大溪天文台 1.4GHz 中性氫電波望遠鏡的基本設計


大溪天文台 自2024年開始計畫開發一座以1420 MHz頻率為中心、頻寬約50 MHz以 中性氫(H-I line)為主要觀測的電波望遠鏡。基本上,星際間的中性氫到達地球的電波,其接收的訊號是非常微弱，所以我計劃設計的觀測系統,經過現實的考量,其預期整體增益約為40-50dB. 實際這也和背景電子雜訊強度幾乎並無差異，因此觀測H-l line 的電波系統必須使用高增益，同時盡量降低雜訊以最大化訊噪比(S/N  signal-to-noise ratio ratio)。除了接收機以外,首要最重要的元件將是一個低噪放大器（LNA），噪聲指數為<1dB。在經過放大後，需有一個位於1420 MHz中心的帶通濾波器(band-pass filter)，只讓我們主要觀測頻率的頻譜部分通過,其它則過濾掉。這套系統為了配合快速傅立葉頻譜分析(FFT) 將接收器設計是一個軟體定義無線電（SDR）模組替代傳統AOR AR-5000A 系接收機，再連接到電腦的 USB 埠。這套SDR模組必須具備良好的石英振盪頻率穩定性，才能獲得明確且可重複的訊號頻譜。圖1
我的設計組成部分必要規格需求如下：
第一個 LNA 放大器，帶通濾波器 1420MHz，增益=30-40dB，FN<1dB  圖2 圖3 圖4
寬頻放大器，增益 = 10-20dB  
帶通濾波器（約50MHz的通帶）中心位於1420MHz
1420 MHz 預濾波 LNA
訊號接收鏈的第一元件是低噪聲放大（LNA），它是最關鍵且最重要的元件，因為其噪音指數（NF）決定低噪的優質 LNA 以達到最大化 S/N比 .
接收器採用了英國的 SDRPlay RSP1A (台北市天文協會流星觀測電波望遠鏡則採用最新的SDRPlay RSP1B) 。
另外也採購專對應H-I line 的 NooElec SAWbird+ H1m 是一款專門用於接收中性氫線的（LNA）模組，放大器中心頻率位於1420 MHz頻率，具有鋁製外殼中，配有兩個 SMA 連接器和 USB 插座作為電源供應。

Technical Data :
+40dB of RF gain at 1420MHz (在1420MHz時，射頻增益+40dB)
65MHz 3dB bandwidth (65MHz 3dB 頻寬)
0.8dB noise figure at 1420MHz (1420MHz 降噪指數為 0.8dB)
50Ω gain block (50Ω 增益模組)
+3.3V-5V single sup  (+3.3V-5V 單電源供應)
122mA Current Draw  (122mA 低電流消耗)

寬頻放大器 SPF5189Z是一款前級放大器，設計用於軟體定義無線電接收器與天線之間。內部移除了 SAW 濾波器，以覆蓋 0.1MHz 到 4GHz 頻段, 在1.42GHz頻率的增益為15dB(頻率越高則增益越大)。供電有兩種方式：透過 USB 接頭以 USB 線都可以為裝置供電5V工作電壓。我們選擇用 USB 線供電。圖5 圖6

1420 MHz 頻段窄頻通濾波器(1420 MHz Narrow-Band Pass Filter)
此濾波器專為對中性氫線觀測業餘電波天文學家所設計。採用了TA2494A 元件，尺寸僅為50 x 10mm ,損耗通常低於 3.5dB，頻段為 80MHz。
技術資料:
中心頻率 1420MHz
有效帶通頻率 1380-1460MHz
損耗在 1380 至 1460 MHz 3.5dB
振幅 1380 至 1460 MHz 1.0 dBpp
VSWR=1380 至 1420 MHz  1.9：1
抑制參考 0dB ：
直流至 1300 MHz 28dB
1550 至 3000 MHz 30dB
標準阻抗 50Ω
最大輸入功率= 10 dBm

Center Frequency 1420MHz
Usable Bandpass 1380-1460MHz
Insertion Loss, 1380 to 1460 MHz 3.5dB
Amplitude Ripple, 1380 to 1460 MHz 1.0 dBpp
VSWR, 1380  to 1420 MHz 1.9:1
Rejection referenced to 0dB :
DC to 1300 MHz 28dB
1550 to 3000 MHz 30dB
Impedance 50Ω
Maximum Input Power Level 10 dBm

基本設計的電波望遠鏡,其頻率的增益約為40-50dB，假設先不考慮慮天線的「增益」及其對其他頻率的進一步濾波操作（天線作為高通濾波器運作）。
所以我對 SDR 接收機必須加到這些值上，其中可以配置射頻增益、中頻增益和BB增益。我們這裡的射頻增益設為 0，另外兩個參數則設為 10dB(RF gain, the IF gain and the BB gain can be configured.)

雜訊指數
對於噪音指數使用Friis公式：
其中 F 和 G 的值不以 dB 表示，而是以比率表示。

G1 = 40dB = 10000
F1 = 0.8dB = 1.2
F2 = 0.75dB = 1.2

F總數 = F1 + （F2 – 1） / G1 = 1.2 + （1.2-1）/10000 ≅ 1.2 ⇒ F總數 = 0.8dB

先設定噪音指數等於 LNA 的噪音指數值。因此，SDR接收器的雜訊也必須加到射頻部分，該部分等於3.5dB，但由於射頻部分的高增益，此值也可忽略不計。
利用這些資料，我們也能計算接收機的等效噪音溫度Te(噪音溫度是一個理論概念=指的是將電阻加熱到Te溫度所產生的噪音)。溫度 Te 與噪音指數的關係如下：
Te = （F-1）*To
其中 To 為參考溫度 290°K。 對我們的系統，我們得到 Te = 58°K。 這是一個相當理論的理論值，實際值會稍高一些。

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第一阶段：AI 手术刀 —— SetiAstro Cosmic Clarity

SetiAstro 的 Cosmic Clarity 是目前针对线性文件（Raw/FITS/XISF）进行轨迹去除的神器。它不会像某些旧算法那样把星云细节抹掉，而是训练有素地只针对人造轨迹。
1. 导入素材
2.设置强度 (Strength)：通常默认设置已经足够好。如果你拍摄的是包含极高动态范围的目标（如猎户座大星云核心），建议先试一张，确保核心没有被误伤。
3.执行处理： 点击Batch Process Input Folder。务必使用GPU处理，速度很快。

处理后的单张如图（卫星轨迹已从白线变成黑线）

第二阶段：统计学滤网 —— PixInsight WBPP

现在你手头有一组已经经过 AI 初步处理的“干净”素材，接下来的 WBPP 不仅是校准和对齐，更是第二道防线


https://istarshooter.com/zh/articles/254


https://www.youtube.com/watch?v=xn-iwRY6pas

Siril和SetiAstro也能用RC三件套了！安装教程｜RC Astro’s Trio Now Works with Siril/SetiAstro! Installation Tutoria

Seestar银河流星后期教程  _ setiastro_siril_photoshop _ 減映

https://www.youtube.com/watch?v=BgcJRnUWu6Q

JWST 觀測靠近銀河系中心超大質量黑洞 Sagittarius A* 的恆星 IRS 3，顯示它正在以非常高的速率流失物質，周圍包覆它的物質結構也持續擴張。

這個結果很有意思，因為銀河中心是極端環境：

強烈重力
高能輻射
恆星風
黑洞活動
高密度恆星環境

JWST 的紅外線能力讓研究者可以直接研究這些物質如何在黑洞附近形成與演化。

相關延續成果： Webb 也觀察到銀河中心附近極端環境中，塵埃與水仍能存在甚至形成，顯示黑洞附近的化學環境可能比過去想像得更複雜

https://esawebb.org/news/weic2617/

 銀河系早期曾發生比想像中更早的重大合併_ 天文學家從銀河系暈中恆星的運動與化學性質，找到強烈證據顯示：銀河系曾經歷一次大型星系合併，而且時間比過去認為的最早重大合併還早約 18 億年。
這件事的重要性在於，銀河系不是一個「從頭到尾平靜成長」的螺旋星系。它的今天，很大程度是早期吞併其他星系留下的結果。
值得關注：銀河系恆星暈的結構, Gaia＋Hubble 的恆星運動 , 星系合併與球狀星團形成 , 早期銀河系如何從碎片逐漸組裝成今天的銀河

https://www.stsci.edu/news/press-releases