Astronomia

Qual é o significado de usar pares de linha de base em interferometria de rádio?

Qual é o significado de usar pares de linha de base em interferometria de rádio?



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.

A interferometria de rádio utiliza arranjos de telescópios menores que estão ligados entre si para sintetizar um telescópio de abertura maior. Observatórios de rádio astronômicos, como o Very Large Array no Novo México, consistem em várias antenas de rádio em várias configurações (ou seja, 27 antenas para o VLA). Quando leio sobre os fundamentos da interferometria de rádio, muito tempo é gasto no atraso e na linha de base entre um par de telescópios. Em outras palavras, a luz do objeto entrará em um telescópio primeiro antes do outro (a menos que apontado diretamente para cima) e um par de telescópios atuará como uma linha de base. Não entendo o significado desses pares de telescópios. Os pares atuam como um único pixel? Eu li que um par de antenas mede um ponto no plano u, v. Por que são necessários pares de telescópios para fazer isso e qual é o significado para a radioastronomia?


A ideia básica por trás da interferometria é a de interferência, a combinação de duas ondas (neste caso, as ondas eletromagnéticas de fontes distantes). A interferência implica inerentemente que dois sinais interferem um no outro, e é por isso que os pares de telescópios (também chamados de linhas de base) são importantes. O padrão de interferência entre os sinais recebidos em dois telescópios diferentes carrega informações sobre a estrutura espacial da fonte. Os pares amplamente separados são sensíveis à estrutura em pequena escala e os pares próximos são sensíveis à estrutura em escala maior (por isso você precisa de ambos para reconstruir uma boa imagem). Os pares norte-sul são sensíveis apenas à estrutura na direção norte-sul e da mesma forma para outras orientações de pares, portanto, novamente, você precisa de pares / linhas de base orientados em direções diferentes. (A rotação da Terra ajuda um pouco mudando a orientação das linhas de base ao longo do tempo, embora os interferômetros modernos com muitos telescópios, como o ALMA, tenham uma cobertura muito boa em um único instantâneo sem esperar a rotação da Terra.)

O sinal de uma fonte é registrado em cada telescópio e, em seguida, esses sinais são combinados (ou interferiu) entre si para cada par de telescópios, e todos esses sinais de interferência por par constituem os dados gerais coletados pelo interferômetro. Em um interferômetro de rádio, esta interferência / combinação de sinais é feita em um computador chamado de correlator. Para o rádio, o sinal em cada telescópio é convertido em uma voltagem e essas voltagens são correlacionadas; para um interferômetro óptico ou infravermelho, a luz de cada telescópio individual é dividida em vários caminhos para que cada par de feixes de luz possa ser interferido em um diretório em um combinador de feixe antes que o padrão de interferência seja registrado.


Geodésia é a ciência que mede com precisão a forma geométrica da Terra, sua orientação no espaço e seu campo de gravidade, incluindo como essas propriedades mudam com o tempo. Os cientistas e engenheiros do Haystack fazem observações geodésicas usando uma técnica chamada interferometria de linha de base muito longa (VLBI). A técnica permite que dados de pares de radiotelescópios espalhados por todo o globo sejam combinados, resultando em medições mais precisas (no sentido de resolução espacial) do que as de um único telescópio. Os cientistas do Haystack também usam dados de outras técnicas geodésicas espaciais, como o sistema global de satélites de navegação (GNSS).

Westford é uma estação fundamental para o VLBI Global Observing System (VGOS) de banda larga, a rede VLBI de próxima geração. O VGOS apoiará todos os aspectos das observações do sistema terrestre e permitirá medições do nível do mar com uma precisão cerca de 10 vezes maior do que as capacidades atuais.

Westford é uma estação da expansão da rede VGOS do NASA Space Geodesy Project (SGP). As observações com a rede VGOS da NASA em colaboração com parceiros do Serviço Internacional VLBI para Geodésia e Astrometria (IVS) contribuirão para a determinação da forma e rotação da Terra com uma precisão sem precedentes.

Passeio dentro do Westford Radio Telescope

Interferometria de linha de base muito longa

Em interferômetros e matrizes convencionais, cabos coaxiais, guias de ondas ou mesmo links de fibra óptica são usados ​​para distribuir um sinal de referência de oscilador local comum para cada antena e também para retornar o sinal recebido de uma antena individual para um laboratório central onde é correlacionado com os sinais de outras antenas. Em casos em que as antenas estão espaçadas mais do que algumas dezenas de quilômetros, no entanto, torna-se proibitivamente caro empregar links físicos reais para distribuir os sinais. Links de rádio de frequência muito alta (VHF) ou frequência ultra-alta (UHF) têm sido usados, mas a necessidade de um grande número de estações repetidoras torna isso impraticável para espaçamentos maiores que algumas centenas de quilômetros.

Os sistemas de interferômetro de separação de elementos essencialmente ilimitada podem ser formados usando a técnica de interferometria de linha de base muito longa (VLBI). Nos primeiros sistemas VLBI, os sinais recebidos em cada elemento eram gravados por gravadores de fita de vídeo de largura de banda larga localizados em cada antena. Mais recentemente, com o advento de unidades de disco de computador baratas e confiáveis, os dados são gravados em discos. Os discos são então transportados para um local comum onde são reproduzidos e os sinais combinados para formar franjas de interferência. A operação bem-sucedida de um sistema VLBI requer que as gravações em fita sejam sincronizadas em alguns milionésimos de segundo e que o sinal de referência do oscilador local seja estável melhor do que uma parte em um trilhão. Os dados registrados de apenas algumas horas de observação geralmente contêm cerca de um trilhão de bits de informação, o que é aproximadamente equivalente a armazenar todo o conteúdo de uma biblioteca de tamanho modesto. Os padrões de frequência do maser de hidrogênio são usados ​​para fornecer uma precisão de tempo de apenas alguns bilionésimos de segundo e uma estabilidade de frequência de uma parte em um milhão de bilhões.


Qual é o significado de usar pares de linha de base em interferometria de rádio? - Astronomia

O sistema de interferometria de linha de base muito longa Mark III (VLBI) permite o registro e posterior processamento de até 112 megabits por segundo de cada radiotelescópio de um interferômetro. Para medições astrométricas e geodésicas, os sinais de duas bandas de radiofrequência (2,2 a 2,3 e 8,2 a 8,6 gigahertz) são amostrados e registrados simultaneamente em todos os locais da antena. A partir dessas gravações de banda dupla, os atrasos de grupo relativos dos sinais que chegam a cada par de locais podem ser corrigidos para as contribuições devidas à ionosfera. Para muitas fontes de rádio para as quais os sinais são suficientemente intensos, esses atrasos de grupo podem ser determinados com incertezas abaixo de 50 picossegundos. As posições relativas de antenas amplamente separadas e coordenadas celestes de fontes de rádio foram determinadas a partir de tais medições com incertezas de 1 desvio padrão de cerca de 5 centímetros e 3 milissegundos de arco, respectivamente. Os resultados das amostras são fornecidos para os comprimentos das linhas de base entre três antenas nos Estados Unidos e três na Europa, bem como para os comprimentos de arco entre as posições de seis fontes de rádio extragalácticas. Não há evidência significativa de mudança em qualquer uma dessas quantidades. Para mapear a distribuição de brilho de tais fontes de rádio compactas, os sinais de uma dada polarização, ou de pares de polarizações ortogonais, podem ser gravados em até 28 bandas contíguas cada uma com quase 2 megahertz de largura. A capacidade de registrar larguras de banda grandes e conectar muitos radiotelescópios grandes permite a detecção e o estudo de fontes compactas com densidades de fluxo abaixo de 1 milijansky.


VLBI: perguntas frequentes

VLBI é uma técnica que mede a diferença de tempo entre a chegada a duas antenas terrestres de uma onda de rádio emitida por um quasar distante. Os sinais semelhantes a ruído são gravados nos radiotelescópios IVS e enviados a um local central para serem analisados.

O VLBI é usado em muitas áreas da ciência e não é um tópico simples de entender. Nesta página, explicaremos apenas os conceitos básicos e responderemos a algumas das perguntas mais frequentes. Envie perguntas sobre VLBI para [email protected] e adicionaremos respostas a esta página com o tempo.

O VLBI é um novo desenvolvimento?


Desenvolvido em meados da década de 1960 com a astronomia, o VLBI logo foi aplicado também à geodésia. (Consulte Geodésia e VLBI para obter mais detalhes.) Hoje, ele é usado por muitas organizações e instituições para geodésia, astrometria e astronomia.

V Muito
eu Longo
B Linha de base
eu Interferometria

Interferometria de linha de base muito longa é uma técnica de medição que usa pares de antenas de rádio (também conhecidas como radiotelescópios) localizadas a grandes distâncias umas das outras para medir as posições de objetos astronômicos remotos, a localização dos telescópios na superfície da Terra, a oscilação da Terra e Eixo de rotação # 8217s e tempo universal.

VLBI, ou interferometria de linha de base muito longa, usa pares de radiotelescópios ao redor do globo. É usado em muitas aplicações, incluindo astronomia. O IVS usa VLBI para geodésia e astrometria.

Na geodésia, por exemplo, os pares de radiotelescópios observam um sinal de um objeto celeste distante, como um quasar. Os quasares estão tão distantes que parecem estar em um ponto fixo no céu.

Os telescópios observam o mesmo objeto juntos, com o tempo exato dado por relógios atômicos bem calibrados e coordenados, chamados masers de hidrogênio.

Os sinais gravados são enviados para um correlacionador central, onde os sinais são combinados ou sobrepostos. O sinal chega a um telescópio um pouco antes do outro. O atraso na chegada ao segundo telescópio é medido e usado para calcular a distância exata entre os dois radiotelescópios.

Veja nossa página Geodésia e VLBI para informações sobre como o VLBI é usado na geodésia.

linha de base Uma linha de base é a distância entre duas antenas VLBI. O par de antenas costuma estar muito distante - em alguns casos, milhares de quilômetros. Linhas de base mais longas aumentam a sensibilidade das medições. interferometria A interferometria é uma técnica que usa pares de antenas de rádio. As antenas de rádio, ou telescópios, observam a mesma fonte distante - como um quasar - exatamente ao mesmo tempo. Seus sinais são sobrepostos (correlacionados) em um processo matemático que faz uso de interferências. correlator Em um correlator IVS, os sinais de muitos radiotelescópios ao redor do globo são combinados, ou correlacionados, usando interferometria. O resultado do uso de sinais de um par de telescópios fornece mais informações do que o sinal de qualquer um dos telescópios. geodésia Geodésia (veja também nossa página em Geodésia e VLBI para mais detalhes) é a ciência de medir a forma, rotação e gravidade da Terra e suas mudanças ao longo do tempo. O IVS contribui para as medições da forma e rotação da Terra. astrometria Astrometria é a ciência que mede com precisão as posições e movimentos de estrelas, quasares e outros corpos celestes. ondas de rádio As ondas de rádio são um tipo de radiação eletromagnética (EM). Tudo no universo emite radiação EM, incluindo objetos celestes. Medir o sinal de rádio ou ondas de rádio de objetos no espaço nos permite obter uma enorme quantidade de informações sobre esses objetos.

O VLBI é essencial para obter o nível de precisão do GPS que desfrutamos hoje. O GPS continuaria a funcionar sem o VLBI, mas sua precisão diminuiria gradualmente com o tempo. O VLBI é essencial para manter as coordenadas do GPS precisas por meio da sincronização do Tempo Universal.

UT1 é a principal forma de Tempo Universal (UT), medido pelo VLBIIt é monitorado pelo Serviço Internacional de Rotação da Terra e Sistemas de Referência (IERS), do qual o IVS é um componente.

Do IERS: & # 8220VLBI é a única técnica capaz de medir todos os componentes da orientação da Terra & # 8217s com precisão e simultaneamente. & # 8221

O VLBI garante que o UT1 seja preciso e preciso. É o padrão de tempo mais preciso possível. Nossos relógios refletem a velocidade ligeiramente variável da rotação da Terra & # 8217s graças ao VLBI e aos radiotelescópios e componentes do IVS.

Para obter mais informações sobre como o VLBI é usado na geodésia, consulte Geodésia e VLBI.

Volte logo: este site estará em constante expansão com informações adicionais e mais detalhes sobre ciência e tecnologia!

Nesse ínterim, VLBI é um tópico complicado! Para mais detalhes e excelentes explicações, consulte estes sites:


Todas as suas bases (linhas) pertencem a nós

Uma das muitas coisas compartilhadas pelos objetos astronômicos observados pelos radiotelescópios NRAO e seu departamento de Educação e Divulgação Pública: ambos estão em constante evolução. A experiência de se conectar diretamente com o público, em uma conversa direta face a face, é uma das maneiras mais eficazes de envolver uma mente curiosa. No entanto, esse tipo de divulgação exige muitos recursos e é raro, especialmente durante a era Covid-19. De todas as excelentes formas de divulgação pública que a NRAO oferece (e vem fazendo há anos), faltou um elemento de engajamento: vídeos hospedados na web. Nossa página da web e feeds de mídia social são ricos em conteúdo de radioastronomia e ciência voltado para o público interessado em ciências: fãs de ficção científica, nerds e estudantes de astronomia e, é claro, astrônomos, educadores e cientistas. No entanto, não tínhamos uma maneira de capturar e replicar de perto aquela experiência de conversa cara a cara e direta que pudesse alcançar mais membros do público em geral. Depois de muitos meses de desenvolvimento e experimentação - procurando por um host dinâmico e combinando os talentos criativos de nossa equipe - a série de vídeos Baseline nasceu!

Esta curta série de vídeos online tem como objetivo compartilhar resultados científicos empolgantes, contando a história da radioastronomia de uma forma informal e coloquial. Vídeos nativos baseados na web fornecem conteúdo educacional que pode ser distribuído em todas as plataformas de mídia social e facilmente compartilhado com amigos e familiares. Portanto, a cada trimestre do ano, produzimos um vídeo sobre um tema astronômico específico.

Chamamos a série de "Linha de base", porque a palavra ‘linha de base’ tem camadas de significado. No mundo real, conversar com um amigo que você não vê há algum tempo é às vezes chamado de "contato básico". O par de amigos cria uma nova conversa "básica", preenchendo as lacunas um do outro desde a última vez que conseguiram se conectar.

Crédito: Bill Saxton

Na radioastronomia, 'linha de base' se refere à distância entre as antenas em uma matriz. Os telescópios do NRAO são compostos de uma série de antenas individuais conectadas por cabos e hardware idêntico, espaçadas e dispostas em diferentes padrões na paisagem desértica seca. Todo o conjunto de antenas é referido como um único telescópio, e a distância entre um par de antenas em um conjunto é chamada de linha de base. Um par de antenas tem uma linha de base, três antenas conectadas têm três linhas de base, quatro têm seis linhas de base e assim por diante. Quanto mais linhas de base (ou conexões) um telescópio tiver, melhor será a resolução. Além disso, dois dos três telescópios NRAO são reorganizáveis. As antenas podem ser espaçadas próximas ou distantes. A distância das linhas de base também tem uma relação entre os tipos de detalhes que o telescópio pode ver. Linhas de base mais longas podem ver detalhes mais finos, enquanto linhas de base mais curtas podem ver objetos maiores no céu.

Esta série está criando uma linha de base de informações conectando os fundamentos da radioastronomia a mentes curiosas em todos os lugares. Inspirado por radiotelescópios, quanto mais episódios de “The Baseline”, melhor o público terá uma compreensão e apreciação da radioastronomia e das histórias que só ela pode contar.


Quando as galáxias de rádio colidem, os buracos negros supermassivos formam pares fortemente unidos

Um estudo usando vários radiotelescópios confirma que buracos negros supermassivos encontrados no centro das galáxias podem formar pares gravitacionalmente ligados quando as galáxias se fundem.

O artigo foi publicado na edição de 18 de setembro de Astronomia da Natureza lança luz sobre uma classe de buracos negros com uma massa superior a um milhão de vezes a massa do sol. Espera-se que os buracos negros supermassivos formem pares fortemente unidos após a fusão de duas galáxias.

"O buraco negro duplo que encontramos tem a menor separação de todos até agora detectados por imagem direta", disse David Merritt, professor de física do Rochester Institute of Technology, co-autor do artigo.

Os buracos negros supermassivos estão localizados na galáxia espiral NGC 7674, a aproximadamente 400 milhões de anos-luz da Terra, e estão separados por uma distância inferior a um ano-luz. O estudo foi conduzido por Preeti Kharb, do National Center for Radio Astrophysics da Pune University, na Índia, e coautor de Dharam Vir Lal, também da Pune University e Merritt da RIT.

"A massa combinada dos dois buracos negros é cerca de 40 milhões de vezes a massa do Sol, e o período orbital do binário é de cerca de 100.000 anos", disse Merritt.

Uma classe de buracos negros menores se forma quando estrelas massivas explodem como supernovas. Uma colisão de buracos negros de massa estelar levou à descoberta de ondas gravitacionais em 2015 usando o Observatório de ondas gravitacionais de interferômetro a laser. Os buracos negros tinham aproximadamente 29 e 36 vezes a massa do Sol e colidiram a 1,3 bilhão de anos-luz de distância

"Um binário supermassivo gera ondas gravitacionais com frequência muito menor do que a frequência característica dos binários de massa estelar e seu sinal é indetectável pelo LIGO", disse Merritt.

Para simular um detector altamente sensível, os pesquisadores usaram um método para fazer radiotelescópios ao redor do mundo funcionarem juntos como um único grande telescópio e atingirem uma resolução de cerca de 10 milhões de vezes a resolução angular do olho humano.

"Usando técnicas de interferometria de linha de base muito longa, duas fontes compactas de emissão de rádio foram detectadas no centro de NGC 7674 as duas fontes de rádio têm propriedades que são conhecidas por estarem associadas a buracos negros massivos que estão acumulando gás, implicando na presença de dois buracos negros ", Disse Merritt.

A galáxia que hospeda o buraco negro supermassivo binário emite ondas de rádio ruidosamente. A detecção confirma uma teoria que prevê a presença de um binário compacto em uma galáxias de rádio com a forma de "Z".

"Acredita-se que essa morfologia resulte dos efeitos combinados da fusão das galáxias seguida pela formação do binário massivo", disse Merritt.


Qual é o significado de usar pares de linha de base em interferometria de rádio? - Astronomia

O sistema receptor para interferometria

A primeira parte do receptor é a heterodinação para reduzir a RF (frequência de rádio) a uma frequência intermediária (IF) gerenciável com a qual possamos trabalhar. Isso requer um misturador e oscilador local (referência de frequência), conforme mostrado na Figura 1, abaixo:
figura 1: Receptor heteródino, que usa um oscilador local (LO)
operando na frequência wo, para sintonizar a frequência de rádio (RF) desejada
e misture com RF em uma ampla banda de frequências, e retire um mais baixo
seção de largura de banda de frequência intermediária (IF) para processamento posterior.

Para interferometria, devemos correlacionar os sinais de duas antenas, o que requer uma série de considerações adicionais. O principal é garantir que os receptores das duas antenas estejam operando exatamente na mesma frequência. Se um estivesse em uma frequência diferente de apenas 1 Hz, a fase resultante entre os dois mudaria 360 graus a cada segundo! No passado, não era possível transmitir um sinal de banda larga de cada antena, o que significava que o sinal em cada antena tinha que ser mixado para uma frequência mais baixa. Isso exigia o uso de um sinal de referência enviado para cada antena. A Figura 2 mostra um exemplo de tal esquema. Para controlar a frequência, um sistema de bloqueio de fase foi usado como na Figura 2.
Figura 2: Adicionando um loop de bloqueio de fase, que compara a saída LO
com uma frequência de referência externa e envia um sinal de erro de volta
para o LO para mantê-lo em perfeito bloqueio de fase com o sinal de referência.
Cada antena recebe o sinal Ref da mesma fonte, então todos
os receptores estão bloqueados na mesma frequência.

O Mixer 2 compara o LO a uma referência de frequência, que vem da mesma fonte de frequência para todas as antenas. Qualquer erro na fase resulta em um sinal de erro que é realimentado para o oscilador para ajustar sua frequência para manter a sintonia de frequência exata.

Com tecnologia moderna, agora é possível transmitir sinais de banda larga via fibra óptica. O sistema EOVSA, por exemplo, transmite dois sinais RF de 1-18 GHz multiplexados em uma única fibra óptica para a sala de controle central. No espaço confinado da sala de controle, é possível distribuir os sinais do oscilador local diretamente para os 15 módulos de downconverter e evitar a necessidade de um sistema de bloqueio de fase distribuído.

Vejamos o que acontece com o sinal depois que ele sai do front end EOVSA e entra no receptor. A figura abaixo é o diagrama de blocos para um módulo de downconverter no Expanded Owens Valley Solar Array.

Este é um receptor de canal duplo, com sinais H pol e V pol sendo recebidos separadamente em fibra ótica. Os sinais entram pela esquerda e saem pela direita. Os sinais são convertidos para a forma elétrica, passam por dois estágios de conversão de frequência, que seleciona uma porção de frequência intermediária (IF) de 400 MHz da frequência de rádio (RF) de 1-18 GHz de entrada, ajusta seu nível de potência por meio de amplificadores e atenuadores e, em seguida, fornece este IF limpo de 400 MHz aos digitalizadores no chassi do correlacionador (não mostrado). Clique neste link para obter uma descrição da conversão descendente EOVSA e sintonização de frequência.

O sinal IF de cada receptor parece um sinal de ruído. Parte da forma de onda é realmente sinal da fonte e parte (talvez a maior parte) é ruído. Se o sinal e o ruído forem iguais, como saberemos a diferença? O ponto essencial é que o sinal da fonte será correlacionado entre as duas antenas, enquanto o sinal de ruído (gerado localmente) não. Isso é ilustrado com as formas de onda simuladas de duas antenas, abaixo:
Figura 3: Duas formas de onda de tensão simuladas, com fase de 30 graus, com o
a forma de onda da antena 1 foi deslocada em 800 amostras de tempo. O nível de ruído é 1/5 de
o nível do sinal neste exemplo. As formas de onda parecem não ter relação com
um ao outro, mas quando correlacionados eles fornecem o gráfico no terceiro painel (cosseno
canal), que mostra uma boa correlação (pico) em um intervalo de tempo de 800 amostras.
Mudando a forma de onda da antena 1 em 90 graus e realizando a correlação
novamente dá o resultado mostrado no painel inferior (canal seno). A combinação
dos canais seno e cosseno dá uma amplitude de 0,268 e fase de
30,2 graus. Os valores corretos são 0,25 e 30 graus.


Figura 4: Duas formas de onda de tensão simuladas, com as mesmas características de
Figura 3, mas agora o nível de ruído 5 vezes maior e agora é igual ao nível do sinal.
Como o ruído não está correlacionado, o sinal correlacionado dificilmente é afetado e dá
e amplitude de 0,245 e fase de 30,83 graus, em comparação com o correto
valores de 0,25 e 30 graus.

Dadas as tensões variáveis ​​no tempo V 1 e V 2 , a correlação é encontrada multiplicando-os, com um atrasado pelo atraso geométrico t g = B. s/ c , em seguida, calculando a média, ou seja,

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

Figura 5: A geometria e o diagrama de blocos que conduzem ao componente cosseno medido
da correlação. Tanto o multiplicador quanto o integrador fazem parte do dispositivo chamado de
correlator. Um refinamento é mostrado na Figura 6.

Um refinamento principal é usar um segundo correlacionador e deslocar um dos sinais por & pi / 2, de modo que os componentes seno e cosseno sejam medidos simultaneamente, conforme mostrado abaixo. Os componentes na caixa tracejada na Figura 5 são indicados por cada X circulado na Figura 6.

Figura 6: Inserindo uma mudança de fase de & pi / 2 em uma das antenas e fazendo um
a segunda correlação permite que os componentes seno e cosseno sejam medidos
simultaneamente. Estes são registrados e tornam-se a visibilidade complexa em
frequência espacial u, v correspondente à linha de base projetada entre o
antenas.

As grandezas medidas fora do correlacionador são as partes reais e imaginárias da visibilidade complexa medida com a linha de base, cuja normalização é obtida pelo procedimento de calibração, que ainda não discutimos. Você pode se perguntar como realizamos a mudança de fase de 90 graus em uma largura de banda IF finita e Delta & nu. Isso era feito nos antigos receptores OVSA, alterando a fase do sinal de referência usado para bloquear a fase do oscilador local. Observe que isso não é equivalente a um atraso de tempo, o que mudaria a fase em diferentes quantidades para diferentes frequências, mas sim desloca a fase de cada frequência separadamente. No novo sistema EOVSA, usamos o correlacionador digital para fazer a mudança de fase. Acontece que a mudança de fase, ou detecção síncrona, também é importante para eliminar quaisquer deslocamentos DC. Se multiplicarmos duas formas de onda com um deslocamento DC, os deslocamentos darão um sinal diferente de zero mesmo quando não houver correlação nos sinais. Isso é eliminado pela inversão periódica do sinal na antena e, em seguida, pela inversão síncrona do sinal novamente no correlacionador. Desta forma, os sinais permanecem correlacionados enquanto qualquer deslocamento CC indesejado é invertido periodicamente e atinge a média a zero.

Para discutir correlacionadores mais adiante, usaremos a palestra da Escola de Verão do NRAO sobre correlacionadores cruzados.


Conteúdo

O Parkes Radio Telescope, concluído em 1961, foi ideia de E. G. "Taffy" Bowen, chefe do Laboratório de Radiofísica do CSIRO. Durante a Segunda Guerra Mundial, ele trabalhou no desenvolvimento de radares nos Estados Unidos e fez conexões com a comunidade científica. Recorrendo a essa rede de garotos antigos, ele persuadiu duas organizações filantrópicas, a Carnegie Corporation e a Fundação Rockefeller, a financiar metade do custo do telescópio. Foi esse reconhecimento e o apoio financeiro fundamental dos Estados Unidos que persuadiram o primeiro-ministro australiano, Robert Menzies, a concordar em financiar o restante do projeto. [3]

O local de Parkes foi escolhido em 1956, por ser acessível, mas longe o suficiente de Sydney para ter céu limpo. Além disso, o prefeito Ces Moon e o proprietário de terras Austrália James Helm ficaram entusiasmados com o projeto. [4]

O sucesso do telescópio Parkes levou a NASA a copiar o projeto básico de sua Deep Space Network, com antenas de 64 metros (210 pés) correspondentes construídas em Goldstone, Califórnia, Madrid, Espanha e Tidbinbilla, perto de Canberra, na Austrália. [ citação necessária ]

Ele continua a ser atualizado e, a partir de 2018, é 10.000 vezes mais sensível do que sua configuração inicial. [5]

Edição de Hardware

O principal instrumento de observação é o telescópio prato móvel de 64 metros (210 pés), o segundo maior no hemisfério sul e um dos primeiros grandes pratos móveis do mundo (DSS-43 em Tidbinbilla foi estendido de 64 metros (210 pés) ) a 70 metros (230 pés) em 1987, ultrapassando Parkes). [6]

A parte interna do prato é de metal sólido e a área externa uma malha de metal fina, criando sua aparência bicolor distinta.

No início dos anos 1970, os painéis de malha externa foram substituídos por painéis de alumínio perfurado. A superfície interna lisa foi atualizada em 1975, o que forneceu capacidade de foco para microondas de comprimento de centímetros e milímetros. [7]

O revestimento interno de alumínio foi expandido para um diâmetro de 55 metros (180 pés) em 2003, melhorando os sinais em 1dB. [8]

O telescópio possui uma montagem altazimute. É guiado por um pequeno telescópio simulado colocado dentro da estrutura nos mesmos eixos de rotação do prato, mas com uma montagem equatorial. Os dois são bloqueados dinamicamente ao rastrear um objeto astronômico por um sistema de orientação a laser. Esta abordagem primária-secundária foi projetada por Barnes Wallis.

Receivers Edit

A cabine de foco está localizada no foco da antena parabólica, apoiada por três suportes a 27 metros (89 pés) acima da antena. A cabine contém vários detectores de rádio e micro-ondas, que podem ser colocados no feixe de foco para diferentes observações científicas.

  • Receptor de 1.050 centímetros (34,4 pés) (Substituído agora por UWL)
  • O receptor multifeixe - um receptor de 13 cornetas resfriado a −200 ° C (−328,0 ° F 73,1 K) para a linha de hidrogênio de 21 centímetros (8,3 pol.). [10] [11]
  • Receptor H-OH (Substituído agora por UWL)
  • Receptor GALILEO (Substituído agora por UWL)
  • Receptores multibanda AT, cobrindo 2,2-2,5,4,5-5,1 e 8,1-8,7 GHz
  • METH6, cobrindo 5,9-6,8 GHz
  • MARS (receptor de banda X), cobrindo 8,1-8,5 GHz
  • KU-BAND, cobrindo 12-15 GHz
  • 13 MM (receptor de banda K), cobrindo 16–26 GHz
  • Receptor Ultra Wideband Low (UWL) - instalado em 2018, pode receber simultaneamente sinais de 700 MHz a 4 GHz. [12] Ele é resfriado a −255 ° C (−427,0 ° F 18,1 K) para minimizar o ruído e permitirá aos astrônomos trabalhar em mais de um projeto ao mesmo tempo. [5] [13]

Antena "Kennedy Dish" de 18m Editar

A antena "Kennedy Dish" de 18 metros (59 pés) foi transferida do Observatório Fleurs (onde fazia parte do Telescópio Chris Cross) em 1963. Montada em trilhos e alimentada por um motor de trator para permitir a distância entre a antena e o prato principal era facilmente variado, servia como interferômetro com o prato principal. A instabilidade de fase devido a um cabo exposto significava que sua capacidade de apontar foi diminuída, mas foi capaz de ser usada para identificar distribuições de tamanho e brilho. Em 1968, ele provou com sucesso que os lóbulos da galáxia de rádio não estavam se expandindo, e na mesma época contribuiu para a linha de hidrogênio e investigações de OH. Como antena autônoma, foi usada no estudo do Riacho de Magalhães. [14]

Ela foi usada como uma antena de uplink no programa Apollo, já que o telescópio Parkes maior é apenas de recepção. [15] É preservado pelo Australia Telescope National Facility. [16]

Australia Telescope National Facility Edit

O observatório faz parte da rede de radiotelescópios Australia Telescope National Facility. A antena parabólica de 64 metros (210 pés) é frequentemente operada junto com o Australia Telescope Compact Array em Narrabri, a matriz ASKAP na Austrália Ocidental e uma antena única em Mopra, telescópios operados pela Universidade da Tasmânia, bem como telescópios da Nova Zelândia , África do Sul e Ásia para formar uma matriz de Interferometria de Linha de Base Muito Longa (VLBI).

Edição da linha do tempo

  • Construído em 1961 e estava totalmente operacional em 1963.
  • Uma série de ocultações lunares de 1962 da fonte de rádio 3C 273 observada pelo Telescópio Parkes foi usada para localizar sua posição exata, permitindo aos astrônomos encontrar e estudar seu componente visual. A ser chamado de "fontes de rádio quase-estelares" (quasar), a observação de Parkes foi a primeira vez que esse tipo de objeto foi associado a uma contraparte óptica. [17]
  • 1964 a 1966, pesquisa de todo o céu a 408 MHz do céu do sul é conduzida e publicada (primeira versão do Catálogo de fontes de rádio de Parkes) encontrando mais de 2.000 fontes de rádio, incluindo muitos novos quasares. [18]
  • A segunda pesquisa all-sky a 2.700 MHz começa em 1968 (concluída em 1980). [18]
  • June and November 1990, Parkes collaborates with the Massachusetts Institute of Technology and the National Radio Astronomy Observatory to conduct a 5GHZ (6 cm) all-sky survey (The Parkes-MIT-NRAO (PMN) Surveys). 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 Edit

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 necessária ]

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 Oportunidade (MER-B), to simulate the Curiosity rover UHF radio. [37] This helped prepare for the then upcoming Curiosity (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.


Assista o vídeo: Raiz quadrada e Raiz cúbica e Expoente - Potenciação e radiciação (Agosto 2022).