Astronomía

¿Cuál es la importancia de utilizar pares de referencia en la radiointerferometría?

¿Cuál es la importancia de utilizar pares de referencia en la radiointerferometría?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

La interferometría de radio utiliza arreglos de telescopios más pequeños que están conectados entre sí para sintetizar un telescopio de mayor apertura. Los observatorios de radio astronómicos, como el Very Large Array en Nuevo México, constan de múltiples antenas de radio en varias configuraciones (es decir, 27 antenas para el VLA). Cuando leo sobre los conceptos básicos de la interferometría de radio, se dedica mucho tiempo a la demora y la línea de base entre un par de telescopios. En otras palabras, la luz del objeto entrará en un telescopio primero antes que en el otro (a menos que apunte directamente hacia arriba) y un par de telescopios actuarán como una línea de base. No entiendo el significado de estos pares de telescopios. ¿Los pares actúan como un solo píxel? Leí que un par de antenas miden un punto en el plano u, v. ¿Por qué se necesitan pares de telescopios para hacer esto y cuál es el significado para la radioastronomía?


La idea básica detrás de la interferometría es la de interferencia, la combinación de dos ondas (en este caso, las ondas electromagnéticas de fuentes distantes). La interferencia implica intrínsecamente que dos señales interfieran entre sí, y es por eso que los pares de telescopios (también conocidos como líneas de base) son importantes. El patrón de interferencia entre las señales recibidas en dos telescopios diferentes transporta información sobre la estructura espacial de la fuente. Los pares muy separados son sensibles a la estructura a pequeña escala, y los pares cercanos son sensibles a la estructura a mayor escala (razón por la cual se necesitan ambos para reconstruir una buena imagen). Los pares norte-sur solo son sensibles a la estructura en la dirección norte-sur, y lo mismo ocurre con otras orientaciones de pares, por lo que nuevamente necesita pares / líneas de base orientadas en diferentes direcciones. (La rotación de la Tierra ayuda un poco al cambiar la orientación de las líneas de base con el tiempo, aunque los interferómetros modernos con muchos telescopios, como ALMA, tienen una cobertura bastante buena en una sola instantánea sin esperar a que la Tierra gire).

La señal de una fuente se registra en cada telescopio, y luego esas señales se combinan (o interferido) entre sí para cada par de telescopios, y todas esas señales de interferencia por par constituyen los datos generales recopilados por el interferómetro. En un radiointerferómetro, esta interferencia / combinación de señales se realiza en una computadora llamada correlacionador. Para la radio, la señal en cada telescopio se convierte en un voltaje y estos voltajes están correlacionados; para un interferómetro óptico o infrarrojo, la luz de cada telescopio individual se divide en múltiples trayectorias para que cada par de haces de luz pueda interferir en un directorio en un combinador de haz antes de que se registre el patrón de interferencia.


La geodesia es la ciencia que mide con precisión la forma geométrica de la tierra, su orientación en el espacio y su campo de gravedad, incluida la forma en que estas propiedades cambian con el tiempo. Los científicos e ingenieros de Haystack hacen observaciones geodésicas utilizando una técnica llamada interferometría de línea de base muy larga (VLBI). La técnica permite combinar datos de pares de radiotelescopios repartidos por todo el mundo, lo que da como resultado mediciones que son más precisas (en el sentido de resolución espacial) que las de un solo telescopio. Los científicos de Haystack también utilizan datos de otras técnicas geodésicas espaciales, como el sistema global de satélites de navegación (GNSS).

Westford es una estación fundamental para el VLBI Global Observing System (VGOS) de banda ancha, la red VLBI de próxima generación. VGOS apoyará todos los aspectos de las observaciones del sistema terrestre y permitirá mediciones del nivel del mar con una precisión aproximadamente 10 veces mayor que las capacidades actuales.

Westford es una estación de la red VGOS en expansión del Proyecto de Geodesia Espacial de la NASA (SGP). Las observaciones con la red VGOS de la NASA en colaboración con socios del Servicio Internacional VLBI para Geodesia y Astrometría (IVS) contribuirán a determinar la forma y la rotación de la Tierra con una precisión sin precedentes.

Tour por el interior del radiotelescopio de Westford

Interferometría basal muy larga

En los arreglos e interferómetros convencionales, se utilizan cables coaxiales, guías de ondas o incluso enlaces de fibra óptica para distribuir una señal de referencia de oscilador local común a cada antena y también para devolver la señal recibida de una antena individual a un laboratorio central donde se correlaciona. con las señales de otras antenas. Sin embargo, en los casos en los que las antenas están espaciadas a más de unas pocas decenas de kilómetros, resulta prohibitivamente caro emplear enlaces físicos reales para distribuir las señales. Se han utilizado enlaces de radio de muy alta frecuencia (VHF) o ultra alta frecuencia (UHF), pero la necesidad de un gran número de estaciones repetidoras hace que esto no sea práctico para distancias superiores a unos pocos cientos de kilómetros.

Los sistemas de interferometría de separación de elementos esencialmente ilimitada se pueden formar utilizando la técnica de interferometría de línea de base muy larga (VLBI). En los primeros sistemas VLBI, las señales recibidas en cada elemento se grababan mediante grabadoras de video de banda ancha ubicadas en cada antena. Más recientemente, con el advenimiento de unidades de disco de computadora confiables y económicas, los datos se registran en discos. Luego, los discos se transportan a una ubicación común donde se reproducen y las señales se combinan para formar franjas de interferencia. El funcionamiento satisfactorio de un sistema VLBI requiere que las grabaciones en cinta estén sincronizadas en unas pocas millonésimas de segundo y que la señal de referencia del oscilador local sea estable en más de una parte en un billón. Los datos registrados de unas pocas horas de observación suelen contener alrededor de un billón de bits de información, lo que equivale aproximadamente a almacenar todo el contenido de una biblioteca de tamaño modesto. Los estándares de frecuencia de máser de hidrógeno se utilizan para proporcionar una precisión de sincronización de solo unas mil millonésimas de segundo y una estabilidad de frecuencia de una parte en un millón de billones.


¿Cuál es la importancia de utilizar pares de referencia en la radiointerferometría? - Astronomía

El sistema de interferometría de línea de base muy larga (VLBI) Mark III permite el registro y procesamiento posterior de hasta 112 megabits por segundo de cada radiotelescopio de una matriz de interferómetro. Para las mediciones astrométricas y geodésicas, las señales de dos bandas de radiofrecuencia (2,2 a 2,3 y 8,2 a 8,6 gigahercios) se muestrean y registran simultáneamente en todos los sitios de antenas. A partir de estas grabaciones de banda dual, los retrasos de grupo relativo de las señales que llegan a cada par de sitios pueden corregirse por las contribuciones debidas a la ionosfera. Para muchas fuentes de radio para las que las señales son suficientemente intensas, estos retardos de grupo se pueden determinar con incertidumbres por debajo de 50 picosegundos. Las posiciones relativas de antenas muy separadas y las coordenadas celestes de las fuentes de radio se han determinado a partir de tales mediciones con incertidumbres de desviación estándar de aproximadamente 5 centímetros y 3 milisegundos de arco, respectivamente. Se proporcionan resultados de muestra para las longitudes de las líneas de base entre tres antenas en los Estados Unidos y tres en Europa, así como para las longitudes de arco entre las posiciones de seis fuentes de radio extragalácticas. No hay evidencia significativa de cambio en ninguna de estas cantidades. Para mapear la distribución de brillo de tales fuentes de radio compactas, se pueden registrar señales de una polarización dada, o de pares de polarizaciones ortogonales, en hasta 28 bandas contiguas cada una de casi 2 megahercios de ancho. La capacidad de registrar grandes anchos de banda y conectar muchos radiotelescopios grandes permite la detección y el estudio de fuentes compactas con densidades de flujo inferiores a 1 milijansky.


VLBI: preguntas frecuentes

VLBI es una técnica que mide la diferencia de tiempo entre la llegada a dos antenas terrestres de una onda de radio emitida por un cuásar distante. Las señales similares al ruido se registran en los radiotelescopios IVS y se envían a una ubicación central para ser analizadas.

VLBI se utiliza en muchas áreas de la ciencia y no es un tema sencillo de entender. En esta página, explicaremos solo los conceptos básicos y responderemos algunas de las preguntas más frecuentes. Envíe sus preguntas sobre VLBI a [email protected] y agregaremos respuestas a esta página con el tiempo.

¿Es VLBI un nuevo desarrollo?


Desarrollado a mediados y finales de la década de 1960 con la astronomía, el VLBI pronto se aplicó también a la geodesia. (Consulte Geodesia y VLBI para obtener más detalles.) Hoy en día es utilizado por muchas organizaciones e instituciones para geodesia, astrometría y astronomía.

V Muy
L Largo
B Base
I Interferometria

Interferometría basal muy larga es una técnica de medición que utiliza pares de antenas de radio (también conocidas como radiotelescopios) ubicadas a grandes distancias entre sí para medir las posiciones de objetos astronómicos remotos, la ubicación de los telescopios en la superficie de la Tierra, el bamboleo de la Tierra y # 8217s eje de rotación y tiempo universal.

VLBI, o interferometría de línea de base muy larga, utiliza pares de radiotelescopios en todo el mundo. Se utiliza en muchas aplicaciones, incluida la astronomía. El IVS utiliza VLBI para geodesia y astrometría.

En geodesia, por ejemplo, los pares de radiotelescopios observan una señal de un objeto celeste distante, como un cuásar. Los quásares están tan distantes que parecen estar en un punto fijo en el cielo.

Los telescopios observan el mismo objeto juntos, con la hora exacta dada por relojes atómicos bien calibrados y coordinados llamados máseres de hidrógeno.

Las señales registradas se envían a un correlador central, donde las señales se combinan o superponen. La señal llega a un telescopio un poco antes que el otro. El retraso en la llegada al segundo telescopio se mide y se utiliza para calcular la distancia exacta entre los dos radiotelescopios.

Consulte nuestra página Geodesia y VLBI para obtener información sobre cómo se utiliza VLBI en geodesia.

línea de base Una línea de base es la distancia entre dos antenas VLBI. El par de antenas suele estar muy alejado, en algunos casos, miles de kilómetros. Las líneas de base más largas aumentan la sensibilidad de las mediciones. interferometría La interferometría es una técnica que utiliza pares de antenas de radio. Las antenas de radio, o telescopios, observan la misma fuente distante, como un quásar, exactamente al mismo tiempo. Sus señales se superponen (correlacionan) en un proceso matemático que hace uso de la interferencia. correlador En un correlador IVS, las señales de muchos radiotelescopios de todo el mundo se combinan o correlacionan mediante interferometría. El resultado de usar señales de un par de telescopios proporciona más información que la señal de cualquiera de los telescopios. geodesia La geodesia (consulte también nuestra página sobre geodesia y VLBI para obtener más detalles) es la ciencia de medir la forma, la rotación y la gravedad de la Tierra y sus cambios a lo largo del tiempo. El IVS contribuye a las mediciones de la forma y rotación de la Tierra. astrometría La astrometría es la ciencia que mide con precisión las posiciones y movimientos de estrellas, cuásares y otros cuerpos celestes. ondas de radio Las ondas de radio son un tipo de radiación electromagnética (EM). Todo en el universo emite radiación EM, incluidos los objetos celestes. Medir la señal de radio o las ondas de radio de los objetos en el espacio nos permite obtener una enorme cantidad de información sobre estos objetos.

VLBI es esencial para obtener el nivel de precisión de GPS que disfrutamos hoy. El GPS continuaría funcionando sin VLBI, pero su precisión disminuiría gradualmente con el tiempo. VLBI es esencial para mantener precisas las coordenadas del GPS mediante la sincronización de la hora universal.

UT1 es la forma principal de Tiempo Universal (UT), medido por VLBIIt es monitoreado por el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS), del cual el IVS es un componente.

De la IERS: & # 8220VLBI es la única técnica capaz de medir todos los componentes de la tierra & # 8217s la orientación de forma precisa y simultánea & # 8221.

VLBI asegura que UT1 sea exacto y preciso. Es el estándar de tiempo más preciso posible. Nuestros relojes reflejan la velocidad ligeramente variable de la rotación de la Tierra & # 8217s gracias al VLBI y los radiotelescopios y componentes del IVS.

Para obtener más información sobre cómo se usa VLBI en geodesia, consulte Geodesia y VLBI.

Vuelva pronto: ¡este sitio se expandirá constantemente con información adicional y más detalles sobre ciencia y tecnología!

Mientras tanto, ¡VLBI es un tema complicado! Para obtener más detalles y excelentes explicaciones, consulte estos sitios:


Todas sus bases (líneas) nos pertenecen

Una de las muchas cosas que comparten los objetos astronómicos observados por los radiotelescopios de la NRAO y su departamento de Educación y Difusión Pública: ambos están en constante evolución. La experiencia de conectarse directamente con el público, en una conversación directa cara a cara, es una de las formas más efectivas de involucrar una mente curiosa. Sin embargo, este tipo de alcance requiere muchos recursos y es poco común, especialmente durante la era Covid-19. De todas las excelentes formas de divulgación pública que ofrece la NRAO (y lo ha estado haciendo durante años), ha faltado un elemento de participación: los videos alojados en la web. Nuestra página web y los feeds de las redes sociales son ricos en radioastronomía y contenido científico dirigido al público interesado en la ciencia: fanáticos de la ciencia ficción, nerds y estudiantes de la astronomía y, por supuesto, astrónomos, educadores y científicos. Sin embargo, no teníamos una forma de capturar y replicar de cerca esa experiencia de conversación directa y cara a cara que pudiera llegar a más miembros del público en general. Después de muchos meses de desarrollo y experimentación, buscando un anfitrión dinámico y combinando los talentos creativos de nuestro personal, ¡nació la serie de videos Baseline!

Esta breve serie de videos en línea tiene como objetivo compartir emocionantes resultados científicos, contando la historia de la radioastronomía de una manera informal y conversacional. Los videos nativos basados ​​en la web brindan contenido educativo que se puede distribuir en todas las plataformas de redes sociales y compartir fácilmente con amigos y familiares. Entonces, cada trimestre del año, producimos un video sobre un tema astronómico específico.

Llamamos a la serie, "La línea de base", porque la palabra "línea de base" tiene capas de significado. En el mundo real, ponerse al día con un amigo que no ha visto en un tiempo a veces se llama "tocar la base". La pareja de amigos crea una nueva conversación "de referencia", llenando los huecos entre ellos desde la última vez que pudieron conectarse.

Crédito: Bill Saxton

En radioastronomía, "línea de base" se refiere a la distancia entre las antenas en una matriz. Los telescopios de NRAO están formados por una serie de antenas individuales conectadas por cables y hardware idéntico, espaciados y dispuestos en diferentes patrones en el paisaje seco y desértico. El conjunto completo de antenas se conoce como un solo telescopio, y la distancia entre un par de antenas en un conjunto se denomina línea de base. Un par de antenas tiene una línea de base, tres antenas conectadas tienen tres líneas de base, cuatro tienen seis líneas de base, y así sucesivamente. Cuantas más líneas de base (o conexiones) tenga un telescopio, mejor será la resolución. Además, dos de los tres telescopios NRAO se pueden reorganizar. Las antenas se pueden colocar juntas o muy separadas. La distancia de las líneas de base también tiene una relación entre los tipos de detalles que el telescopio puede ver. Las líneas de base más largas pueden ver detalles más finos donde las líneas de base más cortas pueden ver objetos más grandes en el cielo.

Esta serie está creando una línea de base de información que conecta los fundamentos de la radioastronomía con mentes curiosas en todas partes. Inspirado por los radiotelescopios, cuantos más episodios de “The Baseline”, mejor comprenderá y apreciará el público la radioastronomía y las historias que solo él puede contar.


Cuando las radiogalaxias chocan, los agujeros negros supermasivos forman pares estrechamente unidos

Un estudio que utiliza múltiples radiotelescopios confirma que los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de las galaxias pueden formar pares unidos gravitacionalmente cuando las galaxias se fusionan.

El artículo publicado en la edición del 18 de septiembre de Astronomía de la naturaleza arroja luz sobre una clase de agujeros negros que tienen una masa superior a un millón de veces la masa del sol. Se espera que los agujeros negros supermasivos formen pares estrechamente unidos tras la fusión de dos galaxias.

"El agujero negro dual que encontramos tiene la separación más pequeña de todos los detectados hasta ahora a través de imágenes directas", dijo David Merritt, profesor de física en el Instituto de Tecnología de Rochester, coautor del artículo.

Los agujeros negros supermasivos se encuentran en la galaxia espiral NGC 7674, aproximadamente a 400 millones de años luz de la Tierra, y están separados por una distancia de menos de un año luz. El estudio fue dirigido por Preeti Kharb, del Centro Nacional de Radioastrofísica de la Universidad de Pune en India y en coautoría con Dharam Vir Lal, también de la Universidad de Pune y Merritt en RIT.

"La masa combinada de los dos agujeros negros es aproximadamente 40 millones de veces la masa del Sol, y el período orbital del binario es de unos 100.000 años", dijo Merritt.

Una clase de agujeros negros más pequeños se forma cuando las estrellas masivas explotan como supernovas. Una colisión de agujeros negros de masa estelar condujo al descubrimiento histórico de ondas gravitacionales en 2015 utilizando el Observatorio de ondas gravitacionales con interferómetro láser. Los agujeros negros tenían aproximadamente 29 y 36 veces la masa del sol y chocaron a 1.300 millones de años luz de distancia.

"Un binario supermasivo genera ondas gravitacionales con una frecuencia mucho más baja que la frecuencia característica de los binarios de masa estelar y su señal es indetectable por LIGO", dijo Merritt.

Para simular un detector de alta sensibilidad, los investigadores utilizaron un método para hacer que los radiotelescopios de todo el mundo funcionaran juntos como un solo gran telescopio y lograran una resolución de aproximadamente 10 millones de veces la resolución angular del ojo humano.

"Utilizando técnicas de interferometría de línea de base muy largas, se detectaron dos fuentes compactas de emisión de radio en el centro de NGC 7674; las dos fuentes de radio tienen propiedades que se sabe que están asociadas con agujeros negros masivos que están acumulando gas, lo que implica la presencia de dos agujeros negros ", Dijo Merritt.

La galaxia que alberga el agujero negro supermasivo binario emite ondas de radio en voz alta. La detección confirma una teoría que predice la presencia de un binario compacto en una radiogalaxias con forma de "Z".

"Se cree que esta morfología es el resultado de los efectos combinados de la fusión de galaxias seguida de la formación del binario masivo", dijo Merritt.


¿Cuál es la importancia de utilizar pares de referencia en la radiointerferometría? - Astronomía

El sistema receptor para interferometría

La primera parte del receptor es la heterodinacia para reducir la RF (radiofrecuencia) a una frecuencia intermedia manejable (FI) con la que podamos trabajar. Esto requiere un mezclador y un oscilador local (referencia de frecuencia), como se muestra en la Figura 1, a continuación:
Figura 1: Receptor heterodino, que utiliza un oscilador local (LO)
operando a la frecuencia wo, para sintonizar la frecuencia de radio deseada (RF)
y mezclar con RF en una amplia banda de frecuencias, y quitar una baja
sección de ancho de banda de frecuencia intermedia (IF) para su posterior procesamiento.

Para la interferometría, debemos correlacionar las señales de dos antenas, lo que requiere una serie de consideraciones adicionales. El principal es asegurarse de que los receptores de las dos antenas estén funcionando exactamente a la misma frecuencia. Si uno estuviera en una frecuencia diferente en solo 1 Hz, ¡la fase resultante entre los dos cambiaría 360 grados por segundo! En el pasado, no era posible transmitir una señal de banda ancha desde cada antena, lo que significaba que la señal en cada antena tenía que mezclarse a una frecuencia más baja. Eso requirió el uso de una señal de referencia enviada a cada antena. La Figura 2 muestra un ejemplo de tal esquema. Para controlar la frecuencia, se utilizó un sistema de bloqueo de fase como en la Figura 2.
Figura 2: Adición de un bucle de bloqueo de fase, que compara la salida LO
con una frecuencia de referencia externa y envía una señal de error de vuelta
al LO para mantenerlo en perfecto bloqueo de fase con la señal de referencia.
Cada antena recibe la señal Ref de la misma fuente, por lo que todas
los receptores están bloqueados en la misma frecuencia.

El mezclador 2 compara el LO con una referencia de frecuencia, que proviene de la misma fuente de frecuencia para todas las antenas. Cualquier error en la fase da como resultado una señal de error que se retroalimenta al oscilador para ajustar su frecuencia y mantener la sintonización de frecuencia exacta.

Con la tecnología moderna, ahora es posible transmitir señales de banda ancha a través de fibra óptica. El sistema EOVSA, por ejemplo, transmite dos señales de RF de 1-18 GHz multiplexadas en una única fibra óptica a la sala de control central. En el espacio confinado de la sala de control, es posible distribuir las señales del oscilador local directamente a los 15 módulos convertidores descendentes y evitar la necesidad de un sistema de bloqueo de fase distribuido.

Veamos qué sucede con la señal después de que sale de la parte delantera de EOVSA y entra en el receptor. La siguiente figura es el diagrama de bloques de un módulo convertidor descendente en el arreglo solar ampliado de Owens Valley.

Este es un receptor de doble canal, con señales H pol y V pol que se reciben por separado en fibra óptica. Las señales entran por la izquierda y salen por la derecha. Las señales se convierten a forma eléctrica, pasan por dos etapas de conversión de frecuencia, que selecciona una porción de frecuencia intermedia (IF) de 400 MHz de la frecuencia de radio (RF) entrante de 1-18 GHz, ajusta su nivel de potencia por medio de amplificadores y atenuadores y luego proporciona esta FI limpia de 400 MHz a los digitalizadores en el chasis del correlador (no se muestra). Haga clic en este enlace para obtener una descripción de la conversión descendente y el ajuste de frecuencia de EOVSA.

La señal de FI de cada receptor parece una señal de ruido. Parte de la forma de onda es realmente la señal de la fuente, y parte de ella (quizás la parte más grande) es ruido. Si tanto la señal como el ruido tienen el mismo aspecto, ¿cómo podemos notar la diferencia? El punto esencial es que la señal de la fuente estará correlacionada entre las dos antenas, mientras que la señal de ruido (generada localmente) no lo hará. Esto se ilustra con las formas de onda simuladas de dos antenas, a continuación:
figura 3: Dos formas de onda de voltaje simuladas, con fase de 30 grados, con el
forma de onda para la antena 1 desplazada en 800 muestras de tiempo. El nivel de ruido es 1/5 de
el nivel de la señal en este ejemplo. Las formas de onda parecen no tener relación con
entre sí, pero cuando se correlacionan dan el gráfico en el tercer panel (coseno
canal), que muestra una buena correlación (pico) en un intervalo de tiempo de 800 muestras.
Cambiar la forma de onda de la antena 1 en 90 grados y realizar la correlación
nuevamente da el resultado que se muestra en el panel inferior (canal sinusoidal). La combinación
de los canales seno y coseno da una amplitud de 0.268 y una fase de
30,2 grados. Los valores correctos son 0,25 y 30 grados.


Figura 4: Dos formas de onda de voltaje simuladas, con las mismas características que para
Figura 3, pero ahora el nivel de ruido es 5 veces mayor y ahora es igual al nivel de la señal.
Debido a que el ruido no está correlacionado, la señal correlacionada apenas se ve afectada y da
y amplitud de 0,245 y fase de 30,83 grados, en comparación con el correcto
valores de 0,25 y 30 grados.

Dado el tiempo, variando voltajes V 1 y V 2 , la correlación se encuentra multiplicándolos, con uno retrasado por el retraso geométrico t gramo = B . s/C , luego promediando, es decir

r = & ltV 1 (t)V 2 (t) & gt

Figura 5: La geometría y el diagrama de bloques que conduce al componente coseno medido.
de la correlación. Tanto el multiplicador como el integrador son parte del dispositivo llamado
correlacionador. En la Figura 6 se muestra un refinamiento.

Un refinamiento importante consiste en utilizar un segundo correlacionador y desplazar una de las señales en & pi / 2, de modo que los componentes seno y coseno se midan simultáneamente, como se muestra a continuación. Los componentes del cuadro punteado de la Figura 5 están indicados por cada X encerrada en un círculo en la Figura 6.

Figura 6: Insertando un cambio de fase de & pi / 2 en una de las antenas y haciendo un
La segunda correlación permite medir los componentes del seno y del coseno.
simultaneamente. Estos se registran y se convierten en la visibilidad compleja en
frecuencia espacial u, v correspondiente a la línea de base proyectada entre el
antenas.

Las cantidades medidas fuera del correlador son las partes reales e imaginarias de la visibilidad compleja medida con la línea de base, cuya normalización se obtiene mediante el procedimiento de calibración, que aún no hemos discutido. Quizás se pregunte cómo logramos el cambio de fase de 90 grados en un ancho de banda de FI finito y Delta & nu. Esto se hacía en los antiguos receptores OVSA cambiando la fase de la señal de referencia utilizada para bloquear la fase del oscilador local. Tenga en cuenta que esto no es equivalente a un retardo de tiempo, que cambiaría la fase en diferentes cantidades para diferentes frecuencias, sino que cambia la fase de cada frecuencia por separado. En el nuevo sistema EOVSA, utilizamos el correlacionador digital para realizar el cambio de fase. Resulta que el cambio de fase o la detección síncrona también es importante para eliminar cualquier compensación de CC. Si multiplicamos dos formas de onda con una compensación de CC, las compensaciones darán una señal distinta de cero incluso cuando no haya correlación en las señales. Esto se elimina invirtiendo periódicamente la señal en la antena y luego invirtiendo sincrónicamente la señal nuevamente en el correlacionador. De esta manera, las señales permanecen correlacionadas mientras que cualquier desplazamiento de CC no deseado se invierte periódicamente y promedia a cero.

Para discutir más sobre los correlacionadores, usaremos la conferencia de la Escuela de Verano de NRAO sobre correladores cruzados.


Contenido

La Radiotelescopio Parkes, completado en 1961, fue una creación de E. G. "Taffy" Bowen, jefe del Laboratorio de Radiofísica del CSIRO. Durante la Segunda Guerra Mundial, había trabajado en el desarrollo de radares en los Estados Unidos y había establecido conexiones en su comunidad científica. Haciendo un llamado a esta vieja red, persuadió a dos organizaciones filantrópicas, Carnegie Corporation y Rockefeller Foundation, de financiar la mitad del costo del telescopio. Fue este reconocimiento y el apoyo financiero clave de Estados Unidos lo que convenció al primer ministro australiano, Robert Menzies, de aceptar financiar el resto del proyecto. [3]

El sitio de Parkes fue elegido en 1956, ya que era accesible, pero lo suficientemente lejos de Sydney para tener cielos despejados. Además, el alcalde Ces Moon y el terrateniente australiano James Helm se mostraron entusiasmados con el proyecto. [4]

El éxito del telescopio Parkes llevó a la NASA a copiar el diseño básico en su Deep Space Network, con platos de 64 metros (210 pies) a juego construidos en Goldstone, California, Madrid, España y Tidbinbilla, cerca de Canberra en Australia. [ cita necesaria ]

Continúa actualizándose y, a partir de 2018, es 10.000 veces más sensible que su configuración inicial. [5]

Editar hardware

El principal instrumento de observación es el telescopio de plato móvil de 64 metros (210 pies), el segundo más grande del hemisferio sur, y uno de los primeros platos móviles grandes del mundo (DSS-43 en Tidbinbilla se amplió desde 64 metros (210 pies) ) a 70 metros (230 pies) en 1987, superando a Parkes). [6]

La parte interior del plato es de metal sólido y el área exterior una fina malla metálica, creando su distintivo aspecto de dos tonos.

A principios de la década de 1970, los paneles de malla exteriores fueron reemplazados por paneles de aluminio perforado. La superficie interior lisa plateada se actualizó en 1975, lo que proporcionó capacidad de enfoque para microondas de centímetros y milímetros de longitud. [7]

El revestimiento interior de aluminio se amplió a 55 metros (180 pies) de diámetro en 2003, mejorando las señales en 1 dB. [8]

El telescopio tiene una montura altazimutal. Está guiado por un pequeño telescopio simulado colocado dentro de la estructura en los mismos ejes de rotación que el plato, pero con una montura ecuatorial. Los dos se bloquean dinámicamente cuando se rastrea un objeto astronómico mediante un sistema de guía láser. Este enfoque primario-secundario fue diseñado por Barnes Wallis.

Receptores Editar

La cabina de enfoque está ubicada en el foco del plato parabólico, sostenida por tres puntales a 27 metros (89 pies) por encima del plato. La cabina contiene múltiples detectores de radio y microondas, que se pueden cambiar al haz de enfoque para diferentes observaciones científicas.

  • Receptor de 1.050 centímetros (34,4 pies) (Reemplazado ahora por UWL)
  • El receptor multihaz: un receptor de 13 cuernos enfriado a −200 ° C (−328,0 ° F 73,1 K) para la línea de hidrógeno de 21 centímetros (8,3 pulgadas). [10] [11]
  • Receptor H-OH (Reemplazado ahora por UWL)
  • Receptor GALILEO (Reemplazado ahora por UWL)
  • En receptores multibanda, que cubren 2,2-2,5,4,5-5,1 y 8,1-8,7 GHz
  • METH6, que cubre 5,9-6,8 GHz
  • MARS (receptor de banda X), que cubre 8.1-8.5 GHz
  • KU-BAND, que cubre 12-15 GHz
  • 13MM (receptor de banda K), que cubre 16–26 GHz
  • Receptor de banda ultra ancha baja (UWL): instalado en 2018, puede recibir simultáneamente señales de 700 MHz a 4 GHz. [12] Se enfría a −255 ° C (−427,0 ° F 18,1 K) para minimizar el ruido y permitirá a los astrónomos trabajar en más de un proyecto a la vez. [5] [13]

Antena "Kennedy Dish" de 18 m Editar

La antena "Kennedy Dish" de 18 metros (59 pies) fue transferida desde el Observatorio Fleurs (donde formaba parte del Telescopio Chris Cross) en 1963. Montada sobre rieles y accionada por un motor de tractor para permitir la distancia entre la antena y el plato principal para ser fácilmente variado, se utilizó como interferómetro con el plato principal. La inestabilidad de fase debido a un cable expuesto significó que su capacidad de apuntar se redujo, pero pudo usarse para identificar distribuciones de tamaño y brillo. En 1968 demostró con éxito que los lóbulos de las galaxias radioeléctricas no se estaban expandiendo, y en la misma época contribuyó a las investigaciones de la línea de hidrógeno y el OH. Como antena independiente se utilizó para estudiar la Corriente de Magallanes. [14]

Se usó como antena de enlace ascendente en el programa Apollo, ya que el telescopio Parkes más grande es solo de recepción. [15] Está preservado por la Instalación Nacional del Telescopio de Australia. [dieciséis]

Instalación Nacional del Telescopio de Australia Editar

El observatorio es parte de la red de radiotelescopios de la Instalación Nacional del Telescopio de Australia. El plato de 64 metros (210 pies) se utiliza con frecuencia junto con el Australia Telescope Compact Array en Narrabri, el ASKAP array en Australia Occidental y un solo plato en Mopra, telescopios operados por la Universidad de Tasmania y telescopios de Nueva Zelanda. , Sudáfrica y Asia para formar una matriz de interferometría de línea de base muy larga (VLBI).

Editar línea de tiempo

  • Construido en 1961 y en pleno funcionamiento en 1963.
  • Se utilizó una serie de 1962 de ocultaciones lunares de la fuente de radio 3C 273 observada por el Telescopio Parkes para localizar su posición exacta, lo que permitió a los astrónomos encontrar y estudiar su componente visual. La observación de Parkes, que pronto se denominará "fuentes de radio cuasi estelares" (quásar), fue la primera vez que este tipo de objeto se asociaba con una contraparte óptica. [17]
  • 1964 a 1966, se realiza y se publica la prospección de todo el cielo a 408 MHz del cielo austral (primera versión del Catálogo de fuentes de radio de Parkes) encontrando más de 2000 fuentes de radio, incluidos muchos cuásares nuevos. [18]
  • El segundo estudio de todo el cielo a 2700 MHz comienza en 1968 (completado en 1980). [18]
  • En junio y noviembre de 1990, Parkes colabora con el Instituto de Tecnología de Massachusetts y el Observatorio Nacional de Radioastronomía para realizar una encuesta de 5 GHz (6 cm) en todo el cielo (Encuestas de Parkes-MIT-NRAO (PMN)). The Telescope is equipped with a NRAO multi-beam receiver operating at a frequency of 4850 MHz. [18][19]
  • Between 1997 and 2002 it conducted the H I Parkes All Sky Survey (HIPASS) neutral hydrogen survey, the largest blind survey for galaxies in the hydrogen line (21-centimeter line or H I line) to date.
  • More than half of currently known pulsars were discovered by the Parkes Observatory.
  • Vital component of the Parkes Pulsar Timing Array [20] programme to detect gravity waves as part of the broader International Pulsar Timing Array (IPTA), which also includes the North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav) and the European Pulsar Timing Array (EPTA).

Peryton discovery Edit

In 1998 Parkes telescope began detecting fast radio bursts and similar looking signals named perytons. At the time it was theorised FRBs might be signals from another galaxy, emissions from neutron stars becoming black holes. Perytons were thought to be of terrestrial origin, such as interference from lightning strikes. [21] [22] [23] [24] In 2015 it was determined that perytons were caused by staff members opening the door of the facility's microwave oven during its cycle. [25] [26] [27] When the microwave oven door was opened, 1.4 GHz microwaves from the magnetron shutdown phase were able to escape. [28] Subsequent tests revealed that a peryton can be generated at 1.4 GHz when a microwave oven door is opened prematurely and the telescope is at an appropriate relative angle. [29]

Breakthrough Listen Editar

The telescope has been contracted to be used in a search for radio signals from extraterrestrial technologies for the heavily funded project Breakthrough Listen. [30] [31] The principal role of the Parkes Telescope in the program will be to conduct a survey of the Milky Way galactic plane over 1.2 to 1.5 GHz and a targeted search of approximately 1000 nearby stars over the frequency range 0.7 to 4 GHz.

During the Apollo missions to the Moon, the Parkes Observatory was used to relay communication and telemetry signals to NASA, providing coverage for when the Moon was on the Australian side of the Earth. [32]

The telescope also played a role in relaying data from the NASA Galileo mission to Jupiter that required radio-telescope support due to the use of its backup telemetry subsystem as the principal means to relay science data.

The observatory has remained involved in tracking numerous space missions up to the present day, including:

The CSIRO has made several documentaries on this observatory, with some of these documentaries being posted to YouTube. [34]

Apollo 11 broadcast Edit

When Buzz Aldrin switched on the TV camera on the Lunar Module, three tracking antennas received the signals simultaneously. They were the 64-metre (210 ft) Goldstone antenna in California, the 26-metre (85 ft) antenna at Honeysuckle Creek near Canberra in Australia, and the 64-metre (210 ft) dish at Parkes.

Since they started the spacewalk early, the Moon was only just above the horizon and below the visibility of the main Parkes receiver. Although they were able to pick up a quality signal from the off axis receiver, the international broadcast alternated between signals from Goldstone and Honeysuckle Creek, the latter of which ultimately broadcast Neil Armstrong's first steps on the Moon worldwide. [35] [32]

A little under nine minutes into the broadcast, the Moon rose far enough to be picked by the main antenna and the international broadcast switched to the Parkes signal. The quality of the TV pictures from Parkes was so superior that NASA stayed with Parkes as the source of the TV for the remainder of the 2.5-hour broadcast. [36] [32] [ página necesaria ]

In the lead up to the landing wind gusts greater than 100 km/h (62 mph) were hitting the Parkes telescope, and the telescope operated outside safety limits throughout the moonwalk. [32] : 300–301

Mars rovers Edit

In 2012 the observatory received special signals from the Mars rover Oportunidad (MER-B), to simulate the Curiosidad rover UHF radio. [37] This helped prepare for the then upcoming Curiosidad (MSL) landing in early August—it successfully touched down on 6 August 2012. [37]

The Parkes Observatory Visitors Centre allows visitors to view the dish as it moves. There are exhibits about the history of the telescope, astronomy, and space science, and a 3-D movie theatre.

In 1995 the radio telescope was declared a National Engineering Landmark by Engineers Australia. [38] The nomination cited its status as the largest southern hemisphere radio telescope, elegant structure, with features mimicked by later Deep Space Network telescopes, scientific discoveries and social importance through "enhancing [Australia's] image as a technologically advanced nation". [39]

On Monday, 31 October 2011, Google Australia replaced its logo with a Google Doodle in honour of Parkes Observatory's 50th anniversary. [40]

The Parkes Radio Telescope was added to the National Heritage List in 2020. [41]

  • In 1964 the telescope featured in the opening credit sequence of The Stranger, Australia's first locally produced sci-fi TV series. Some scenes were also shot on location at the telescope and inside the observatory. [42]
  • The observatory and telescope were featured in the 2000 film The Dish, a fictionalised account of the observatory's involvement with the Apollo 11 Moon landing. [43]
  • The telescope is featured on the cover of Steve Hillage's 1977 album Motivation Radio.

In November 2020, in NAIDOC Week, the Observatory's three telescopes were given Wiradjuri names. The main telescope ("The Dish") is Murriyang, after the home in the stars of Biyaami, the creator spirit. The smaller 12m dish built in 2008 is Giyalung Miil, meaning "Smart Eye". The third, decommissioned antenna is Giyalung Guluman, meaning "Smart Dish". [44]


Radio astronomy is the branch of astronomy that makes use of observations at radio wavelengths in the electromagnetic spectrum. Radio astronomy complements observations at other wavelengths to get a complete understanding of a particular object. Many famous radio telescopes or arrays have been involved in the discovery of objects such as pulsars, quasars and gravitational lenses.

Many atoms only emit light at radio wavelengths while thermal radiation from gas, pulsars and quasars are often easiest to observe at radio wavelengths. The observations of the cosmic microwave background with the COBE and WMAP satellites have been of tremendous significance in our understanding of the origin and evolution of the Universe.

As the resolution, θ of a telescope depends on the wavelength, λ and the dish diameter, D, such that θ

1.22λ/D, the size of a radio dish must be very large to achieve a fine resolution. Alternatively, an array of smaller dishes separated by hundreds, or even thousands of metres, can be used to synthesize a larger telescope, and produce high resolution radio images (such as the VLA ).

The highest resolution radio images are achieved by using pairs of antenna separated by hundreds of kms which are used to observe the same source simultaneously – the data is later passed through a correlator which produces images of the source. This is known as very long baseline interferometry or VLBI .


4. Conclusions

[33] The analysis of over 20 years of VLBI data yields estimates of the nutation amplitudes with standard deviations of 5 μas for the nutations with periods <400 days. At this level of uncertainty, the estimated amplitudes are consistent with geophysically based MHB2000 nutation series. For periods >400 days the estimated amplitudes deviate from MHB2000 by up to 56 μas. Analysis of the errors in these estimates suggests that the uncertainty of the longest-period terms (18.6 year period) is ∼38 μas. There is some indication that the deviations of the long-period terms may be significant, but with the current duration data sets any conclusion of deviation is tenuous. Although we have analyzed a long series of data, additional data added at this time will help resolve the long-period terms. The early part of the 20 year data set is of much poorer quality than later data. In particular, there is a dramatic improvement in the quality of regularly spaced measurements when the International Radio Interferometric Surveying (IRIS) program started in 1984. By 2003, there will be >18 years of this higher-quality data, and we should expect a dramatic improvement in the quality of the estimates of the long-period terms. If the data quality were uniform over the 19 year interval and only white noise were present, the estimates 18.6 year nutation amplitude would have the same standard deviation as the short-period terms. Currently, there is about a factor of 4 difference in the standard deviations of the short- and long-period terms. The features of the MHB2000 nutation model needed to explain the VLBI data are discussed by Mathews et al. [2002] .

[34] The time-variable free excitation of the RFCN nutational mode is likely to be the process that ultimately limits our ability to make geophysical inferences about the Earth from nutational studies. The amplitude of the RFCN free mode has changed from ∼300 μas to almost zero over the last 20 years and now seems to be increasing again. The precise excitation mechanism for this mode is not known, but earlier studies indicate that atmospheric pressure variations are a prime candidate. If this is the mechanism, then the atmospheric angular momentum data sets, produced mainly to study polar motion and LOD variations, could also be used to determine the free excitation of the RFCN. This type of comparison would be useful for assessing the quality of the AAM data sets at these high frequencies. In turn, such comparisons will also yield a better understanding of why there is a loss of coherence between geodetically determined polar motion and LOD excitation and AAM inferred excitations for periods less than a week. Currently, it is not clear how much of the coherence loss is due to noise in the geodetic measurements, noise in the AAM data sets, and the role of other excitation sources such as the oceans. Irrespective of the excitation source, it is clear that for precise astrometric observations and the continued development of geophysical models based on nutation data, continued monitoring of the free RFCN mode will be needed.