Orientación de radiotelescopios

Los radiotelescopios grandes tienen una precisión de puntería bastante buena:

• los platos individuales del VLA tienen una precisión de aproximadamente 10 segundos de arco.
• el telescopio gigante Lovell en Jodrell Bank tiene una precisión similar.

El segundo parámetro crítico es el ancho del haz . El ancho del haz depende en gran medida de la frecuencia:

ancho de haz = longitud de onda/diámetro del plato

Cuando usa varios platos en un interferómetro, puede aumentar su precisión efectiva y disminuir su ancho de haz colectivo .

Un poco más de información sobre la mecánica del telescopio Lovell:

Una computadora de control calcula las velocidades de transmisión requeridas para seguir cada fuente de radio. Los motores de accionamiento están servocontrolados, por lo que se verifica continuamente que se haya logrado la velocidad correcta. La posición del telescopio se monitorea constantemente y se retroalimenta a la computadora de control para garantizar que el telescopio esté apuntando correctamente.

Para un buen seguimiento, la precisión de puntería debe ser aproximadamente una vigésima parte de la resolución. Dado que la resolución es proporcional a la longitud de onda que se recibe (ver más abajo), se deduce que la precisión de puntería es más crítica en longitudes de onda más cortas. La computadora de control puede corregir los errores de puntería causados ​​por el hundimiento del cuenco del telescopio por su propio peso a medida que se mueve hacia arriba y hacia abajo. De esta forma, los errores de puntería se pueden mantener en unos 10 segundos de arco.

Entonces, los servomotores y, presumiblemente, la calibración son los que permiten esta precisión.

El telescopio Lovell tiene 2 motores de accionamiento de elevación con cajas de engranajes a cada lado del plato. Estos pueden accionarse de modo que un motor tire del plato y el plato arrastre el segundo motor. Esto elimina la holgura de los engranajes en el sistema: los dos trenes de engranajes se "bobinan" en direcciones opuestas. Esto significa que pueden hacer ajustes sin que interfiera la holgura de los engranajes. (fuente: una presentación de video que se ejecuta en el centro de visitantes en Jodrell Bank)

Lecturas adicionales: la historia de Jodrell Bank y un artículo de Radio Electronics .

Una técnica común para estimar la posición del haz en el cielo son las llamadas mediciones de puntería. Lo ideal es intentar utilizar una fuente puntual de radio con una posición conocida en el cielo. Escanear esta fuente puntual con su haz de radio le dará la máxima intensidad de señal una vez que el haz esté centrado en el objeto. Al hacer esto, por ejemplo, como un escaneo cruzado, está tratando de establecer la posición angular detallada del máximo. Intensidad de señal.

Hay algunos problemas involucrados. En primer lugar, no hay demasiadas fuentes puntuales de radio en el cielo (dependiendo de la frecuencia que esté midiendo). La emisión máser suele ser un buen candidato. Pero para frecuencias más altas la lista se vuelve muy corta. Una fuente apuntadora de uso común para los receptores de emisión de línea de carbono es la estrella de carbono IRC 10216. También los planetas se usan como fuentes apuntadoras, porque son efectivamente fuentes puntuales para la mayoría de los telescopios no demasiado grandes. Dependiendo de la frecuencia, son lo suficientemente brillantes como para ser utilizados.

También puede apuntar a objetos extensos en los que conoce la forma exactamente, por ejemplo,
también se utiliza el punto cruzado en el disco estelar o lunar. Por lo general, estas mediciones de orientación deben realizarse en múltiples elevaciones para establecer un buen modelo de orientación. Esto se debe, por ejemplo, a que las antenas de radio sufren una deformación gravitatoria dependiendo de la elevación a la que miran (no son estructuras infinitamente rígidas). También sufren de expansión térmica, presión del viento, etc. (Ver por ejemplo: http://ipnpr.jpl.nasa.gov/progress_report/42-159/159A.pdf , y http://lss.fnal.gov/ archivo/otro1/iram-298.pdf )

Todas estas técnicas dependen de la visibilidad de las fuentes apuntadoras. Una alternativa es el uso de un telescopio guía óptico que se adjunta al radiotelescopio. Aquí usa posiciones de estrellas ópticas para determinar su orientación. Luego solo hay que establecer la alineación relativa entre el eje óptico del telescopio óptico y el haz de radio. Por supuesto, esto requiere la visibilidad de las estrellas, es decir, puede usarlo solo durante las observaciones nocturnas (mientras que el apuntamiento del sol se usa durante el día). El satélite Herschel usó un telescopio de guía óptica (apuntando en la dirección opuesta) para apuntar el telescopio. (ver aquí: http://herschel.esac.esa.int/Docs/Herschel/html/ch02s04.html )

Todas las monturas de los telescopios están calibradas con varios objetos objetivo conocidos, pero para alinearse inicialmente con dichos objetos, es posible usar el globo ocular y luego mover el radiotelescopio hasta alcanzar un valor máximo de los instrumentos, lo que indicaría que está apuntando directamente al objeto. No estoy seguro de cómo lo gestionan los observatorios profesionales, pero sería un proceso similar.

Hay dos partes para responder a esto, las cuales ya se mencionaron en respuestas anteriores. Resulta que soy miembro de una organización de voluntarios que volvió a poner en funcionamiento un viejo telescopio y, al revisar documentos antiguos, pudimos reconstruir bastante bien lo que hicieron los pioneros de la disciplina al enfrentar este problema.

Mecánica

Desea comenzar a construir una buena mecánica : cimientos muy sólidos y sistemas de transmisión precisos para que no haya "bamboleo" en ninguna dimensión, no haya holgura entre los dientes individuales del engranaje de transmisión y todos los movimientos sean continuos y suaves. Esto se discutió en la respuesta de Hobbes.

Equipo de medición

En segundo lugar, necesita sistemas de medición angular precisos para la posición de su instrumento. También debe comprender cómo se mueven y doblan el telescopio y la montura del receptor cuando se inclinan hacia el horizonte.

señalando

Pero esos dos combinados solo le darán una vista centrada en la máquina de la dirección del telescopio. Como se discutió en la respuesta de Markus Roellig, luego comenzará con la creación de un modelo de orientación para su telescopio; medir la posición de las llamadas fuentes de calibración conocidas y comparar las posiciones medidas con las posiciones de la literatura.

El principio

Pero, ¿cómo llegaron los autores de los catálogos de fuentes de radio a las posiciones de las fuentes de referencia? Bueno, "nuestro" telescopio comenzó con una pequeña cabina con un telescopio óptico montado dentro de la estructura de acero del plato. Inicialmente, se apuntó a estructuras locales en el suelo que estaban equipadas con transmisores de RF para realizar una alineación del telescopio óptico y el eje del haz del radiotelescopio. Más tarde, la configuración podría usarse para identificar contrapartes ópticas de fuentes de radio brillantes en el cielo. A partir de estos comienzos, podría crear iterativamente mapas y catálogos más completos.

Me topé con esta página mientras buscaba información de precisión de puntería para otros telescopios. Actualmente trabajo en Jodrell Bank y me temo que la mayor parte de la información presentada sobre el Telescopio Lovell, al menos, es básicamente incorrecta o al menos engañosa.

El telescopio definitivamente no tiene una precisión de puntería dentro de 10arcsec rms.

El primer punto aquí es que hay una diferencia entre la precisión de puntería absoluta y la precisión relativa mientras se rastrea una fuente. Como mencionaron otros, las variaciones de temperatura diurnas junto con el viento tienen el mayor efecto en la precisión absoluta y regularmente encontramos que los telescopios están a minutos de arco de donde deberían estar, antes de que comiencen las observaciones.

La técnica consiste en agregar "compensaciones" en el modelo señalador mediante el seguimiento de la fuente del calibrador brillante durante un breve período de tiempo. Esto se repite aproximadamente cada hora, dependiendo de la frecuencia a la que esté funcionando el telescopio.

Ahora, la respuesta más popular afirma 10arcsec rms, lo que podría ser cierto en escalas de tiempo cortas, pero definitivamente no en términos absolutos sin compensaciones actuales. Además, el modelo de orientación en sí mismo, lo que le dice al telescopio cómo y dónde rastrear, es solo bastante básico para el Lovell en este momento. Esto contrasta con muchos otros observatorios y es una de las principales prioridades de mejora en este momento. El modelo de puntería puede alejar el telescopio de la fuente durante largos períodos de tiempo, por lo que es tan importante restablecer periódicamente la puntería.

La respuesta es correcta al decir que el mayor problema en términos de precisión de puntería momento a momento es el servocontrol, el sistema que convierte las solicitudes de la computadora para una dirección particular en una realidad mecánica. En realidad, el plato que se hunde por su propio peso solo afecta la forma y la sensibilidad del haz, no la orientación. El telescopio Lovell, y muchos otros, usan motores que trabajan uno contra el otro para lograr una velocidad de conducción constante y esto funciona muy bien. Las sacudidas y oscilaciones son del orden de 1/100 del ancho del haz, lo que las hace básicamente insignificantes.

Supongo que su pregunta es sobre radiotelescopios de plato fijo, como Arecibo. (Por si sirve de algo, hay radiotelescopios no fijos, como el Telescopio Green Bank , que apuntan como cualquier otro telescopio). Arecibo usa un reflector esférico en lugar del reflector parabólico tradicional, y una estructura móvil suspendida sobre el reflector primario que contiene un reflector secundario y terciario. Mover esta estructura permite que el telescopio apunte a diferentes partes del cielo. Sin embargo, todavía está limitado, debido al plato fijo, a aproximadamente 30 grados desde el cenit.

Esta es una pregunta complicada con una serie de buenas respuestas ya publicadas. Es complicado ya que hay (en términos generales) dos tipos de radiotelescopios: platos únicos e interferómetros, y (aún más ampliamente) dos tipos de observación: imágenes y espectroscopia/fotometría.

Lo más importante que debe recordar es que, en una buena primera aproximación, "todo" lo que debe hacer es colocar la fuente en el haz del telescopio y evitar fuentes en conflicto. Como señaló @Hobbes, el ancho del haz (en radianes) es la longitud de onda/diámetro del plato. (Específicamente, es 1.2 * longitud de onda/diámetro; consulte Wikipedia ). Incluso para platos grandes, esto puede ser grande: varios grados, aunque se reduce al rango de minutos de arco para frecuencias de radio más altas.

Los platos individuales se dirigen moviendo algo: generalmente el plato, pero en el caso de uno como Arecibo, moviendo la bocina de alimentación. No hay una necesidad real de maniobrar con más precisión que una fracción, digamos un cuarto, del ancho del haz.

Incluso un plato grande como el de Green Bank no se usa mucho para obtener imágenes (sus imágenes tendrían una resolución de muchos minutos de arco en el mejor de los casos), pero sí para medir la variación de tiempo de la fuente en una variedad de longitudes de onda. Y para esto solo necesita que la fuente esté en algún lugar cerca del centro del haz.

Entonces, para este tipo de telescopio, necesita una precisión de puntería que va desde varios grados hasta quizás diez minutos de arco. En algún lugar del sistema, hay una caja de cambios y motores que impulsan el plato, y hay indicadores que muestran la posición. Una vez que se calibra, probablemente tomando medidas precisas de la posición real del plato en función de las lecturas de la caja de cambios, esta precisión de orientación se puede lograr conduciendo el plato a la posición deseada.

Si estás haciendo interferometría, ¡las cosas son mucho más complicadas! El VLA funciona en longitudes de onda centimétricas con platos de 25 metros, por lo que el ancho del haz de un plato individual es de aproximadamente un minuto de arco. Apuntar un plato individual se hace de la misma manera que cualquier otro plato individual, aunque los mecanismos suelen ser más precisos.

Pero la resolución de una matriz como la VLA es mucho mejor que la resolución de los platos individuales. (El artículo de Wikipedia sobre el tema es mediocre, pero rastrear algunas de sus referencias ayudará mucho). Básicamente, un solo plato muy grande se construye matemáticamente combinando las señales recibidas en cada plato individual (tanto la intensidad como el tiempo) y la ubicación precisa de cada plato (¡pero no tanto hacia dónde apuntaba cada uno!).

La puntería ultraprecisa que es posible con un interferómetro proviene del procesamiento matemático de los datos, no de la mecánica de la puntería de los platos individuales. (De hecho, hay una serie de interferómetros útiles, LOFAR en los Países Bajos es un buen ejemplo, que no apuntan en absoluto, pero básicamente están compuestos por antenas omnidireccionales).

En pocas palabras: punto de platos individuales usando mecánica; Las matrices interferométricas apuntan usando matemáticas.