Zielen mit Radioteleskopen

Große Radioteleskope haben eine ziemlich gute Zielgenauigkeit:

• Die einzelnen Gerichte des VLA sind auf etwa 10 Bogensekunden genau.
• das riesige Lovell-Teleskop an der Jodrell Bank hat eine ähnliche Genauigkeit.

Der zweite kritische Parameter ist die Strahlbreite . Die Strahlbreite hängt stark von der Frequenz ab:

Strahlbreite = Wellenlänge/Schüsseldurchmesser

Wenn Sie mehrere Schüsseln in einem Interferometer verwenden, können Sie ihre effektive Genauigkeit erhöhen und ihre kollektive Strahlbreite verringern .

Ein bisschen mehr Info über die Mechanik des Lovell-Teleskops:

Ein Steuercomputer berechnet die erforderlichen Antriebsraten, um jeder Funkquelle zu folgen. Die Antriebsmotoren sind servogesteuert, sodass ständig kontrolliert wird, ob die richtige Rate erreicht wurde. Die Position des Teleskops wird ständig überwacht und an den Steuercomputer zurückgemeldet, um sicherzustellen, dass das Teleskop richtig ausgerichtet ist.

Für eine gute Verfolgung sollte die Zeigegenauigkeit etwa ein Zwanzigstel der Auflösung betragen. Da die Auflösung proportional zur empfangenen Wellenlänge ist (siehe unten), folgt daraus, dass die Zielgenauigkeit bei kürzeren Wellenlängen kritischer ist. Der Steuercomputer ist in der Lage, Ausrichtungsfehler zu korrigieren, die durch das Durchhängen der Teleskopschüssel unter ihrem eigenen Gewicht verursacht werden, wenn sie sich auf und ab bewegt. Auf diese Weise können die Ausrichtungsfehler auf etwa 10 Bogensekunden gehalten werden.

Servomotoren und vermutlich die Kalibrierung ermöglichen diese Genauigkeit.

Das Lovell-Teleskop hat 2 Höhenantriebsmotoren mit Getrieben auf jeder Seite der Schüssel. Diese können so angetrieben werden, dass ein Motor die Schüssel zieht und der zweite Motor die Schüssel mitschleppt. Dadurch wird Getriebespiel im System eliminiert: Die beiden Getriebezüge werden gegenläufig „aufgezogen“. Dadurch können sie Einstellungen vornehmen, ohne dass das Getriebespiel stört. (Quelle: eine Videopräsentation, die im Besucherzentrum der Jodrell Bank läuft)

Weiterführende Literatur: die Geschichte der Jodrell Bank und ein Artikel von Radio Electronics .

Eine gängige Technik zur Abschätzung der Strahlposition am Himmel sind sogenannte Pointing-Messungen. Idealerweise versuchen Sie, eine Funkpunktquelle mit bekannter Position am Himmel zu verwenden. Wenn Sie diese Punktquelle mit Ihrem Funkstrahl scannen, erhalten Sie die maximale Signalstärke, sobald der Strahl auf das Objekt zentriert ist. Indem Sie dies beispielsweise als Cross-Scan tun, versuchen Sie, die genaue Winkelposition des max. Signalstärke.

Es gibt einige Probleme. Erstens gibt es nicht zu viele Funkpunktquellen am Himmel (abhängig von der Frequenz, die Sie messen). Maser-Emission ist normalerweise ein guter Kandidat. Aber für höhere Frequenzen wird die Liste sehr kurz. Eine häufig verwendete Richtquelle für Kohlenstofflinienemissionsempfänger ist der Kohlenstoffstern IRC 10216. Auch Planeten werden als Richtquellen verwendet, da sie für die meisten nicht zu großen Teleskope effektiv Punktquellen sind. Je nach Frequenz sind sie ausreichend funkhell, um verwendet zu werden.

Sie können auch auf ausgedehnte Objekte zeigen, bei denen Sie die Form genau kennen, z. B.
wird auch ein Kreuzpunkt auf die Stern- oder Mondscheibe verwendet. Normalerweise müssen diese Ausrichtungsmessungen in mehreren Höhen durchgeführt werden, um ein gutes Modell der Ausrichtung zu erstellen. Dies liegt zum Beispiel daran, dass die Radia-Antennen abhängig von der Höhe, auf die sie schauen, unter Gravitationsverformung leiden (sie sind keine unendlich steifen Strukturen). Sie leiden auch unter thermischer Ausdehnung, Winddruck usw. (Siehe zum Beispiel: http://ipnpr.jpl.nasa.gov/progress_report/42-159/159A.pdf und http://lss.fnal.gov/ archive/other1/iram-298.pdf )

Alle diese Techniken hängen von der Sichtbarkeit der zeigenden Quellen ab. Eine Alternative ist die Verwendung eines optischen Führungsteleskops, das am Radioteleskop angebracht wird. Hier verwenden Sie optische Sternpositionen, um Ihre Ausrichtung zu bestimmen. Dann müssen Sie nur noch die relative Ausrichtung zwischen der optischen Achse des optischen Teleskops und dem Funkstrahl herstellen. Dies erfordert natürlich die Sichtbarkeit von Sternen, dh Sie können es nur bei Nachtbeobachtungen verwenden (während die Sonnenausrichtung tagsüber verwendet wird). Der Herschel-Satellit verwendete ein optisches Führungsteleskop (das in die entgegengesetzte Richtung zeigte), um das Teleskop auszurichten. ( siehe hier: http://herschel.esac.esa.int/Docs/Herschel/html/ch02s04.html )

Alle Teleskophalterungen sind mit mehreren bekannten Zielobjekten kalibriert, aber um diese Objekte zunächst auszurichten, ist es möglich, den Augapfel zu verwenden und dann das Radioteleskop herumzubewegen, bis ein Spitzenwert von Instrumenten erreicht wird, der anzeigt, dass Sie direkt auf die Objekte zeigen Objekt. Ich bin mir nicht sicher, wie die professionellen Observatorien das handhaben, aber es wäre ein ähnlicher Prozess.

Die Beantwortung dieser Frage besteht aus zwei Teilen, die beide bereits in früheren Antworten angesprochen wurden. Ich bin zufällig Mitglied einer Freiwilligenorganisation, die ein altes Teleskop wieder in Betrieb genommen hat, und wenn wir alte Dokumente durchsehen, können wir ziemlich gut rekonstruieren, was die Pioniere der Disziplin getan haben, als sie sich diesem Problem stellten.

Mechanik

Sie möchten damit beginnen, eine gute Mechanik zu bauen : sehr solide Fundamente und präzise Antriebssysteme, damit es in keiner Dimension "Wackeln" gibt, kein Spiel zwischen den einzelnen Zähnen der Antriebsräder und alle Bewegungen kontinuierlich und reibungslos sind. Dies wurde in Hobbes Antwort diskutiert.

Messinstrumente

Zweitens benötigen Sie präzise Winkelmesssysteme für die Position Ihres Instruments. Sie müssen auch verstehen, wie sich Ihr Teleskop und Ihre Empfängerhalterung bewegen und biegen, wenn sie zum Horizont geneigt werden.

Zeigen

Aber diese beiden zusammen geben Ihnen nur eine maschinenzentrierte Sicht auf die Richtung des Teleskops. Wie in der Antwort von Markus Roellig besprochen, beginnen Sie dann damit, ein Ausrichtungsmodell für Ihr Teleskop zu erstellen. Messen der Position bekannter sogenannter Kalibrierquellen und Vergleichen der gemessenen Positionen mit Positionen aus der Literatur.

Der Anfang

Doch wie kamen die Autoren von Radioquellenkatalogen auf die Positionen der Referenzquellen? Nun, "unser" Teleskop begann mit einer kleinen Kabine mit einem optischen Teleskop, das in der Stahlstruktur der Schüssel montiert war. Zunächst wurde auf lokale Strukturen am Boden gerichtet, die mit HF-Sendern ausgestattet waren, um eine Ausrichtung des optischen Teleskops und der Strahlachse des Radioteleskops durchzuführen. Später könnte der Aufbau verwendet werden, um optische Gegenstücke zu hellen Radioquellen am Himmel zu identifizieren. Ausgehend von diesen Anfängen könnten Sie iterativ umfassendere Karten und Kataloge erstellen.

Ich bin über diese Seite gestolpert, als ich nach Informationen zur Ausrichtungsgenauigkeit für andere Teleskope gesucht habe. Ich arbeite derzeit bei der Jodrell Bank und befürchte, dass zumindest die meisten Informationen über das Lovell-Teleskop grundsätzlich falsch oder zumindest irreführend sind.

Das Teleskop hat definitiv keine Zielgenauigkeit innerhalb von 10 Bogensekunden rms.

Der erste Punkt hier ist, dass es einen Unterschied zwischen absoluter Zeigegenauigkeit und relativer Genauigkeit gibt, während eine Quelle verfolgt wird. Wie von anderen angesprochen, haben tägliche Temperaturschwankungen zusammen mit dem Wind den größten Einfluss auf die absolute Genauigkeit, und wir stellen regelmäßig fest, dass Teleskope Bogenminuten von ihrem eigentlichen Standort entfernt sind, bevor mit den Beobachtungen begonnen wird.

Die Technik besteht darin, "Offsets" in das Zeigemodell einzufügen, indem eine helle Kalibratorquelle für kurze Zeit verfolgt wird. Dies wiederholt sich ungefähr stündlich, je nachdem, auf welcher Frequenz das Teleskop arbeitet.

Nun, die beliebteste Antwort behauptet 10 arcsec rms, was auf kurze Zeitskalen zutreffen mag, aber definitiv nicht in absoluten Zahlen ohne aktuelle Offsets. Darüber hinaus ist das Ausrichtungsmodell selbst – das Ding, das dem Teleskop sagt, wie und wohin es verfolgen soll – im Moment nur ganz grundlegend für das Lovell. Dies steht im Gegensatz zu vielen anderen Observatorien und ist derzeit eine der obersten Prioritäten für Verbesserungen. Das Ausrichtmodell kann das Teleskop über längere Zeit von der Quelle wegführen, weshalb ein regelmäßiges Nachjustieren des Ausrichtens so wichtig ist.

Die Antwort ist richtig, wenn man sagt, dass das größte Problem in Bezug auf die Zeigegenauigkeit von Moment zu Moment die Servosteuerung ist – das System, das Computeranforderungen für eine bestimmte Richtung in mechanische Realität umwandelt. Tatsächlich wirkt sich das Durchhängen der Schüssel unter ihrem eigenen Gewicht nur auf die Strahlform und Empfindlichkeit aus, nicht auf die Ausrichtung. Das Lovell-Teleskop und viele andere verwenden Motoren, die gegeneinander arbeiten, um eine konsistente Antriebsrate zu erreichen, und dies funktioniert bemerkenswert gut. Das Ruckeln und Wackeln liegt in der Größenordnung von 1/100 der Strahlbreite, was sie im Grunde vernachlässigbar macht.

Ich nehme an, Ihre Frage bezieht sich auf Radioteleskope mit fester Schüssel wie Arecibo. (Für das, was es wert ist, gibt es nicht stationäre Radioteleskope, wie das Green Bank Telescope , das wie jedes andere Teleskop auf das Ziel abzielt.) Arecibo verwendet einen sphärischen Reflektor anstelle des traditionellen parabolischen Reflektors und eine mobile aufgehängte Struktur über dem Primärreflektor einen Sekundär- und Tertiärreflektor. Durch Bewegen dieser Struktur kann das Teleskop auf verschiedene Teile des Himmels zielen. Aufgrund der feststehenden Schüssel ist es jedoch immer noch auf etwa 30 Grad vom Zenit begrenzt.

Dies ist eine komplizierte Frage mit einer Reihe guter Antworten, die bereits veröffentlicht wurden. Es ist kompliziert, da es (im Großen und Ganzen) zwei Arten von Radioteleskopen gibt – Einzelschüsseln und Interferometer – und (noch breiter gefasst) zwei Arten der Beobachtung – Bildgebung und Spektroskopie/Photometrie.

Das Wichtigste, woran Sie sich erinnern sollten, ist, dass Sie in einer guten ersten Annäherung "alles" tun müssen, um die Quelle in den Strahl des Teleskops zu bringen und alle widersprüchlichen Quellen zu vermeiden. Wie @Hobbes feststellte, ist die Strahlbreite (in Radiant) die Wellenlänge / der Schüsseldurchmesser. (Genau genommen ist es 1,2*Wellenlänge/Durchmesser – siehe Wikipedia .) Selbst für große Schüsseln kann dies groß sein: mehrere Grad, obwohl es für höhere Funkfrequenzen in den Bereich von Bogenminuten abfällt.

Einzelne Schüsseln werden gesteuert, indem man etwas bewegt: normalerweise die Schüssel, aber im Fall einer wie Arecibo, indem man das Speisehorn bewegt. Es besteht keine wirkliche Notwendigkeit, genauer als einen Bruchteil – sagen wir ein Viertel – der Strahlbreite zu lenken.

Selbst eine große Schüssel wie die von Green Bank wird nicht viel zur Bildgebung verwendet (ihre Bilder hätten bestenfalls eine Auflösung von vielen Bogenminuten), sondern um die zeitliche Variation der Quelle bei einer Vielzahl von Wellenlängen zu messen. Und dazu muss die Quelle nur irgendwo in der Nähe der Mitte des Strahls liegen.

Für diese Art von Teleskop benötigen Sie also eine Zielgenauigkeit von mehreren Grad bis hinunter zu vielleicht zehn Bogenminuten. Irgendwo im System gibt es ein Getriebe und Motoren, die die Schüssel antreiben, und es gibt Anzeigen, die die Position anzeigen. Sobald dies kalibriert ist – wahrscheinlich durch genaue Messungen der tatsächlichen Position der Schüssel als Funktion der Getriebemesswerte – kann diese Genauigkeit des Zeigens erreicht werden, indem die Schüssel in die gewünschte Position gefahren wird.

Wenn Sie Interferometrie betreiben, sind die Dinge viel komplizierter! Der VLA arbeitet in Zentimeterwellenlängen mit 25-Meter-Schüsseln, sodass die Strahlbreite einer einzelnen Schüssel etwa eine Bogenminute beträgt. Das Zielen einer einzelnen Schüssel erfolgt auf die gleiche Weise wie bei jeder anderen einzelnen Schüssel, obwohl die Mechanismen normalerweise präziser sind.

Aber die Auflösung eines Arrays wie dem VLA ist viel besser als die Auflösung der einzelnen Gerichte. (Der Wikipedia-Artikel zu diesem Thema ist mittelmäßig, aber das Nachverfolgen einiger seiner Referenzen wird sehr hilfreich sein.) Grundsätzlich wird eine einzelne sehr große Schüssel mathematisch konstruiert, indem die an jeder einzelnen Schüssel empfangenen Signale (sowohl Intensität als auch Zeit) miteinander kombiniert werden die genaue Position jedes Gerichts (aber nicht so sehr, wo jedes gezeigt wurde!).

Die ultrapräzise Ausrichtung, die mit einem Interferometer möglich ist, beruht auf der mathematischen Verarbeitung der Daten, nicht auf der Mechanik der Ausrichtung der einzelnen Schalen. (Tatsächlich gibt es eine Reihe nützlicher Interferometer – LOFAR in den Niederlanden ist ein gutes Beispiel – die überhaupt nicht zeigen, sondern im Grunde aus Rundstrahlantennen bestehen.)

Fazit: Einzelne Gerichte punkten mit Mechanik; Interferometrische Arrays zeigen mithilfe von Mathematik.