Наведение радиотелескопа

Большой радиотелескоп имеет довольно хорошую точность наведения:

• точность отдельных тарелок VLA составляет около 10 угловых секунд.
• гигантский телескоп Ловелла в Джодрелл-Бэнк имеет аналогичную точность.

Вторым важным параметром является ширина луча . Ширина луча сильно зависит от частоты:

ширина луча = длина волны/диаметр антенны

Когда вы используете несколько антенн в интерферометре, вы можете увеличить их эффективную точность и уменьшить их общую ширину луча .

Еще немного информации о механике телескопа Ловелла:

Управляющий компьютер рассчитывает требуемую скорость движения для каждого источника радиосигнала. Приводные двигатели управляются сервоприводом, что обеспечивает постоянную проверку достижения правильной скорости. Положение телескопа постоянно отслеживается и передается на управляющий компьютер, чтобы обеспечить правильное направление телескопа.

Для хорошего слежения точность наведения должна составлять около двадцатой части разрешения. Поскольку разрешение пропорционально принимаемой длине волны (см. ниже), из этого следует, что точность наведения более критична на более коротких длинах волн. Управляющий компьютер может исправлять ошибки наведения, вызванные провисанием чаши телескопа под собственным весом при движении вверх и вниз. Таким образом, ошибки наведения могут быть сведены к 10 угловым секундам.

Итак, серводвигатели и, предположительно, калибровка обеспечивают такую ​​точность.

Телескоп Ловелла имеет 2 двигателя вертикального привода с редукторами с каждой стороны тарелки. Их можно привести в движение так, что один мотор будет тянуть тарелку, а тарелка будет таскать за собой второй мотор. Это устраняет люфт шестерен в системе: две зубчатые передачи «накручиваются» в противоположных направлениях. Это означает, что они могут производить регулировку, не мешая люфту шестерни. (источник: видеопрезентация, которая проходит в центре для посетителей в Jodrell Bank)

Дополнительная литература: история Jodrell Bank , и статья Radio Electronics .

Распространенным методом оценки положения луча на небе являются так называемые точечные измерения. В идеале вы пытаетесь использовать точечный радиоисточник с известным положением на небе. Сканирование этого точечного источника вашим радиолучом даст максимальную силу сигнала, как только луч окажется в центре объекта. Делая это, например, как перекрестное сканирование, вы пытаетесь установить подробное угловое положение макс. сила сигнала.

Есть некоторые проблемы. Во-первых, на небе не так уж много точечных радиоисточников (в зависимости от измеряемой частоты). Мазерное излучение обычно является хорошим кандидатом. Но для более высоких частот список становится очень коротким. Обычно используемый наводящий источник для приемников излучения углеродных линий - это углеродная звезда IRC 10216. Также в качестве наводящих источников используются планеты, потому что они фактически являются точечными источниками для большинства не слишком больших телескопов. В зависимости от частоты они достаточно радиоярки, чтобы их можно было использовать.

Вы также можете указать на протяженные объекты, форма которых вам точно известна, например,
также используется перекрестное наведение на звездный или лунный диск. Обычно эти измерения наведения должны выполняться на нескольких высотах, чтобы установить хорошую модель наведения. Например, это связано с тем, что радиальные антенны страдают от гравитационной деформации в зависимости от высоты, на которую они смотрят (они не являются бесконечно жесткими конструкциями). Они также страдают от теплового расширения, давления ветра и т. д. (см., например: http://ipnpr.jpl.nasa.gov/progress_report/42-159/159A.pdf и http://lss.fnal.gov/ архив/other1/iram-298.pdf )

Все эти методы зависят от видимости источников указания. Альтернативой является использование оптического направляющего телескопа, прикрепленного к радиотелескопу. Здесь вы используете оптические положения звезд, чтобы определить свое направление. Затем вам просто нужно установить относительное выравнивание между оптической осью оптического телескопа и радиолучем. Это, конечно, требует видимости звезд, т.е. вы можете использовать его только во время ночных наблюдений (в то время как наведение на солнце используется в дневное время). Спутник Herschel использовал оптический направляющий телескоп (направленный в противоположном направлении) для наведения телескопа. (см. здесь: http://herschel.esac.esa.int/Docs/Herschel/html/ch02s04.html )

Все крепления телескопа откалиброваны с несколькими известными целевыми объектами, но для первоначального выравнивания с указанными объектами можно использовать визуализацию, а затем перемещать радиотелескоп до тех пор, пока не будет достигнуто пиковое значение от инструментов, которое будет указывать на то, что вы указываете прямо на объект. объект. Я не уверен, как профессиональные обсерватории справляются с этим, но это будет похожий процесс.

Ответ на этот вопрос состоит из двух частей, обе из которых уже были затронуты в предыдущих ответах. Мне посчастливилось быть членом волонтерской организации, которая вернула в эксплуатацию старый телескоп, и, просматривая старые документы, мы вполне можем восстановить то, что делали пионеры этой дисциплины, когда сталкивались с этой проблемой.

Механика

Вы хотите начать с создания хорошей механики : очень прочного фундамента и точных приводных систем, чтобы не было «колебаний» в любом измерении, чтобы не было люфта между отдельными зубьями ведущей шестерни, а все движения были непрерывными и плавными. Это обсуждалось в ответе Гоббса.

Измерительное оборудование

Во- вторых, вам нужны точные системы углового измерения положения вашего инструмента. Вам также необходимо понимать, как ваш телескоп и крепление приемника двигаются и изгибаются при наклоне к горизонту.

указывая

Но эти два вместе дадут вам только машинно-ориентированное представление о направлении телескопа. Как обсуждалось в ответе Маркуса Реллига, вы начнете с создания модели наведения для вашего телескопа; измерение положения известных так называемых калибровочных источников и сравнение измеренных положений с положениями из литературы.

Начало

Но как составители каталогов радиоисточников пришли к положению эталонных источников? Что ж, «наш» телескоп начинался с небольшой кабины с оптическим телескопом, установленным внутри стальной конструкции тарелки. Первоначально он был направлен на местные сооружения на земле, которые были оснащены радиочастотными передатчиками для выполнения юстировки оптического телескопа и оси луча радиотелескопа. Позже установка может быть использована для идентификации оптических аналогов ярких радиоисточников в небе. Исходя из этого, вы могли итеративно создавать более полные карты и каталоги.

Я наткнулся на эту страницу, когда искал информацию о точности наведения для других телескопов. В настоящее время я работаю в Jodrell Bank, и я боюсь, что большая часть представленной информации о телескопе Ловелла, по крайней мере, в основном неверна или, по крайней мере, вводит в заблуждение.

Точность наведения телескопа определенно не превышает 10 угловых секунд среднеквадратичного значения.

Во-первых, здесь существует разница между абсолютной точностью наведения и относительной точностью при отслеживании источника. Как упоминалось другими, суточные колебания температуры вместе с ветром оказывают наибольшее влияние на абсолютную точность, и мы регулярно обнаруживаем, что телескопы находятся в угловых минутах от того места, где они должны быть, до начала наблюдений.

Техника заключается в добавлении «смещений» в модель наведения путем кратковременного отслеживания яркого источника калибратора. Это повторяется примерно ежечасно, в зависимости от того, на какой частоте работает телескоп.

Теперь самый популярный ответ требует среднеквадратичного значения 10 угловых секунд, что может быть правдой в коротких временных масштабах, но определенно не в абсолютном выражении без текущих смещений. Кроме того, сама модель наведения — вещь, которая сообщает телескопу, как и где отслеживать — в настоящее время является лишь базовой для Ловелла. Это отличается от многих других обсерваторий и является одним из главных приоритетов для улучшения на данный момент. Модель наведения может уводить телескоп от источника в течение длительных периодов времени, поэтому так важно регулярно сбрасывать наведение.

Ответ правильный, если сказать, что самая большая проблема с точки зрения точности наведения от момента к моменту — это сервоуправление — система, которая превращает компьютерные запросы о конкретном направлении в механическую реальность. Собственно, прогибание тарелки под собственным весом реально влияет только на форму луча и чувствительность, а не на наведение. Телескоп Ловелла и многие другие используют двигатели, работающие друг против друга, для достижения постоянной скорости движения, и это работает на удивление хорошо. Крен и раскачивание составляют порядка 1/100 ширины луча, что делает их практически незначительными.

Я предполагаю, что ваш вопрос касается радиотелескопов с фиксированной тарелкой, таких как Аресибо. (Кстати, существуют нестационарные радиотелескопы, такие как телескоп Грин-Бэнк , которые нацеливаются так же, как и любой другой телескоп.) Аресибо использует сферический рефлектор вместо традиционного параболического рефлектора и мобильную подвесную конструкцию над первичным рефлектором, содержащую вторичный и третичный рефлектор. Перемещение этой конструкции позволяет телескопу нацеливаться на разные части неба. Однако из-за неподвижной тарелки он все еще ограничен примерно 30 градусами от зенита.

Это сложный вопрос, на который уже опубликовано несколько хороших ответов. Это сложно, поскольку существует (в широком смысле) два типа радиотелескопов — одиночные антенны и интерферометры — и (даже в более широком смысле) два вида наблюдения — получение изображений и спектроскопия/фотометрия.

Самое важное, что нужно помнить, это то, что в хорошем первом приближении «все», что вам нужно сделать, это поместить источник в луч телескопа и избежать любых конфликтующих источников. Как отметил @Hobbes, ширина луча (в радианах) — это длина волны/диаметр тарелки. (В частности, это 1,2*длина волны/диаметр — см . Википедию .) Даже для больших тарелок это может быть много: несколько градусов, хотя для более высоких радиочастот оно достигает угловых минут.

Отдельными блюдами управляют, перемещая что-то: обычно блюдо, но в случае такого, как Аресибо, перемещая рупор подачи. Нет реальной необходимости управлять более точно, чем доля - скажем, четверть - ширины луча.

Даже такая большая тарелка, как у Грин-Бэнка, используется не столько для получения изображений (ее разрешение в лучшем случае будет составлять много угловых минут), сколько для измерения временных вариаций источника на различных длинах волн. А для этого достаточно, чтобы источник находился где-то рядом с центром луча.

Таким образом, для такого типа телескопа вам потребуется точность наведения в диапазоне от нескольких градусов до десяти угловых минут. Где-то в системе есть редуктор и двигатели, которые приводят в движение тарелку, и есть индикаторы, которые показывают положение. После того, как это откалибровано - возможно, путем точных измерений фактического положения тарелки в зависимости от показаний редуктора - эту точность наведения можно обеспечить, перемещая тарелку в желаемое положение.

Если вы занимаетесь интерферометрией, все намного сложнее! VLA работает на сантиметровых волнах с 25-метровыми тарелками, поэтому ширина луча отдельной тарелки составляет около угловой минуты. Нацеливание отдельного блюда осуществляется так же, как и любого другого отдельного блюда, хотя механизмы обычно более точны.

Но разрешение массива, такого как VLA, намного лучше, чем разрешение отдельных тарелок. ( Статья в Википедии на эту тему посредственная, но отслеживание некоторых ссылок на нее очень поможет.) По сути, одна очень большая тарелка строится математически путем объединения вместе сигналов, полученных от каждой отдельной тарелки (как интенсивности, так и времени) и точное местонахождение каждой тарелки (но не столько, где каждая была указана!).

Сверхточное наведение, которое возможно с помощью интерферометра, происходит от математической обработки данных, а не от механики наведения отдельных тарелок. (На самом деле, существует ряд полезных интерферометров — хорошим примером является LOFAR в Нидерландах — которые вообще не направлены, а в основном состоят из всенаправленных антенн.)

Итог: отдельные блюда указываются с помощью механики; Интерферометрические массивы указывают с помощью математики.