Yebes Observatory RT40m

Yebes Observatory RT40m

Del av	European VLBI Network Yebes Observatory
Plats(er)	Yebes , provinsen Guadalajara , Castilla–La Mancha , Spanien
Koordinater
Organisation	Instituto Geográfico Nacional
Höjd över havet	931 m (3 054 fot)
Byggd	1999–2007 ( 1999–2007 )
Teleskop stil	Cassegrain reflektor Nasmyth teleskop radioteleskop
Diameter	40 m (131 fot 3 tum)
Uppsamlingsområde	1 250 m 2 (13 500 sq ft)
Hemsida	astronomia .ign .es
Plats för Yebes Observatory RT40m
Relaterade medier på Commons

Yebes Observatory RT40m , eller ARIESXXI , är ett radioteleskop som är en del av observatoriet i Yebes , Spanien. Det är ett 40-meters Cassegrain-Nasmyth- teleskop .

Plats

Teleskopet är placerat vid Yebes Observatory (spanska: Centro Astronómico de Yebes (CAY) ) . Yebes Observatory är den huvudsakliga vetenskapliga och tekniska anläggningen för National Geographic Institute of Spain .

Observatoriet ligger cirka 50 kilometer nordöst om Madrid i provinsen Guadalajara i den autonoma regionen Castilla-La Mancha . Den ligger på en höjd av 931 meter över havet och har utmärkta observationsförhållanden året runt. Nivån för utfällbar vattenånga (PWV) är mindre än 6 mm och når minst 2 mm på vintern. Vindhastigheten är mindre än 5 m/s under större delen av året och antalet dagar med regn eller snö är mindre än 1 vecka per år.

Faciliteterna för Technological Development Center (CDT) inkluderar två radioteleskop, ett soltorn , en astrograf och en gravimeter . Det mest kraftfulla teleskopet är det nykonstruerade 40 m teleskopet som stod färdigt 2005 och såg det första ljuset i maj 2007?. ARIESXXI designades specifikt för att integreras i European Very Long Baseline Interferometry Network (EVN) och fungera som en enda skål. Den har för närvarande aktiva mottagare i S-band (2,2–2,37 GHz), CH-band (3,22–3,39 GHz), C-band som är uppdelat i två delband (4,56–5,06 GHz och 5,9–6,9 GHz), X- band (8,15–9,00 GHz) och K-band (delat i fyra band mellan 21,77 och 24,45 GHz). En 100 GHz-mottagare installeras för närvarande för millimetervåg VLBI. CDT har avancerade mottagarlaboratorier på plats ( lågbrusförstärkare , kvasioptik etc.) som gör det möjligt för det dedikerade teamet på mer än 20 närvarande ingenjörer och astronomer att utveckla och optimera nya och befintliga mottagare. Den forskning och utveckling som genomförs i CDT under mandat av OAN tillåter den att dela information och resurser med det andra viktiga radioobservatoriet i Spanien, IRAM - radioteleskopet vid Pico Veleta i Granada. Detta samarbete möjliggör också fritt utbyte av idéer och personal med IRAMs anläggningar i Frankrike och Spanien och underlättar teknikutbyte mellan systerinstitut i andra europeiska länder som deltar i EVN .

Historia

Projektet "Ett radioteleskop för Spanien" skapades från en serie nationella utvecklingsplaner för radioastronomi som genomfördes i mitten och slutet av 90-talet. Dessa planer kulminerade i ett tekniskt möte i Madrid i slutet av 90-talet där CAY-personalen i samarbete med experter från hela Europa genomförde en uttömmande studie för att definiera de egenskaper som krävs av ett sådant teleskop för att kunna delta aktivt i det internationella astronomisamfundet. När lämplig homologi och tillämpningar av teleskopet hade valts ut genomfördes en genomförbarhetsstudie med det grundläggande syftet att avgöra om det var praktiskt att konstruera ett sådant teleskop i Spanien och i så fall hur man maximerade den spanska industrins deltagande i nämnda projekt. Denna studie genomfördes av INISEL Espacio och slutligen tilldelades kontraktet för detaljdesign och konstruktion till ett tyskt företag med lång erfarenhet av design och underhåll av radioteleskop och radarplattor, MAN Technologie. Det första konstruktionsarbetet påbörjades 2000 med gjutning av fundament och placeringen av betongpiedestalen, byggd av ACS, som skulle stödja teleskopreflektorerna och tillhörande stödstruktur. Samma år producerades azimut- och elevationslager av Rothe-Erde respektive FAQ i Tyskland. År 2000 byggdes också ryggstödsstrukturen i stål för teleskopet av Schwartz-Hautmont Construcciones Metálicas i Spanien. Kontraktet för utformningen av fokalplansoptiken tilldelades ESTI vid Technical University of Telecommunications i Madrid för att koppla Cassegrains fokalplansstrålning till mottagarna. År 2001 tilldelades Schwartz-Hautmont kontraktet för tillverkning av ytpanelerna på primär- och sekundärreflektorerna och sedan installation av servomotorerna till BBH i Tyskland. 2003 slutfördes den elektriska installationen av ELIMCO i Spanien.

Idrifttagning började ¿2005? och avslutades 2007.

Teleskopegenskaper

Parameter	Värde
Optik	Nasmyth-Cassegrain
Monunt	Alt-Azimut
Fokalplan	Primär och Masmyth
F/D	7.9
Bländareffektivitet	70%@7mm, 50%@3mm
Peknoggrannhet	3,7" i vindar på 10 m/s
Ytnoggrannhet	150 um
Vikt	400 ton

Värdena för teleskopets viktigaste optiska parametrar

Parameter	Värde
Dm	40m
Ds	3,28 m
Lv	1,204 m
Lr	25,396 m
Fm/Dm	0,375
Fm	15m
Feq	316,6
Feq/Dm	7.9
Mag	21.09
Fc	26,6 m
g	11,6 m
g'	6,6 m
hk	6,667 m
hs	7,129 m
Theta	3,621°

ARIESXXI- radioteleskopet är en alt-azimutal design med ett roterande huvud ovanför ett azimutlager eller vridhuvud. Den har full 360-graders rörelse i azimut och täckning från horisont till horisont i höjd (180 grader totalt eller något mindre?). Som tidigare nämnts är teleskopet Nasmyth-Cassegrain-modell som består av en parabolisk primärreflektor och en hyperbolisk sekundärreflektor som bringar det dubbla systemet i fokus cirka 11 meter nedanför, inom strukturen av teleskophuset, via en strålledare. Den optiska konfigurationen av det tertiära Nasmyth-systemet är sådan att fokus alltid bibehålls på samma plats som de platta Nasmyth-speglarna spårar rörelsen av den dubbla reflektorns huvudaxel för att säkerställa en konstant belysning av mottagarna. Detta gör att mottagarantennerna förblir fixerade på plats och förenklar den opto-mekaniska designen av mottagarsviten avsevärt.

Subreflektorn kan förskjutas axiellt genom fokus för att hjälpa till att korrigera defokuseringseffekter under teleskopsvängning orsakad av gravitations-/höjddeformationer. Det är en ihålig struktur som tillåter montering av en holografisk receptor inom vilken kommer att användas för att bestämma ytnoggrannheten hos de primära reflektorpanelerna. Teleskopdesignen följer principen om homologi. Den kan arbeta i vindar upp till 15 m/s och en maximal vindhastighet på upp till 50 m/s kan motstås utan att strukturella skador uppstår. Ytnoggrannheten kan nå minst 150 mikron RMS med en maximal noggrannhet på 75 mikron RMS som kan uppnås. För att uppnå denna nivå av planhet måste varje enskild panel uppfylla en ytnoggrannhet på 60 mikron. En minsta planaritet på 150 mikron tillåter drift upp till 125 GHz med Ruze-villkoret λ/16 med en övre tröskelfrekvens på 250 GHz i fallet med 75 mikrons noggrannhet. Den uppmätta ineffektiviteten för ARIESXXI är ?% vid ? GHz som kan jämföras med ett teoretiskt maximum på 78 % för en blockerad gaussisk belysning och med en konstant kantavsmalning på −10,9 dB vid subreflektorn.

Optik

Tertiär optik.

Det optiska systemet består av tre huvudkomponenter:

Den primära reflektorn

M1 är en 40 meter stor parabolisk huvudreflektor som består av 420 aluminiumpaneler organiserade i 10 koncentriska ringar. Varje panel är tillverkad av en aluminiumplatta som är cirka 1,8 mm tjock och är täckt med en epoxi för att skydda mot väder och vind. Panelerna är monterade på ett förstärkt aluminiumskelett och varje panel är associerad med ett mekaniskt manöverdon som tillåter precisionsrörelser och orientering av varje panel till 14 mikron. Den primära fokusen är belägen 15 meter från parabolens vertex och sammanfaller med en av foci av den sekundära. Hela primärreflektorn och stödstrukturen väger 200 ton.

Den sekundära reflektorn

M2 är den hyperboliska subreflektorn i Cassegrain-systemet med dubbla reflektorer och har en diameter på 3,28 meter. Den är gjord av ett kolfiberskal täckt av ett tunt lager aluminiumfolie. Kravet på ytplanheten är hårdare än för den primära på grund av skalningen av helljusstorleken och kommer in på 53 mikron RMS. Den har två nominella rörelsefaser; För det första en finrörelse för att korrigera för defokusering då en liten defokusering vid sekundären förstoras 21 gånger vid Cassegrain-fokus och vilket kan resultera i stora kopplingsförluster speciellt vid höga frekvenser. För det andra är en stor axiell förskjutning också möjlig (1 meter) vilket gör att den holografiska receptorn kan placeras i fokus för den paraboliska reflektorn.

Nasmyth Mirrors

M3 och M4/M4' är Nasmyth-speglarna som omdirigerar den inkommande strålen från himlen till Nasmyth-fokusen som i huvudsak är Cassegrain-fokusen men förskjuten. Båda speglarna är platta och har en diameter på 2,65 meter och bildar en 45 graders vinkel med teleskopets optiska axel. Den primära funktionen hos dessa speglar är att säkerställa en kontinuerlig belysning av det tertiära optiska systemet. För närvarande är endast M4-grenen försedd med mottagare med M4' reserverad för framtida högfrekventa och/eller flerstrålemottagare

Tertiär optik

Den tertiära optiken är ansvarig för den effektiva kopplingen av himlen till hornantennerna på de 5 frekvensbanden i ARIESXXI. Det första elementet som påträffas är en offset-parabol med en brännvidd på 1,36 meter som omvandlar den inkommande kvasiplansvågen till en konvergerande stråle som sedan infaller på en formad dikroisk lins som passerar S/C/CH-frekvensen för koppling till deras respektive matar och reflekterar X-bandsstrålningen mot X-bandsmatningen.

Mottagare

S/CH/C-bandsmottagarna.

ARIESXXI har en ovanligt stor mottagarhytt (8 × 9 x 3,5 meter) som tillåter ett stort antal mottagare. Kabinen rymmer för närvarande sex mottagare som alla finns i en av de två tillgängliga optiska grenarna (M och M'). Orienteringen av Nasmyth-speglarna kan också ändras till 0° och 20° om så krävs för att inkludera ytterligare optiska vägar och vilket avsevärt ökar antalet receptorer som potentiellt kan placeras i kabinen. Mottagaren som för närvarande är installerad är följande:

S-band

S-bandet är ett dubbelpolarisationsband med observerbara frekvenser mellan 2,2 och 2,37 GHz. S-Band-mottagaren består av ett axiellt korrugerat horn för chokering designat av Antenngruppen vid Madrids tekniska universitet. Hornantennen är kopplad till en vågledare till koaxial polarisator som separerar de två ortogonala komponenterna i den inkommande cirkulärt polariserade strålen. De två linjära polarisationerna matas sedan direkt till två lågbrus kryogeniskt kylda förstärkare. Efter 2:a stegets förstärkning, konditionering och filtrering blandas den astronomiska signalen med en lokal oscillatorsignal vid 1,53 GHz för att ge en 170 MHz mellanfrekvens (IF) bandbredd centrerad på 755 GHz. Denna IF leds sedan om till backends i kontrollrummet cirka 5 meter nedanför via en kabellindning. En fassignal injiceras också till IF-modulen för att ta bort fasfel. Detta band används främst för atmosfärisk kalibrering av VLBI-observationer?¿.

CH-band

CH-bandet är en dubbelpolariseringskanal som täcker från 3,22 – 3,39 GHz. Mottagaren består av ett axiellt korrugerat horn för chokering som designades av Antennagruppen vid Madrids tekniska universitet. Hornantennen är kopplad till en vågledare till koaxial polarisator som separerar de två ortogonala komponenterna i den inkommande cirkulärt polariserade strålen. De två linjära polarisationerna matas sedan direkt till två lågbrus kryogeniskt kylda förstärkare. Efter 2:a stegets förstärkning, konditionering och filtrering blandas den astronomiska signalen med en lokal oscillatorsignal vid 2,555 GHz för att ge en 170 MHz IF-bandbredd centrerad på 750 MHz. Denna IF leds sedan om till backends i kontrollrummet cirka 5 meter nedanför via en kabellindning. En fassignal injiceras också till IF-modulen för att ta bort fasfel. Detta band är viktigt för att observera de tre Ch molekylära linjerna som anses vara extremt viktiga för att förstå kemin i det interstellära mediet .

C-band

C-bandet har tre dubbla polarisationsunderband som inte är observerbara samtidigt från 4,56 – 5,06 GHz, 5,9 – 6,4 GHz och 6,4 – 6,9 GHz. C-Band-mottagaren består också av ett axiellt korrugerat horn för chokering och designades av Antennagruppen vid University of Navarra. Hornantennen kopplas sedan till en vågledare till koaxialpolarisator som separerar de två ortogonala komponenterna i den inkommande cirkulärt polariserade strålen. De två linjära polarisationerna matas sedan direkt till två lågbrus kryogeniskt kylda förstärkare. Efter 2:a stegets förstärkning, konditionering och filtrering blandas den astronomiska signalen med en lokal oscillatorsignal för att ge en 200 MHz eller 500 MHz IF-bandbredd centrerad på 750 respektive 800 MHz. Denna IF leds sedan om till backends i kontrollrummet cirka 5 meter nedanför via en kabellindning. En fassignal kan också injiceras till IF-modulen för att ta bort fasfel. Detta band är särskilt viktigt för observation av formaldehyd (H ₂ CO) och metanol (CH ₃ OH) vars interstellära fördelningar kan ge viktig information om galaxens struktur.

X-Band

X-Band har två samtidigt observerbara dubbla polarisationsunderband från 8,18 – 8,65 GHz som kallas standardbandet och från 8,65 – 8,98 GHz kallas det utökade bandet. X-Band-mottagaren består av ett koniskt horn med slät vägg och designades av Antenngruppen vid Madrids tekniska universitet. Hornantennen kopplas sedan till en vågledare till koaxialpolarisator som separerar de två ortogonala komponenterna i den inkommande cirkulärt polariserade strålen. De två linjära polarisationerna matas sedan direkt till två lågbrus kryogeniskt kylda förstärkare. Efter 2:a stegets förstärkning, konditionering och filtrering blandas den astronomiska signalen med en lokal oscillatorsignal för att ge en 500 MHz IF i standardbandet och en 330 MHz IF-bandbredd i det utökade bandet. Denna IF leds sedan om till backends i kontrollrummet cirka 5 meter nedanför via en kabellindning. En fassignal kan också injiceras till IF-modulen för att ta bort fasfel.

K-band

Dubbelpolarisationsmottagare (LCP & RCP) på 18-26 GHz-bandet.

Q-Band

Dubbelpolarisationsmottagare (LCP & RCP) på 41-49 GHz-bandet.

W-band

Enkelpolarisationsmottagare (RCP) för 78-110 GHz-bandet.

Bakändar

ARIESXXI använder MarkV-korrelatorbackend-systemet baserat på solid-state-lagring (till skillnad från MarkIV-systemet som använde magnetband.

Vetenskap

Teleskopet observerar både som ett fristående teleskop och som en del av VLBI-nätverk. Upp till 30 % av dess observationstid är tillgänglig för astronomer på global basis.

VLBI

Sedan 2008 har teleskopet använts för mycket lång baslinjeinterferometri för både astronomi och geodesi . Det är en del av det europeiska VLBI-nätverket , Global mm VLBI-arrayen och den internationella VLBI-tjänsten för geodesi och astrometri .

Single Dish Observations

Teleskopet används också för att observera spektrallinjer från interstellära molekyler i cirkumstellära höljen , det interstellära mediet och extragalaktiska källor. Observationstyper (frekvenser och mål).