единици околу 16:45:18 UT.

Пресметката на овој сооднос на моќност го дава следново:

Измерен сооднос Y = 3.09 / 3.0 = 1.03

Измерен скок на моќност = 10 * log10(1.03) ≈ 0.13 dB

Ова емпириско мерење од 0.13 dB, кога ќе се земат предвид фините атмосферски влијанија, ефикасноста и површинската прецизност на рефлекторот од антената, но и термалниот шум на гранки од дрво во главниот сноп на антената, претставува одличен и стабилен детектабилен сигнал во рамките на очекуваниот термален праг за дадената хардверска конфигурација.

5. Математичко моделирање и толкувања

За да се извлечат длабоки научни согледувања од протокот на сурови податоци, во Excel беа извршени два различни методи на математичко филтрирање: локализиран центриран подвижен просек од 100 периоди (MA100) и глобална полиномна регресија од 6-ти ред (на втората слика).

5.1 Геометрија на антенскиот сноп (полиномен модел):

Кога полиномната регресиона линија од 6-ти ред беше применета врз необработените податоци на првата слика (Pwr_sampled), таа генерираше високо симетрична, класична звонеста (Гаусова) крива која мазно го достигна својот врв помеѓу 16:45 UT и 16:46 UT. Бидејќи глобалната полиномска регресија ги балансира грешките низ целиот сет на податоци симултано, таа ефикасно ги изолира хардверските карактеристики на антената и приемникот. Оваа симетрична крива служи како емпириски доказ за чист дијаграм на зрачење, потврдувајќи дека главниот сноп на антената од 160 cm е ослободен од геометриски нарушувања или асиметрични интерференции на страничните снопови.

5.2 Лунарна термодинамика (модел на центриран подвижен просек МА100):

Спротивно на тоа, примената на центриран подвижен просек од 100 периоди МА100 (кој гледа симултано напред и назад во времето за да избегне вештачко доцнење во фазата) откри јасна, физичка асиметрија во профилот на транзитот. Кривата покажа остар, агресивен пораст кога видното поле на антената почна да ја фаќа Месечината, проследено со благ наклон каде што вистинската максимална точка на моќност се задржа помеѓу 16:44 UT и 16:47 UT пред постепено да падне.

Оваа асиметрија е реален приказ на лунарната термална инерција. Бидејќи Месечината беше блиску до својата фаза на прва четвртина, снопот на антената помина најпрво низ осветлената Месечева хемисфера (~390 K) пред да премине во студената, темна хемисфера (~110 K).

Заматената атмосфера додава на температурата на шумот на системот и ги влошува резултатите на експериментот.

Финиот прашински слој што ја покрива Месечината (лунарниот реголит) се одликува со неверојатно ниска топлинска спроводливост. Тој делува како огромен топлински изолатор, одложувајќи го ослободувањето на топлината. Следствено, максималната субповршинска микробранова емисија не се совпаѓа со геометрискиот центар на оптичката фаза; наместо тоа, таа е физички поместена кон лунарната рана вечерна зона каде што карпите под површината сè уште зрачат складирана енергија во вселената.

6. Заклучок

Експериментот успешно демонстрираше дека аматерска станица може да постигне прецизност потребна за професионални радиоастрономски набљудувања. Преку спојување на високозасилувачки аналоген хардвер со директен дигитален SDR приемник, флуктуациите на термалниот космички шум беа јасно изолирани и измерени. Добиените податоци успешно ги раздвоија геометриските својства на антенскиот сноп од нерамномерните термодинамички карактеристики на лунарниот реголит. Идните итерации на овој експеримент ќе вклучуваат транзити на Сонцето и галактичкиот центар Сагитариус А.

Ќе биде имплементирана и стабилизација на локалниот осцилатор со помош на GPSDO (GPS disciplined oscillator) заради намалување на фазниот шум, но и елиминирање на локалните вегетациски препреки (гранки од дрво) во блиското поле на антената, што моментално ја влошуваат температурата на шумот на системот (Tsys) за околу 60 K.