Obserwatorium Yebes RT40m

Obserwatorium Yebes RT40m

Część	Obserwatorium Yebes europejskiej sieci VLBI
Lokalizacja(e)	Yebes , Prowincja Guadalajara , Kastylia-La Mancha , Hiszpania
Współrzędne
Organizacja	Instituto Geográfico Nacional
Wysokość	931 m (3054 stóp)
Wybudowany	1999-2007 ( 1999-2007 )
Styl teleskopowy	Cassegraina zwierciadlany radioteleskop Nasmyth
Średnica	40 m (131 stóp 3 cale)
Obszar zbierania	1250 m 2 (13 500 stóp kwadratowych)
Strona internetowa	astronomia .ign .es
Lokalizacja Yebes Observatory RT40m
Powiązane media na Commons

Obserwatorium Yebes RT40m lub ARIESXXI to radioteleskop będący częścią obserwatorium w Yebes w Hiszpanii. Jest to 40-metrowy teleskop Cassegraina-Nasmytha .

Lokalizacja

Teleskop znajduje się w Obserwatorium Yebes (hiszp. Centro Astronómico de Yebes (CAY) ). Obserwatorium Yebes jest głównym ośrodkiem naukowo-technicznym Hiszpańskiego Narodowego Instytutu Geograficznego .

Obserwatorium znajduje się około 50 kilometrów (31 mil) na północny wschód od Madrytu, w prowincji Guadalajara we wspólnocie autonomicznej Kastylia-La Mancha . Znajduje się na wysokości 931 metrów nad poziomem morza i przez cały rok oferuje doskonałe warunki obserwacyjne. Poziom wytrącającej się pary wodnej (PWV) jest mniejszy niż 6 mm, a zimą osiąga minimum 2 mm. Prędkość wiatru jest mniejsza niż 5 m/s przez większą część roku, a liczba dni z deszczem lub śniegiem jest mniejsza niż 1 tydzień w roku.

Wyposażenie Centrum Rozwoju Technologicznego (CDT) obejmuje dwa radioteleskopy, wieżę słoneczną , astrograf i grawimetr . Najpotężniejszym teleskopem jest nowo wybudowany 40-metrowy teleskop, który został ukończony w 2005 roku i ujrzał pierwsze światło w maju 2007 roku. ARIESXXI został specjalnie zaprojektowany do integracji z europejską interferometrią bardzo długiej linii bazowej sieci (EVN), jak i działając jako pojedyncza antena. Obecnie posiada aktywne odbiorniki w paśmie S (2,2–2,37 GHz), paśmie CH (3,22–3,39 GHz), paśmie C, które jest podzielone na dwa podpasma (4,56–5,06 GHz i 5,9–6,9 GHz), X- pasmo (8,15–9,00 GHz) i pasmo K (podzielone na cztery pasma między 21,77 a 24,45 GHz). Obecnie instalowany jest odbiornik 100 GHz dla fali milimetrowej VLBI. CDT posiada na miejscu zaawansowane laboratoria odbiorników ( wzmacniacze niskoszumne , quasi-optyka itp.), która pozwala dedykowanemu zespołowi ponad 20 inżynierów i astronomów rozwijać i optymalizować nowe i istniejące odbiorniki. Prace badawczo-rozwojowe podjęte w CDT na zlecenie OAN pozwalają mu na wymianę informacji i zasobów z innym ważnym obserwatorium radiowym w Hiszpanii, radioteleskopem IRAM na Pico Veleta w Granadzie. Współpraca ta umożliwia również swobodną wymianę pomysłów i personelu z placówkami IRAM we Francji i Hiszpanii oraz ułatwia wymianę technologii między siostrzanymi instytutami w innych krajach europejskich, które uczestniczą w EVN .

Historia

Projekt „Radioteleskop dla Hiszpanii” powstał z serii Narodowych Planów Rozwoju Radioastronomii podjętych w połowie i pod koniec lat 90-tych. Punktem kulminacyjnym tych planów było spotkanie techniczne w Madrycie pod koniec lat 90., podczas którego personel CAY we współpracy z ekspertami z całej Europy przeprowadził wyczerpujące badania mające na celu zdefiniowanie cech wymaganych od takiego teleskopu, aby aktywnie uczestniczyć w międzynarodowej społeczności astronomów. Po wybraniu odpowiedniej homologii i zastosowań teleskopu przeprowadzono studium wykonalności, którego podstawowym celem było ustalenie, czy budowa takiego teleskopu w Hiszpanii była praktyczna, a jeśli tak, to w jaki sposób zmaksymalizować udział przemysłu hiszpańskiego we wspomnianym projekt. Badaniem tym zajęła się firma INISEL Espacio, a ostatecznie zlecenie na projekt wykonawczy i budowę otrzymała niemiecka firma z wieloletnim doświadczeniem w projektowaniu i konserwacji czasz radioteleskopów i radarów, MAN Technologie. Tak więc pierwsze prace budowlane rozpoczęto w 2000 r. od wylania fundamentów i postawienia betonowego cokołu zbudowanego przez ACS, który miał podtrzymywać reflektory teleskopu i związaną z nimi konstrukcję wsporczą. W tym samym roku wyprodukowano łożyska azymutu i elewacji odpowiednio przez Rothe-Erde i FAQ z Niemiec. W 2000 roku firma Schwartz-Hautmont Construcciones Metálicas z Hiszpanii zbudowała również stalową konstrukcję wsporczą teleskopu. Kontrakt na zaprojektowanie układu optycznego płaszczyzny ogniskowej został przyznany firmie ESTI z Technicznego Uniwersytetu Telekomunikacyjnego w Madrycie w celu połączenia promieniowania płaszczyzny ogniskowej Cassegraina z odbiornikami. W 2001 roku zlecenie na wykonanie paneli powierzchniowych odbłyśników pierwotnych i wtórnych powierzono firmie Schwartz-Hautmont, a następnie montaż serwomotorów firmie BBH z Niemiec. Ostatecznie w 2003 roku instalację elektryczną wykonała firma ELIMCO z Hiszpanii.

Uruchomienie rozpoczęło się w ¿2005? i zakończył w 2007 r.

Właściwości teleskopu

Parametr	Wartość
Optyka	Nasmyth-Cassegrain
Wzgórze	Azymut alternatywny
Płaszczyzny ogniskowe	Podstawowe i Masmyth
F/D	7.9
Wydajność przysłony	70% przy 7 mm, 50% przy 3 mm
Dokładność wskazywania	3,7" przy wietrze o prędkości 10 m/s
Dokładność powierzchni	150 um
Waga	400 ton metrycznych

Wartości najważniejszych parametrów optycznych lunety

Parametr	Wartość
Dm	40m
Ds	3,28m
poz	1,204m
Lr	25,396m
Fm/Dm	0,375
Fm	15m
Feq	316,6
Feq/Dm	7.9
Mag	21.09
Fk	26,6m
G	11,6m
G'	6,6m
hp	6,667m
godz	7,129m
Teta	3,621°

Radioteleskop ARIESXXI to konstrukcja azymutalna z obrotową głowicą nad łożyskiem azymutalnym lub głowicą obrotową. Ma pełny ruch o 360 stopni w azymucie i zasięg od horyzontu do horyzontu na wysokości (łącznie 180 stopni lub nieco mniej?). Jak wspomniano wcześniej, teleskop jest modelem Nasmytha-Cassegraina, który składa się z parabolicznego reflektora głównego i hiperbolicznego reflektora wtórnego, który skupia podwójny system do ogniska około 11 metrów poniżej, w strukturze obudowy teleskopu, za pośrednictwem przewodnika wiązki. Konfiguracja optyczna trzeciorzędowego systemu Nasmyth jest taka, że ​​ostrość jest zawsze utrzymywana w tym samym miejscu, w którym płaskie zwierciadła Nasmyth śledzą ruch głównej osi podwójnego reflektora, aby zapewnić stałe oświetlenie odbiorników. Pozwala to antenom odbiornika pozostać w stałej pozycji i znacznie upraszcza optyczno-mechaniczną konstrukcję zestawu odbiorników.

Subreflektor można przesuwać osiowo poprzez ogniskowanie, aby pomóc w korygowaniu efektów rozogniskowania podczas obracania teleskopu spowodowanego deformacjami grawitacyjnymi/wysokościowymi. Jest to wydrążona struktura, która umożliwia zamontowanie receptora holograficznego, wewnątrz którego będzie używany do określania dokładności powierzchni głównych paneli reflektorów. Konstrukcja teleskopu jest zgodna z zasadą homologii. Może działać przy wietrze do 15 m/s, a maksymalna prędkość wiatru do 50 m/s może wytrzymać bez uszkodzeń konstrukcyjnych. Dokładność powierzchni może osiągnąć co najmniej 150 mikronów RMS z maksymalną osiągalną dokładnością 75 mikronów RMS. Aby osiągnąć ten poziom płaskości, każdy pojedynczy panel musi zapewniać dokładność powierzchni 60 mikronów. Minimalna płaskość 150 mikronów umożliwia pracę do 125 GHz przy zastosowaniu warunku Ruze'a λ/16 z górną częstotliwością progową 250 GHz w przypadku dokładności 75 mikronów. Zmierzone nieefektywności ARIESXXI wynoszą ?% przy ? GHz, które porównuje się z teoretycznym maksimum 78% dla zablokowanego oświetlenia gaussowskiego i ze stałym zwężeniem krawędzi wynoszącym -10,9 dB w odbłyśniku pomocniczym.

Optyka

Optyka trzeciorzędowa.

Układ optyczny składa się z trzech głównych elementów:

Główny reflektor

M1 to 40-metrowy główny reflektor paraboliczny składający się z 420 aluminiowych paneli ułożonych w 10 koncentrycznych pierścieniach. Każdy panel jest wykonany z aluminiowej płyty o grubości około 1,8 mm i pokryty żywicą epoksydową w celu ochrony przed czynnikami atmosferycznymi. Panele są montowane na wzmocnionym aluminiowym szkielecie, a każdy panel jest powiązany z mechanicznym siłownikiem, który umożliwia precyzyjne ruchy i orientację każdego panelu z dokładnością do 14 mikronów. Ognisko pierwotne znajduje się 15 metrów od wierzchołka paraboli i pokrywa się z jednym z ognisk drugorzędnych. Cały główny odbłyśnik i konstrukcja wsporcza waży 200 ton.

Odbłyśnik wtórny

M2 jest hiperbolicznym subreflektorem podwójnego reflektora systemu Cassegraina i ma średnicę 3,28 metra. Wykonany jest ze skorupy z włókna węglowego pokrytej cienką warstwą folii aluminiowej. Wymóg dotyczący płaskości powierzchni jest ostrzejszy niż w przypadku pierwotnego ze względu na skalowanie rozmiaru wiązki głównej i wynosi 53 mikrony RMS. Ma dwie nominalne fazy ruchu; po pierwsze, drobny ruch korygujący rozogniskowanie, ponieważ niewielkie rozogniskowanie w części wtórnej jest powiększone 21 razy w ognisku Cassegraina, co może skutkować dużymi stratami sprzężenia, zwłaszcza przy wysokich częstotliwościach. Po drugie, możliwe jest również duże przesunięcie osiowe (1 metr), co pozwala na umieszczenie receptora holograficznego w ognisku reflektora parabolicznego.

Lustra Nasmytha

M3 i M4/M4' to zwierciadła Nasmytha, które przekierowują nadchodzącą wiązkę z nieba do ogniska Nasmytha, które jest zasadniczo ogniskiem Cassegraina, ale jest przesunięte. Oba zwierciadła są płaskie i mają średnicę 2,65 metra oraz tworzą kąt 45 stopni z osią optyczną teleskopu. Podstawową funkcją tych zwierciadeł jest zapewnienie ciągłego oświetlenia trzeciorzędowego układu optycznego. Obecnie tylko gałąź M4 jest wyposażona w odbiorniki z M4' zarezerwowane dla przyszłych odbiorników wysokiej częstotliwości i/lub wielowiązkowych

Optyka trzeciorzędowa

Optyka trzeciorzędna jest odpowiedzialna za wydajne sprzężenie nieba z antenami tubowymi 5 pasm częstotliwości ARIESXXI. Pierwszym napotkanym elementem jest przesunięty paraboliczny element o ogniskowej 1,36 metra, który przekształca nadchodzącą falę quasi-płaską w zbieżną wiązkę, która następnie pada na ukształtowaną soczewkę dichroiczną, która przechodzi przez częstotliwość S/C/CH w celu sprzężenia z ich odpowiednimi zasila i odbija promieniowanie w paśmie X w kierunku zasilania w paśmie X.

Odbiorniki

Odbiorniki pasma S/CH/C.

ARIESXXI może pochwalić się niezwykle dużą kabiną odbiornika (8 × 9 x 3,5 metra), która pozwala na umieszczenie dużej liczby odbiorników. W kabinie znajduje się obecnie sześć odbiorników, z których wszystkie znajdują się w jednej z dwóch dostępnych gałęzi optycznych (M i M'). Orientację luster Nasmyth można również zmienić na 0° i 20°, jeśli jest to wymagane w celu uwzględnienia dodatkowych ścieżek optycznych, co znacznie zwiększa liczbę receptorów, które potencjalnie można umieścić w kabinie. Aktualnie zainstalowane odbiorniki to:

Pasmo S

Pasmo S to pasmo o podwójnej polaryzacji z obserwowalnymi częstotliwościami między 2,2 a 2,37 GHz. Odbiornik pasma S składa się z osiowej falistej tuby z pierścieniem ssącym, zaprojektowanej przez Antenna Group z Uniwersytetu Technicznego w Madrycie. Antena tubowa jest połączona z falowodem z polaryzatorem koncentrycznym, który oddziela dwie ortogonalne składowe przychodzącej wiązki spolaryzowanej kołowo. Dwie polaryzacje liniowe są następnie podawane bezpośrednio do dwóch chłodzonych kriogenicznie wzmacniaczy o niskim poziomie szumów. Po wzmocnieniu, kondycjonowaniu i filtrowaniu drugiego stopnia sygnał astronomiczny jest miksowany z sygnałem lokalnego oscylatora przy 1,53 GHz, aby uzyskać częstotliwość pośrednią 170 MHz (IF) szerokość pasma wyśrodkowana na 755 GHz. Ten IF jest następnie przekierowywany do zaplecza w sterowni około 5 metrów poniżej za pomocą owijki kablowej. Sygnał fazowy jest również wstrzykiwany do modułu IF w celu usunięcia błędów fazy. To pasmo jest używane głównie do kalibracji atmosfery w obserwacjach VLBI.

Pasmo CH

Pasmo CH to kanał o podwójnej polaryzacji, który obejmuje zakres od 3,22 do 3,39 GHz. Odbiornik składa się z osiowej falistej tuby z pierścieniem dławikowym, która została zaprojektowana przez Antenna Group na Uniwersytecie Technicznym w Madrycie. Antena tubowa jest połączona z falowodem z polaryzatorem koncentrycznym, który oddziela dwie ortogonalne składowe przychodzącej wiązki spolaryzowanej kołowo. Dwie polaryzacje liniowe są następnie podawane bezpośrednio do dwóch chłodzonych kriogenicznie wzmacniaczy o niskim poziomie szumów. Po wzmocnieniu, kondycjonowaniu i filtrowaniu drugiego stopnia, sygnał astronomiczny jest miksowany z sygnałem lokalnego oscylatora na częstotliwości 2,555 GHz, aby uzyskać pasmo IF o szerokości 170 MHz, wyśrodkowane na 750 MHz. Ten IF jest następnie przekierowywany do zaplecza w sterowni około 5 metrów poniżej za pomocą owijki kablowej. Sygnał fazowy jest również wstrzykiwany do modułu IF w celu usunięcia błędów fazy. To pasmo jest ważne dla obserwacji trzech linii molekularnych Ch, które są uważane za niezwykle ważne dla zrozumienia chemii ośrodek międzygwiazdowy .

Pasmo C

Pasmo C ma trzy podpasma o podwójnej polaryzacji, które nie są jednocześnie obserwowalne w zakresie 4,56 – 5,06 GHz, 5,9 – 6,4 GHz i 6,4 – 6,9 GHz. Odbiornik pasma C składa się również z osiowego falistego tuby z pierścieniem ssącym i został zaprojektowany przez Antenna Group z University of Navarra. Antena tubowa jest następnie połączona z falowodem z polaryzatorem koncentrycznym, który oddziela dwie ortogonalne składowe przychodzącej wiązki spolaryzowanej kołowo. Dwie polaryzacje liniowe są następnie podawane bezpośrednio do dwóch chłodzonych kriogenicznie wzmacniaczy o niskim poziomie szumów. Po wzmocnieniu, kondycjonowaniu i filtrowaniu drugiego stopnia sygnał astronomiczny jest miksowany z sygnałem lokalnego oscylatora w celu uzyskania szerokości pasma IF 200 MHz lub 500 MHz, wyśrodkowanej odpowiednio na 750 i 800 MHz. Ten IF jest następnie przekierowywany do zaplecza w sterowni około 5 metrów poniżej za pomocą owijki kablowej. Sygnał fazowy można również wprowadzić do modułu IF w celu usunięcia błędów fazy. Pasmo to jest szczególnie ważne dla obserwacji formaldehydu (H ₂ CO) i metanolu (CH ₃ OH), których rozmieszczenie międzygwiezdne może dostarczyć ważnych informacji o strukturze galaktyki.

Pasmo X

Pasmo X ma dwa jednocześnie obserwowalne podpasma o podwójnej polaryzacji od 8,18 do 8,65 GHz zwane pasmem standardowym i od 8,65 do 8,98 GHz nazywane pasmem rozszerzonym. Odbiornik pasma X składa się z gładkiej stożkowej tuby i został zaprojektowany przez Antenna Group z Politechniki w Madrycie. Antena tubowa jest następnie połączona z falowodem z polaryzatorem koncentrycznym, który oddziela dwie ortogonalne składowe przychodzącej wiązki spolaryzowanej kołowo. Dwie polaryzacje liniowe są następnie podawane bezpośrednio do dwóch chłodzonych kriogenicznie wzmacniaczy o niskim poziomie szumów. Po wzmocnieniu, kondycjonowaniu i filtrowaniu drugiego stopnia, sygnał astronomiczny jest miksowany z sygnałem lokalnego oscylatora w celu uzyskania pasma IF 500 MHz w paśmie standardowym i pasma IF 330 MHz w paśmie rozszerzonym. Ten IF jest następnie przekierowywany do zaplecza w sterowni około 5 metrów poniżej za pomocą owijki kablowej. Sygnał fazowy można również wprowadzić do modułu IF w celu usunięcia błędów fazy.

Pasmo K

Odbiornik z podwójną polaryzacją (LCP i RCP) w paśmie 18-26 GHz.

Pasmo Q

Odbiornik z podwójną polaryzacją (LCP i RCP) w paśmie 41-49 GHz.

Pasmo W

Odbiornik z pojedynczą polaryzacją (RCP) w paśmie 78-110 GHz.

Tylne końce

ARIESXXI wykorzystuje system zaplecza korelatora MarkV oparty na pamięci półprzewodnikowej (w przeciwieństwie do systemu MarkIV, który wykorzystywał taśmy magnetyczne.

Nauka

Teleskop obserwuje zarówno jako samodzielny teleskop, jak i jako część sieci VLBI. Do 30% czasu obserwacji jest dostępne dla astronomów na całym świecie.

VLBI

Od 2008 roku teleskop jest używany do interferometrii z bardzo długimi liniami bazowymi zarówno w astronomii, jak i geodezji . Jest częścią europejskiej sieci VLBI , Global mm VLBI Array oraz Międzynarodowej usługi VLBI dla geodezji i astrometrii .

Obserwacje pojedynczej potrawy

Teleskop jest również używany do obserwacji linii widmowych cząsteczek międzygwiazdowych w otoczkach okołogwiazdowych , ośrodku międzygwiazdowym i źródłach pozagalaktycznych. Rodzaje obserwacji (częstotliwości i cele).