ЕБАСКИЙ ОБСЛУЖИВАНИЕ RT40M

ЕБАСКИЙ ОБСЛУЖИВАНИЕ RT40M

Часть	Европейская сеть VLBI ЕБЕСА Обсерватория
Место (ы)	Йебс , провинция Гвадалахара , Кастилья - Ла Манча , Испания
Координаты	40 ° 31′31 ″ с.ш. 3 ° 05′19 ″ со
Организация	Национальный географический институт
Высота	931 м (3054 фута)
Построенный	1999–2007  ( 1999–2007 )
Стиль телескопа	Кагрейн отражатель Насмит телескоп Радиотелескоп
Диаметр	40 м (131 фут 3 дюйма)
Зона сбора	1250 м 2 (13 500 кв. Футов)
Веб -сайт	астрономия .IGN .является
Расположение обсерватории Ebes RT40M
Связанные средства массовой информации на Commons

Обсерватория Yebes RT40M , или Ariesxxi , представляет собой радиотелескоп, который является частью обсерватории в Йебе , Испания. Это 40-метровый Cassegrain-Nasmyth телескоп .

Расположение

Испания Yebes Observatory (Spanish: Centro Astronómico de Yebes (CAY)​ Обсерватория Yebes является основным научным и техническим учреждением Национального географического института Испании .

Обсерватория расположена около 50 километров (31 миль) к северо-востоку от Мадрида в провинции Гвадалахара в автономном сообществе Кастилья-Ла-Манча . Он расположен на высоте 931 метра над уровнем моря и выгода от исключительных условий наблюдения в течение всего года. Уровень осажденного водяного пара (PWV) остается ниже 6 мм, падая до минимум 2 мм зимой. Скорость ветра, как правило, ниже 5 м/с в течение большей части года, а появление дождливых или снежных дней составляет менее одной недели в год.

Средства Центра технологического развития (CDT) включают в себя два радиотелескопа, солнечную башню , астрограф и гравиметр . Самым мощным телескопом является недавно построенный 40 -метровый телескоп, который был завершен в 2005 году и увидел первый свет в мае 2007 года? Ariesxxi был специально разработан для интеграции в Европейскую очень длинную базовую интерферометрическую сеть (EVN), а также работать как одно блюдо. В настоящее время он имеет активные приемники в S-диапазоне (2,2–2,37 ГГц), CH-диапазон (3,22–3,39 ГГц), C-полосу, которая разделена на две подполоски (4,56–5,06 ГГц и 5,9–6,9 ГГц), x- полоса (8,15–9,00 ГГц) и K-диапазон (разделен в четыре полосы между 21,77 и 24,45 ГГц). Приемник 100 ГГц в настоящее время устанавливается для миллиметровой волны VLBI. CDT имеет расширенные лаборатории приемника на месте ( усилители с низким шумом , квазиоптические и т. Д.), Которые позволяют специальной команде из более чем 20 инженеров и астрономов, присутствующих для разработки и оптимизации новых и существующих приемников. НИОКР, проводимые в CDT под мандатом OAN, позволяет обмениваться информацией и ресурсами с другой важной радиоприемником в Испании, Iram Radio Telecesope в Пико Велета в Гранаде. Это сотрудничество также позволяет бесплатно обмениваться идеями и персоналом с объектами IRAM во Франции и Испании и облегчает обмены технологиями между дочерними институтами в других европейских странах, которые участвуют в EVN .

История

Проект «Радиотелескоп для Испании» был задуман из серии национальных планов развития радиоастрономии, проведенных в середине и конце 90 -х годов. Эти планы завершились техническим собранием в Мадриде в конце 90 -х годов, где персонал Cay в сочетании с экспертами со всей Европы провел исчерпывающее исследование для определения характеристик, требуемых таким телескопом, чтобы активно участвовать в международном сообществе астрономии. После того, как была выбрана соответствующая гомология и применение телескопа, было проведено технико -экономическое обоснование с фундаментальной целью определения того, является ли практичным построением такого телескопа в Испании, и если да, то как максимизировать участие испанской промышленности в указанном проект. Это исследование было предпринято Inisel Espacio, и, наконец, контракт на подробный дизайн и строительство был присужден немецкой компании с многочисленным опытом проектирования и обслуживания радиотелескопа и радиолокационных блюд, Man Technologie. Таким образом, первоначальные строительные работы начались в 2000 году с наличия фундаментов и размещения бетонного постамента, построенного ACS, которые поддерживают отражатели телескопа и связанную опорную структуру. В том же году производство подшипников азимута и высоты Роте-Эрде и FAQ в Германии соответственно. В 2000 году также увидела строительство стальной обратной структуры для телескопа Schwartz-Hautmont Construcciones Metálicas в Испании. Контракт на проектирование оптики Focal Plane было заключено в ESTI Технического университета телекоммуникаций в Мадриде, чтобы соединить радиацию фокальной плоскости Cassegrain с приемниками. В 2001 году контракт на производство поверхностных панелей первичных и вторичных отражателей было заключено в Шварц-Хатмон, а затем установка серво-мотор в BBH в Германии. Наконец, в 2003 году электрическая установка была завершена elmocco из Испании.

Ввод в эксплуатацию началось в 2005 году? и закончил в 2007 году.

Свойства телескопа

Параметр	Ценить
Оптика	Насмит-касс
Предупреждать	Алт-азимут
Формальные плоскости	Первичный и масмит
F/D.	7.9
Эффективность диафрагмы	70%@7 мм, 50%@3 мм
Точность указания	3,7 "В ветре 10 м/с
Точность поверхности	150 один
Масса	400 метрических тонн

Значения наиболее важных оптических параметров телескопа

Параметр	Ценить
Дм	40 м
Дюймовый	3,28 м
Дольдо	1,204 м
Лр	25.396M
FM/DM	0.375
Фм	15 м
Фьюк	316.6
FEQ/DM	7.9
Маг	21.09
Фк	26.6m
глин	11.6m
g '	6.6m
hp.	6,667 м
HS	7,129 м
Тета	3.621°

Ariesxxi Радиотелескоп -это альт-азимутальный дизайн с вращающейся головкой над азимутальным подшипником или поворотной головой. Он имеет полное движение на 360 градусов в азимуте и горизонте, чтобы охватить горизонт на высоте (всего 180 градусов или немного меньше?). Как упоминалось ранее, телескоп является моделью Nasmyth-Cassegrain, которая состоит из параболического первичного отражателя и гиперболического вторичного отражателя, который привносит двойную систему в фокусировку примерно на 11 метров ниже, в структуре корпуса телескопа, через Guide. Оптическая конфигурация третичной системы Nasmyth такова, что фокус всегда поддерживается в том же месте, что и плоские зеркала Насмита, отслеживая движение основной оси двойного отражателя, чтобы обеспечить постоянное освещение приемников. Это позволяет приемным антеннам оставаться фиксированными в положении и значительно упрощает оптомеханический дизайн набора приемника.

Субрефлектор может быть вытеснен аксиально через фокусировку, чтобы помочь исправить эффекты дефокусировки во время поворота телескопа, вызванных гравитационными деформациями/возвышением. Это полая структура, которая позволяет монтаж голографического рецептора, внутри которого будет использоваться для определения точности поверхности панелей первичного отражателя. Дизайн телескопа следует принципу гомологии. Он может работать при ветрах до 15 м/с, и максимальная скорость ветра до 50 м/с может быть выдержана без ущерба для структурного повреждения. Точность поверхности может достигать не менее 150 микронг с максимальной точностью 75 микрон среднеквадратичных средств. Чтобы достичь этого уровня плоскости, каждая отдельная панель должна выполнить точность поверхности 60 микрон. Минимальная планаторность 150 микрон позволяет работать до 125 ГГц, применяя условие ruze λ/16 с верхней пороговой частотой 250 ГГц в случае точность 75 микрон. Измеренная неэффективность ARIESXXI?% AT? GHZ, который сравнивается с теоретическим максимумом 78% для блокированного гауссового освещения и с постоянным краем конусны -10,9 дБ в субрефляторе.

Оптика

Третичная оптика.

Оптическая система состоит из трех основных компонентов:

Основной отражатель

M1 представляет собой 40 -метровый основной параболический отражатель, состоящий из 420 алюминиевых панелей, организованных в 10 концентрических колец. Каждая панель изготовлена ​​из алюминиевой пластины толщиной около 1,8 мм и покрыта эпоксидной смолой для защиты от элементов. Панели монтируются на усиленном алюминиевом скелете, и каждая панель связана с механическим приводом, который обеспечивает точные движения и ориентацию каждой панели до 14 микрон. Основная направленность расположена в 15 метрах от параболас -вершины и совпадает с одним из очагов вторичного. Весь основной отражатель и структура поддержки весит 200 тонн.

Вторичный отражатель

M2 является гиперболическим подрефлектором системы кассоров с двойным отражателем и имеет диаметр 3,28 метра. Он сделан из оболочки углеродного волокна, покрытой тонким слоем алюминиевой фольги. Требование на поверхности плоскостность плотнее, чем для первичного из -за масштабирования размера основного луча и поступает при 53 микрон. У него есть две номинальные фазы движения; Во -первых, прекрасное движение, чтобы исправить дефокусировку в качестве небольшого дефокусированного приоритета на вторичной, увеличивается 21 раза на фокусе Cassegrain и может привести к большим потери муфты, особенно на высоких частотах. Во -вторых, также возможны большое осевое смещение (1 метр), что позволяет голографическому рецептору размещать в фокусе параболического отражателя.

Намит зеркала

M3 и M4/M4 ' - это зеркала Nasmyth, которые перенаправляют входящий луч с неба на фокус Насмита, который, по сути, является фокусом Cassegrain, но смещен. Оба зеркала плоские, имеют диаметр 2,65 метра и образуют угол 45 градусов с оптической осью телескопа. Основная функция этих зеркал заключается в обеспечении непрерывного освещения третичной оптической системы. В настоящее время только филиал M4 снабжена приемниками с M4 ', зарезервированными для будущих высокочастотных и/или многолучных приемников

Третичная оптика

Третичная оптика отвечает за эффективную связь неба с роговыми антеннами 5 частотных полос Ariesxxi. Первый столкнутый элемент-это смещенная параболическая с фокусным расстоянием 1,36 метра, которая преобразует входящую квазиплоскую волну в сходящуюся луче кормит и отражает излучение X-диапазона в направлении x-диапазона.

Приемники

Приемники полосы S/CH/C.

Ariesxxi может похвастаться необычайно большой приемной приемной (8 × 9 x 3,5 метра), которая позволяет корпус большого количества приемников. В настоящее время в кабине находится шесть приемников, которые находятся в одной из двух доступных оптических ветвей (M и M '). Ориентация зеркал Насмита также может быть изменена на 0 ° и 20 °, если это необходимо, чтобы включить дополнительные оптические пути и которые существенно увеличивают количество рецепторов, которые потенциально могут быть помещены в кабину. Установленный в настоящее время приемник следующим образом:

S-диапазон

S-диапазон представляет собой двойную полосу поляризации с наблюдаемыми частотами от 2,2 до 2,37 ГГц. Приемник S-диапазона состоит из осевого гофрированного рога, разработанного Antenna Ground, разработанного Антенной группой в техническом университете Мадрид. Антенна рога связана с волноводом с коаксиальным поляризатором, который отделяет два ортогональных компонента входящего кругового поляризованного пучка. Затем две линейные поляризации питаются непосредственно двум криогенно -охлажденным усилителям с низким уровнем шума. После 2 -й стадии усиление, кондиционирование и фильтрация астрономического сигнала смешивается с локальным сигналом осциллятора при 1,53 ГГц с получением промежуточной частоты (если) промежуточной частоты 170 МГц. Это, если затем перенаправлено до бэкэндов в диспетчерской, примерно на 5 метров ниже через кабельную обертку. Фекальный сигнал также вводится в модуль IF для удаления фазовых ошибок. Эта полоса в основном используется для атмосферной калибровки наблюдений VLBI?

CH-диапазон

CH -полоса представляет собой двойной поляризационный канал, который охватывает от 3,22 до 3,39 ГГц. Антенна рога связана с волноводом с коаксиальным поляризатором, который отделяет два ортогональных компонента входящего кругового поляризованного пучка. Затем две линейные поляризации питаются непосредственно двум криогенно -охлажденным усилителям с низким уровнем шума. После 2 -й стадии усиление, кондиционирование и фильтрация астрономического сигнала смешивается с локальным сигналом осциллятора при 2,555 ГГц с получением 170 МГц, если полоса пропускания, сосредоточенная на 750 МГц. Это, если затем перенаправлено до бэкэндов в диспетчерской, примерно на 5 метров ниже через кабельную обертку. Фекальный сигнал также вводится в модуль IF для удаления фазовых ошибок. Эта полоса важна для наблюдения за тремя молекулярными линиями CH, которые считаются чрезвычайно важными для понимания химии межзвездной среды .

С-диапазон

C-диапазон имеет три двойных поляризационных подзадизации, которые не наблюдаются одновременно с 4,56 до 5,06 ГГц, 5,9-6,4 ГГц и 6,4-6,9 ГГц. Приемник C-полоса также состоит из осевого гофрированного рога с удушьем и был разработан антенной группой в Университете Наварры. Затем антенна рога соединяется с волноводом с коаксиальным поляризером, который отделяет два ортогональных компонента входящего кругового поляризованного пучка. Затем две линейные поляризации питаются непосредственно двум криогенно -охлажденным усилителям с низким уровнем шума. После 2 -й стадии усиление, кондиционирование и фильтрация астрономического сигнала смешивается с локальным сигналом осциллятора с получением 200 МГц или 500 МГц, если полоса пропускания центрируется в 750 и 800 МГц соответственно. Это, если затем перенаправлено до бэкэндов в диспетчерской, примерно на 5 метров ниже через кабельную обертку. Фасекальный сигнал также может быть введен в модуль IF для удаления фазовых ошибок. Эта полоса особенно важна для наблюдения формальдегида (h ₂ CO) и метанол (Ch ₃ OH), межзвездные распределения которого могут дать важную информацию о структуре галактики.

X-Band

X-полос имеет два одновременно наблюдаемых двойных поляризационных подпадителей с 8,18 до 8,65 ГГц, называемых стандартной полосой и с 8,65 до 8,98 ГГц, называемой расширенной полосой. Приемник X-диапазона состоит из гладкого конического рога с стеной и был спроектирован антенной группой в техническом университете Мадрид. Затем антенна рога соединяется с волноводом с коаксиальным поляризером, который отделяет два ортогональных компонента входящего кругового поляризованного пучка. Затем две линейные поляризации питаются непосредственно двум криогенно -охлажденным усилителям с низким уровнем шума. После 2 -й стадии усиление, кондиционирование и фильтрация астрономического сигнала смешивается с локальным сигналом осциллятора с получением 500 МГц, если в стандартной полосе, и 330 МГц, если полоса пропускания в расширенной полосе. Это, если затем перенаправлено до бэкэндов в диспетчерской, примерно на 5 метров ниже через кабельную обертку. Фасекальный сигнал также может быть введен в модуль IF для удаления фазовых ошибок.

K-Band

Приемник двойной поляризации (LCP & RCP) полосы 18-26 ГГц.

Q-диапазон

Приемник с двойной поляризацией (LCP & RCP) полосы 41-49 ГГц.

W-Band

Одно поляризационный (RCP) приемник из полосы 78-110 ГГц.

Задняя часть заканчивается

Ariesxxi использует бэкэнд-систему Markv Correlator на основе твердотельного хранения (в отличие от системы Markiv, которая использовала магнитные ленты.

Наука

Телескоп наблюдает как отдельный телескоп, так и как часть сети VLBI. До 30% времени его наблюдения доступно астрономам на глобальной основе.

VLBI

С 2008 года телескоп использовался для интерферометрии очень длинной базы как для астрономии, так и для геодезии . Он является частью европейской сети VLBI , Global MM VLBI Array и Международной службы VLBI по геодезии и астрометрии .

Наблюдения за одним блюдом

Телескоп также используется для наблюдения за спектральными линиями из межзвездных молекул в термозвезетчатых конвертах , межзвездной среде и экстрагалактических источников . Типы наблюдений (частоты и цели).