Anche questa volta ho affrontato il problema con il mio amico Fer
(IW1DTU) nell estate del 2014
La sorgente e faro di ispirazione
sono stato i risultati ottenuti da K5SO e descritti molto bene sul
suo sito web: K5SO
Radio Astronomy
La pulsar scelta e' stata per forza di cose
la PSR B0329 + 54 essendo la piu' (relativamente) potente osservabile
dal nostro emisfero
La pulsar e' distante 2643 anni luce dal
sistema solare e compie una rotazione completa ogni 0,71452 secondi e
hanno calcolato essere vecchia di 5,5 milioni di anni.
Una pulsar
e' una stella di neutroni piccola (circa 10Km di diametro) ma con una
massa estremamente alta che ruota su se stessa ad altissima
velocita'. Essa emette un potente fascio di radiazione
elettromagnetica ai suoi poli e, a causa della rotazione, quando
diretti verso l'osservatore sono (forse) ricevibili come impulso con
una cadenza estremamente precisa e costante.
Il segnale emesso e'
a largo spettro e di intensita' variabile con la frequenza, il picco
massimo di radiazione avviene attorno ai 380Mhz e quindi ci sembrava
naturale tentarne l'osservazione sui 70cm che non solo e' la gamma
radioamatoriale piu' vicina ma permetteva di usare la mia antenna da
16 x 26 elementi e tutta la seguente catena di ricezione.
la rivelazione di una pulsar e' sicuramente una grande sfida per
una istallazione amatoriale perche' i segnali sono comunque
estremamente deboli. Per avere qualche possibilita' da parte di radio
astronomi amatoriali e' necessario disporre di un'antenna con buon
guadagno e di mezzi di trattamento numerico del segnale.
Il
trattamento numerico dei segnali e' diventato oggi possibile grazie
ai ricevori SDR associati ad un PC e corredati da opportuno software.
Un trucco, indispensabile al nostro livello per facilitare il
successo e' il fatto che puntando ad una pulsar gia' nota se ne
conosce con esattezza il periodo, e' quindi possibile puntare a
riconoscere solo i segnali che sono coerenti con la stella cercata.
Il processo consiste nel mediare numerosi blocchi di segnale
digitalizzato in sincronismo con la frequenza della pulsar in modo da
affievolire il rumore casuale ed invece metterne in evidenza il
contenuto periodico.
Il processo richiede periodi di lunga
osservazione per raccogliere una quantita' sufficiente di dati (ore).
La pulsar e' un trasmettitore a larga banda e i suoi segnali possono
essere rivelati soltanto grazie alle variazioni del rumore di fondo e
quindi con un'analisi nel dominio del tempo. La quantita' di eccesso
di rumore e' quindi direttamente proporzionale al rumore totale
ricevuto e' percio' importante cercare di utilizzare il ricevitore
con la piu' ampia larghezza di banda possibile.
La stazione era cosi composta:
70cm array con capacita' di tracking della pulsar
0.3db NF,
30db gain LNA
70 cm Transverter
Generatore controllotao al
rubidio
Divisore di frequenza(1 a 10000000)
SDR 14 connesso
all'uscita IF a 28Mhz del trasverter
Software Sprectravue
Personal computer
Il ricevitore SDR14 (RS Space) prevede la possibilita' di un
trigger esterno che controlla la produzione di pacchetti di campioni
a precisi intervalli di tempo. Settando opportunamente il generatore
di frequenza e passando dal divisore e' possibile fornire impulsi di
trigger con intervalli corrispondenti al periodo della pulsar. 
Ma non e' finita, siccome il segnale da ricevere e' soggetto a
doppler che dipende dalla localita' da cui si osserva e dal tempo il
periodo apparente della pulsar non e' costante e va ricalcolato al
momento. Per fortuna Joe (K5SO), a cui vanno tutti i nostri
ringraziamnti per la disponibilita' ed i preziosi consigli, ci e'
venuto incontro fornendoci una versione della famosa "tempo"
utility compatibile con i nostri PC. 
Fornendo i parametri corretti, oggetto in osservazione,
coordinate locali e ora corrente la frequenza calcolata e' usata per
settare correttamente il generatore di segnali. L'SDR14 ha inoltre
diverse prestazioni pensate proprio per radioastronomia e ,tra
queste, la visualizzazione nel dominio del tempo e la capacita' di
fare il data folding.
Dopo tutta questa premessa abbiamo fatto diversi tentativi, ed
in piu' occasioni, di ricevere la pulsar in 70cm ma, molto delusi,
senza vederne un minimo segno. La condizione della banda dei 432Mhz
nella mia zona soffre di un grave livello di inquinamento
elettromagnetico Quando istallai l'antenna ero in grado di misurare
un livello di sun noise in eccesso di 17db mentre ora i livelli (al
meglio) sono tra 15 e 16 db.
In aggiunta ho rumori discontinui ma
molto forti a causa dei giunti sulle linee di alimentazione delle
antenne che evidentemente ossidati hanno bisogno di una pesante
manutenzione. Soprattutto nei momenti in cui l'antenna si muove
diventa un vero generatore di rumore. La speranza era che il processo
di data folding potesse eliminare completamente i disturbi sporadici
ma cosi' non e' stato. Si impone tentare in altra direzione.
I 23cm si presentano invece, per ora, come una banda molto
piu' tranquilla e il maggior guadagno disponibile puo', almeno in
parte, compensare la minore intensita' di campo della pulsar. Un
primo tentativo usando la stessa tecnica dei 70cm con circa due ore
di osservazione (SDR14 + Hardware trigger) ha tuttavia dato risultati
negativi. L'unica speranza rimasta era di provare a ricevere una
larghezza di banda maggiore per aumentare la sensibilita' del nostro
sistema, sfortunatamente SDR14 in modo triggered non puo' superare il
limite dei 250Khz. Io posseggo un Perseus che pero' e' stato
progettato come eccellente ricevitore per HF ma non ha nessuna
funzione particolare orientata alla radioastronomia. In compenso ha
la capacita' di registare 2Mhz di banda passante su un file in
formato .wav. La possibilita' era di provare a fara un off line data
processing sul file prodotto dal Perseus e usare un software (home
made) ad hoc per l'integrazione dei dati. La catena di ricezione
divento quindi:
10m dish
0.27db NF,37db gain LNA
Transverter
with 28MhzIF
Perseus on the IF output tuned at 28Mhz,come feeder lo stesso utilizzato per EME ovvero dual mode septum a polarizzazione circolare.
Il
software scritto appositamente e' fatto di un data processor con
input dal .wav prodotto da Perseus che integra i dati su una tabella
in memoria ed un primitivo oggetto grafico per visualizzare il
risultato.
I dati in ingresso per processare i campioni di
segnale erano inizialmente costituiti dalla frequenza della pulsar
ottenuta da "tempo" per frequenza,localita' e momento.
L'altra informazione indispensabile era il valore di sample rate (in
campioni al secondo) ricavato dall'header del file.wav.
L'integrazione dei dati consiste nel sommare gli effetti di
blocchi successivi di campioni corrispondenti , come tempo, and un
numero intero di periodi della pulsar (data folding) producendo un
valore medio per ogni campione in modo da evidenziare segnali
coerenti e periodici e di deprimere invece quelli randomici (rumore).
La serie di valori medi e' tenuta su una tabella nella memoria del
PC.
Piu' è lungo il periodo di osservazione piu' aumentano
le possibilita' di "vedere" il segnale cercato. Alla fine
di ogni ciclo di data folding un valore corrispondente al valore
medio piu' piccolo e' sottratto ad ogni posizione della tabella. Il
file .wav consiste in una registrazione a due canali con i valori I/Q
prodotti dal Perseus con i quali viene calcolato il modulo del
vettore poi integrato.
I primi tentativi non sono stati incoraggianti fino a che non
si e' provato a variare il valore del sample rate facendolo diventare
un parametro variabile di input.
La tempistica del perseus è
pilotata da un oscillatore a quarzo che ,come si sa, e' soggetto a
scostamenti di frequenza dal valore teorico dovuti a diversi fattori
e quindi per la precisione richiesta dal processo di analisi dati non
si puo' fare affidamento a quanto indicato nel .wav.
Tra i
parametri di input e' prevista inoltre la definizione della larghezza
nella finestra di osservazione in multipli interi del periodo pulsar
insieme ad un valore per un effetto di smoothing nella presentazione
del grafico.
Dopo parecchi tentativi finalmente si e' potuto
apprezzare il flebile segnale ricevuto da cosi' lontano. Di seguito
alcuni "screen shots" prodotti dallo stesso file di input
con diversa lunghezza della finestra.
La durata dell'osservazione
e' stata di circa 3 ore e mezzo per un totale di 94.4 Gbytes di dati
raccolti.
La scala delle X espressa in millisecondi permette di
vedere che la distanza tra gli impulsi corrisponde al periodo della
pulsar (circa 0.714 secondi).
La scala Y (in db) ha come
riferimento il valore del noise floor al termine completo
dell'integrazione e da un'idea di quanto sia debole il segnale
ricevuto.
Quanto presentato sopra e' il risultato di una singola osservazione (la prima fatta in quel modo) il metodo scientifico pretende pero' che i risultati siano ripetibilie ,possibilmente, con prove in negativo per essere sicuro di non aver preso granchi. Il primo tentativo e' stato proprio fatto con una lunga registrazione ed antenna "off target" puntata su un'area di cielo freddo. Tutti i tentativi di leggere qualcosa di assomigliante al segnale pulsar sono risultati vani. Solo rumore! Una successiva prova della durata di un'ora , questa volta con antenna verso la pulsar, ha fatto vedere nuovamente il segnale ma con un rapporto segnale /rumore poco gratificante. Una leggera pioviggine durante la registrazione potrebbe pero' giustificarlo. Finalmente con una registrazione di 3 ore e' stato possibile di veder un segnale ben definito e soltanto dopo pochi minuti di osservazione. Le immagini che seguono ne dimostrano il risultato. Da notare che l'analisi dei dati e' stata interrotta dopo circa 1800 secondi corrispondenti ai 2518 periodi osservati perche' continuando il processo il rapporto S/N invece che migliorare peggiorava. La motivazione e' dovuta al fatto che in questa stagione la B0329 + 54 e' accessibile ad una bassa elevazione (decrescente con il tempo) e l'antenna cominciava ad essere influenzata dal rumore terrestre quando al di sotto dei 20 gradi.
Il link punta ad una flash movie che visualizza l'andamento del processo di analisi dei dati fino all'emergere dal rumore di fondo dei segnali della pulsar.
Data Processing
La
lunghezza della finestra era settata a 3 periodi di pulsar ed i files
usati sono quelli prodotti dal Perseus ed utilizzati per la
visualizzazione precedente.
La durata del filmato corrisponde
alla durata reale dell'analisi dati (incluso il tempo di lettura
files da disco).
Il tempo di osservazione corrisponde invece a
2517 periodi di pulsar ovvero a circa 1800 secondi.
La conferma (e gratificazione) ricevuta a conferma dei miei sforzi e' stata pero' quella ricevuta da Joe Taylor (Premio Nobel proprio in tema di PulsarNobel) che ho osato coinvolgere con una domanda.
Egli si e' subito dimostrato interessato a quello che facevo e ha
chiesto che gli mandassi I files con le mie osservazioni.
Avutoli
, ed in breve tempo, mi ha fatto avere un primo riscontro con un
grafico ed alcuni commenti:
Questi sono I commenti a corredo che non mi permetto di
tradurre:
"I folded the data into 128 equally spaced
phase bins covering the full pulsar period, obtaining the average
pulse profile shown in the attached plot.
Pulsar phase is shown
in units of periods; the pulse was arbitrarily rotated to put the
peak at phase zero, in the middle.
The average off-pulse noise
power was measured and subtracted, and the power was scaled so that
the rms noise on the plotted baseline is 1.0.
Thus, at the
resolution indicated the observed signal-to-noise ratio is about 26.
It's a beautiful set of observations!"
Ma non e' tutto,
ho avuto spiegazioni e suggerimenti per una eventuale prosecuzione
dell'attivita' che si possono condensare in 3 punti:
1) Non e' necessario conservare e lavorare sui miliardi di campioni
registrati durante un'osservazione ma I files possono essere ridotti
con un processo di decimazione.
La loro analisi risulta quindi
estremamente facilitata e non si perde nulla in termini di
informazione fino a che il singolo dato risulta essere una piccola
frazione del periodo di pulsar.
2)I segnali provenienti dalle pulsar non sono costanti ma
subiscono effetti di scintillazione nel mezzo interstellare di
propagazione e con una opportuna analisi dei dati raccolti
è possibile pensare di tenere in conto solo I periodi piu'favorevoli al fine di favorire la rivelazione della pulsar.
Per meglio far capire il principio la spiegazione è stata corredata dal grafico ottenuti con I mie dati:
L'asse verticale rappresenta la fase della pulsar (un intero periodo) mentre l'orizzontale l'intero tempo di osservazione (da 0 a 3.5 ore in questo caso).
Si identificano chiaramente due periodi piu' favorevoli uno
all'inizio dell'osservazione ed uno alla fine, molto piu' tenue la
traccia nel mezzo.
3) Come considerazione finale dall'aiuto di K1JT si evince che
l'analisi off line dei dati nell'osservazione delle pulsar e' da
preferirsi a complicati tentativi
di ottenere lo stesso in tempo reale.
A seguito delle precedenti indicazioni ho provato a modificare il
mio codice di analisi dati (fino ad ora abbastanza informe) in modo
da renderlo un po' più strutturato
e con qualche accenno di flessibilità.
L'applicazione deve avere a che fare con file molto grandi che
corrispondono al periodo di osservazione, l'ordine di grandezza
supera I 100 Gb, e per rendere più
facile il compito è stata compilata in un ambiente windows
a 64 bit (uso W8) .
Le interfacce grafiche sono tutte di tipo popup, quella iniziale
permette di selezionare le funzionalità finora implementate:
L'input richiesto consiste nella frequenza della pulsar al
momento dell'osservazione, il rapporto di decimazione, il file .wav
iniziale dell'osservazione e un titolo da associare all'operazione.
L'output prodotto consiste di un singolo file .dec con un header
iniziale che contiene le informazioni necessarie per il processing
successivo ed un array di valori float.
La successione di valori rappresentano (in potenza) gli original
I+Q mediati secondo il rapporto di decimazione.
Non ha un'interfaccia sua ma permette di selezionare uno dei
.dec files disponibili da integrare in memoria secondo I periodi di
pulsar richiesti.
Produce il grafico solido con I dati integrati contenuti in memoria (simile a quelli gia' presentati).
Ad esempio, il seguente è il prodotto della integrazione di
5 periodi sulla osservazione di mezz'ora : 
Un grafico ,forse, un pochino più elegante dei
precedenti e con qualche informazione addizionale.
Il seguente è
il prodotto di una integrazione di 10 periodi su 3.5 ore di
osservazione con un file decimato 1/100. 
10 Periodi sono visibili perfettamente.
Questo è un tentativo di replicare la stessa analisi
fatta da Joe, non sono sicuro che sia esente da errori tuttavia da
comunque dei risultati.
I sola mezz'ora che puo ritenersi
fortunata perchè la , sia pur tenue, traccia della pulsar e'
fisibile praticamente per l'ntero tempo ed e' sufficiente per
ottenere un discreto risultato.
Si notano forti impulsi di rumore nella parte iniziale che pero
vengono assorbiti dal processo di integrazione. 
A tutto questo devo pero' aggiungere che, nel tentativo di
seguire I consigli di Joe, ho tentato (nella prova da
3.5 ore) a selezionare e conteggiare solo I periodi dove il segnale della pulsar era piu' forte.
Al contrario delle aspettative, il risultato finale non sembra
averne avuto dei vantaggi mentre risultavano ancora visibili impulsi
di rumore che il periodo, piu' corto, di integrazione non riusciva ad eliminare completamente.
Gia' ho fatto alcuni tentativi verso altri obiettivi, per ora
lunico successo è stato il poter individurae la pulsar B1933 +
16 con un segnale indubbiamente piu' debole di B 0329 + 54.
Peccato
che, per sbaglio, abbia cancellato tutti I files, e' rimasto solo uno
screen shot di un risultato su 2 periodi: 
E' una stella che compie circa 3 rivoluzioni al secondo ad
una distanza stimata di circa 26000 anni luce da noi.
Spero di
poter presto collezionare una migliore osservazione della stessa.
Un paio di registrazioni puntando alla B 0531 + 21 (pulsar
del granchio) e alla B1822-09 non hanno dato risultati utili.
La
pulsar del granchio produce deigli impulsi giganti ma purtroppo
intercalati in modo imprevedibile con molti altri invece deboli per
cui e' molto difficile da individuare.
B 1822 - 09 è presenta difficolta' di altro tipo, essendo nell'emisfero sud quindi con una bassa declinazione
il possibile tempo d'osservazione senza introdurre ground noise per la bassa elevazione dell'antenna e' breve riducendo cosi' la possibilità di evidenziarla.
Naturalmente ci si riprovera'.