El Observatorio Yebes RT40m , o ARIESXXI , es un radiotelescopio que forma parte del observatorio de Yebes , España. [1] Se encuentra a 40 metros Cassegrain-Nasmyth telescopio .
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Parte de | Observatorio Yebes de la red europea VLBI![]() |
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Ubicación (es) | Yebes , Provincia de Guadalajara , Castilla – La Mancha , España |
Coordenadas | 40 ° 31′31 ″ N 3 ° 05′19 ″ W / 40.525208 ° N 3.088725 ° WCoordenadas : 40 ° 31′31 ″ N 3 ° 05′19 ″ W / 40.525208 ° N 3.088725 ° W ![]() |
Organización | Instituto Geográfico Nacional ![]() |
Altitud | 931 m (3054 pies) ![]() |
Construido | 1999-2007![]() |
Estilo telescopio | Radiotelescopio del telescopio del telescopio de Nasmyth del reflector de Cassegrain ![]() |
Diámetro | 40 m (131 pies 3 pulgadas) ![]() |
Área de recolección | 1.250 m 2 (13.500 pies cuadrados)![]() |
Sitio web | astronomia ![]() |
![]() ![]() Ubicación del Observatorio Yebes RT40m | |
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Localización
El telescopio está ubicado en el Observatorio de Yebes (en español: Centro Astronómico de Yebes (CAY) ). [2] El Observatorio de Yebes es la principal instalación científico-técnica del Instituto Geográfico Nacional de España . [2] [3]
El observatorio está ubicado a unos 50 kilómetros (31 millas) al noreste de Madrid [3] en la provincia de Guadalajara en la comunidad autónoma de Castilla-La Mancha . Se encuentra a una altitud de 931 metros sobre el nivel del mar y disfruta de excelentes condiciones de observación durante todo el año. El nivel de vapor de agua precipitable (PWV) es inferior a 6 mm y alcanza un mínimo de 2 mm en invierno. La velocidad del viento es inferior a 5 m / s durante la mayor parte del año y el número de días con lluvia o nieve es inferior a 1 semana al año.
Las instalaciones del Centro de Desarrollo Tecnológico (CDT) incluyen dos radiotelescopios, una torre solar , un astrógrafo y un gravímetro . El telescopio más poderoso es el telescopio de 40 m de nueva construcción que se completó en 2005 y vio su primera luz en ¿mayo de 2007 ?. ARIESXXI fue diseñado específicamente para integrarse en la red europea de interferometría de línea de base muy larga (EVN) y para funcionar como un solo plato. Actualmente tiene receptores activos en S-Band (2,2–2,37 GHz), CH-Band (3,22–3,39 GHz), banda C que se divide en dos subbandas (4,56–5,06 GHz y 5,9–6,9 GHz), X- banda (8,15–9,00 GHz) y banda K (dividida en cuatro bandas entre 21,77 y 24,45 GHz). Actualmente se está instalando un receptor de 100 GHz para VLBI de ondas milimétricas. El CDT cuenta con laboratorios de receptores avanzados en el sitio ( amplificadores de bajo ruido , cuasi-ópticos, etc.) que permiten al equipo dedicado de más de 20 ingenieros y astrónomos presentes desarrollar y optimizar receptores nuevos y existentes. La I + D + i desarrollada en el CDT bajo el mandato de la OAN le permite compartir información y recursos con el otro radioobservatorio importante de España, el radiotelescopio IRAM del Pico Veleta de Granada. Esta colaboración también permite el libre intercambio de ideas y personal con las instalaciones de IRAM en Francia y España y facilita los intercambios de tecnología entre institutos hermanos de otros países europeos que participan en la EVN .
Historia
El proyecto "Un radiotelescopio para España" se concibió a partir de una serie de Planes Nacionales de Desarrollo de la Radioastronomía emprendidos a mediados y finales de los años noventa. Estos planes culminaron con una reunión técnica en Madrid a finales de los 90 donde el personal del CAY junto con expertos de toda Europa llevaron a cabo un estudio exhaustivo para definir las características que requiere un telescopio de este tipo para participar activamente en la comunidad astronómica internacional. Una vez seleccionada la homología y aplicaciones adecuadas del telescopio se llevó a cabo un estudio de viabilidad con el objetivo fundamental de determinar si era o no práctico construir un telescopio de este tipo en España y, de ser así, cómo maximizar la participación de la industria española en dicho telescopio. proyecto. Este estudio fue realizado por INISEL Espacio y finalmente el contrato para el diseño de detalle y construcción fue adjudicado a una empresa alemana con una larga experiencia en diseño y mantenimiento de antenas parabólicas y radar, MAN Technologie. Así, el trabajo de construcción inicial se inició en 2000 con el vaciado de los cimientos y la colocación del pedestal de hormigón, construido por ACS, que soportaría los reflectores del telescopio y la estructura de soporte asociada. El mismo año vio la producción de los cojinetes de acimut y elevación por Rothe-Erde y FAQ de Alemania, respectivamente. El año 2000 también vio la construcción de la estructura de respaldo de acero para el telescopio por parte de Schwartz-Hautmont Construcciones Metálicas de España. El contrato para el diseño de la óptica del plano focal fue adjudicado a ESTI de la Universidad Politécnica de Telecomunicaciones de Madrid para acoplar la radiación del plano focal de Cassegrain a los receptores. En 2001, el contrato para la fabricación de los paneles de superficie de los reflectores primarios y secundarios fue adjudicado a Schwartz-Hautmont y luego la instalación de los servomotores a BBH de Alemania. Finalmente en 2003 la instalación eléctrica fue completada por ELIMCO de España.
La puesta en servicio comenzó en ¿2005? y terminó en 2007.
Propiedades del telescopio
Parámetro | Valor |
Óptica | Nasmyth-Cassegrain |
Monunt | Alt-Azimut |
Planos focales | Primaria y Masmyth |
F / D | 7,9 |
Eficiencia de apertura | 70% a 7 mm, 50% a 3 mm |
Precisión de puntería | 3.7 "con vientos de 10 m / s |
Precisión de la superficie | 150 um |
Peso | 400 toneladas métricas |
Parámetro | Valor |
Dm | 40m |
Ds | 3,28 m |
Lv | El 1.204m |
Lr | Los 25.396m |
Fm / Dm | 0.375 |
Fm | 15m |
Feq | 316,6 |
Feq / Dm | 7,9 |
Revista | 21.09 |
Fc | 26,6 millones |
gramo | 11,6 m |
gramo' | 6,6 m |
hp | Los 6.667m |
hs | Los 7.129m |
Theta | 3.621 ° |
El radiotelescopio ARIESXXI es un diseño alt-azimutal con un cabezal giratorio sobre un rumbo azimutal o cabezal giratorio. Tiene un movimiento completo de 360 grados en acimut y una cobertura de horizonte a horizonte en elevación (¿180 grados en total o un poco menos?). Como se mencionó anteriormente, el telescopio es un modelo Nasmyth-Cassegrain que consiste en un reflector primario parabólico y un reflector secundario hiperbólico que enfoca el sistema dual a unos 11 metros por debajo, dentro de la estructura de la carcasa del telescopio, a través de una guía de haz. La configuración óptica del sistema terciario Nasmyth es tal que el foco se mantiene siempre en el mismo lugar que los espejos Nasmyth planos siguen el movimiento del eje principal del reflector dual para asegurar una iluminación constante de los receptores. Esto permite que las antenas del receptor permanezcan fijas en su posición y simplifica enormemente el diseño opto-mecánico del conjunto de receptores.
El subreflector se puede desplazar axialmente a través del enfoque para ayudar a corregir los efectos de desenfoque durante el giro del telescopio causado por deformaciones gravitacionales / de elevación. Es una estructura hueca que permite el montaje de un receptor holográfico dentro del cual se utilizará para determinar la precisión de la superficie de los paneles reflectores primarios. El diseño del telescopio sigue el principio de homología. Puede funcionar con vientos de hasta 15 m / sy puede resistir una velocidad máxima del viento de hasta 50 m / s sin sufrir daños estructurales. La precisión de la superficie puede alcanzar al menos 150 micrones RMS con una precisión máxima alcanzable de 75 micrones RMS. Para alcanzar este nivel de planicidad, cada panel individual debe cumplir con una precisión de superficie de 60 micrones. Una planitud mínima de 150 micrones permite el funcionamiento hasta 125 GHz aplicando la condición de Ruze de λ / 16 con un umbral de frecuencia superior de 250 GHz en el caso de una precisión de 75 micrones. Las ineficiencias medidas de ARIESXXI son?% En? GHz que se compara con un máximo teórico del 78% para una iluminación gaussiana bloqueada y con una disminución constante del borde de −10,9 dB en el subreflector.
Óptica
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/4/43/Ramam4.png/220px-Ramam4.png)
El sistema óptico consta de tres componentes principales:
El reflector primario
- M1 es un reflector parabólico principal de 40 metros compuesto por 420 paneles de aluminio organizados en 10 anillos concéntricos. Cada panel está fabricado con una placa de aluminio de aproximadamente 1,8 mm de espesor y está cubierto con un epoxi para protegerlo de los elementos. Los paneles están montados sobre un esqueleto de aluminio reforzado y cada panel está asociado con un actuador mecánico que permite movimientos de precisión y orientación de cada panel a 14 micrones. El foco primario se ubica a 15 metros del vértice de las parábolas y coincide con uno de los focos del secundario. Todo el reflector primario y la estructura de soporte pesan 200 toneladas.
El reflector secundario
- M2 es el subreflector hiperbólico del sistema Cassegrain de doble reflector y tiene un diámetro de 3,28 metros. Está hecho de una carcasa de fibra de carbono cubierta con una fina capa de papel de aluminio. El requisito de planitud de la superficie es más estricto que para el primario debido a la escala del tamaño del haz principal y es de 53 micrones RMS. Tiene dos fases de movimiento nominales; En primer lugar, un movimiento fino para corregir el desenfoque como un pequeño desenfoque en el secundario se amplía 21 veces en el enfoque Cassegrain y puede resultar en grandes pérdidas de acoplamiento, especialmente a altas frecuencias. En segundo lugar, también es posible un gran desplazamiento axial (1 metro) que permite colocar el receptor holográfico en el foco del reflector parabólico.
Espejos Nasmyth
- M3 y M4 / M4 'son los espejos Nasmyth que redirigen el rayo entrante desde el cielo al foco Nasmyth, que es en esencia el foco Cassegrain pero desplazado. Ambos espejos son planos y tienen un diámetro de 2,65 metros y forman un ángulo de 45 grados con el eje óptico del telescopio. La función principal de estos espejos es asegurar una iluminación continua del sistema óptico terciario. Actualmente, solo la rama M4 está equipada con receptores con M4 'reservado para futuros receptores de alta frecuencia y / o multihaz.
Óptica terciaria
- La óptica terciaria se encarga del acoplamiento eficiente del cielo a las antenas de bocina de las 5 bandas de frecuencia de ARIESXXI. El primer elemento que se encuentra es un parabólico descentrado con una distancia focal de 1,36 metros que convierte la onda cuasi-plana entrante en un haz convergente que luego incide sobre una lente dicroica con forma que pasa la frecuencia S / C / CH para acoplarse a sus respectivas alimenta y refleja la radiación de la banda X hacia la alimentación de la banda X.
Receptores
ARIESXXI cuenta con una cabina de receptor inusualmente grande (8 × 9 x 3,5 metros) que permite albergar un gran número de receptores. La cabina alberga actualmente seis receptores, todos los cuales residen en una de las dos ramas ópticas disponibles (M y M '). La orientación de los espejos Nasmyth también se puede alterar a 0 ° y 20 ° si es necesario para incluir trayectorias ópticas adicionales y lo que aumenta sustancialmente el número de receptores que potencialmente se pueden colocar en la cabina. Los receptores actualmente instalados son los siguientes:
Banda S
- La S-Band es una banda de polarización dual con frecuencias observables entre 2.2 y 2.37 GHz. El receptor S-Band consta de una bocina axial corrugada de anillo de choque diseñado por el Grupo de Antenas de la Universidad Politécnica de Madrid. La antena de bocina está acoplada a una guía de ondas al polarizador coaxial que separa los dos componentes ortogonales del haz entrante polarizado circularmente. A continuación, las dos polarizaciones lineales se alimentan directamente a dos amplificadores refrigerados criogénicamente de bajo ruido. Después de la amplificación de la segunda etapa, el acondicionamiento y el filtrado de la señal astronómica se mezcla con una señal de oscilador local a 1,53 GHz para dar un ancho de banda de frecuencia intermedia (FI) de 170 MHz centrado en 755 GHz. Este IF se redirige luego a los backends en la sala de control unos 5 metros más abajo a través de una envoltura de cable. También se inyecta una señal de fase al módulo IF para eliminar los errores de fase. Esta banda se utiliza principalmente para la calibración atmosférica de observaciones VLBI.
Banda CH
- La banda CH es un canal de doble polarización que cubre desde 3,22 - 3,39 GHz. El receptor consta de una bocina corrugada axial de anillo de choque que fue diseñado por el Grupo de Antenas de la Universidad Politécnica de Madrid. La antena de bocina está acoplada a una guía de ondas al polarizador coaxial que separa los dos componentes ortogonales del haz entrante polarizado circularmente. A continuación, las dos polarizaciones lineales se alimentan directamente a dos amplificadores refrigerados criogénicamente de bajo ruido. Después de la amplificación de la segunda etapa, el acondicionamiento y el filtrado de la señal astronómica se mezcla con una señal de oscilador local a 2.555 GHz para dar un ancho de banda de FI de 170 MHz centrado en 750 MHz. Este IF se redirige luego a los backends en la sala de control unos 5 metros más abajo a través de una envoltura de cable. También se inyecta una señal de fase al módulo IF para eliminar los errores de fase. Esta banda es importante para observar las tres líneas moleculares Ch que se consideran extremadamente importantes para comprender la química del medio interestelar .
Banda C
- La Banda C tiene tres subbandas de polarización dual que no son observables simultáneamente desde 4.56 - 5.06 GHz, 5.9 - 6.4 GHz y 6.4 - 6.9 GHz. El receptor de Banda C también consta de una bocina axial corrugada de anillo de choque y fue diseñado por el Grupo de Antenas de la Universidad de Navarra. Luego, la antena de bocina se acopla a una guía de ondas al polarizador coaxial que separa los dos componentes ortogonales del haz entrante polarizado circularmente. A continuación, las dos polarizaciones lineales se alimentan directamente a dos amplificadores refrigerados criogénicamente de bajo ruido. Después de la amplificación de la segunda etapa, el acondicionamiento y el filtrado de la señal astronómica se mezcla con una señal de oscilador local para dar un ancho de banda de FI de 200 MHz o 500 MHz centrado en 750 y 800 MHz respectivamente. Este IF se redirige luego a los backends en la sala de control unos 5 metros más abajo a través de una envoltura de cable. También se puede inyectar una señal de fase al módulo IF para eliminar errores de fase. Esta banda es particularmente importante para la observación de formaldehído (H 2 CO) y metanol (CH 3 OH) cuyas distribuciones interestelares pueden proporcionar información importante sobre la estructura de la galaxia.
X-Band
- La banda X tiene dos subbandas de polarización dual observables simultáneamente de 8.18 - 8.65 GHz llamadas banda estándar y de 8.65 - 8.98 GHz llamada banda expandida. El receptor X-Band consta de una bocina cónica de paredes lisas y fue diseñado por el Grupo de Antenas de la Universidad Politécnica de Madrid. Luego, la antena de bocina se acopla a una guía de ondas al polarizador coaxial que separa los dos componentes ortogonales del haz entrante polarizado circularmente. A continuación, las dos polarizaciones lineales se alimentan directamente a dos amplificadores refrigerados criogénicamente de bajo ruido. Después de la amplificación de la segunda etapa, el acondicionamiento y el filtrado de la señal astronómica se mezcla con una señal de oscilador local para dar una FI de 500 MHz en la banda estándar y un ancho de banda de 330 MHz en la banda expandida. Este IF se redirige luego a los backends en la sala de control unos 5 metros más abajo a través de una envoltura de cable. También se puede inyectar una señal de fase al módulo IF para eliminar errores de fase.
Banda K
- Receptor de doble polarización (LCP & RCP) de la banda 18-26 GHz.
Q-Band
- Receptor de doble polarización (LCP & RCP) de la banda 41-49 GHz.
Banda W
- Receptor de polarización única (RCP) de la banda 78-110 GHz.
Extremos traseros
ARIESXXI utiliza el sistema backend correlador MarkV basado en almacenamiento de estado sólido (a diferencia del sistema MarkIV que usaba cintas magnéticas.
Ciencias
El telescopio observa tanto como un telescopio independiente como como parte de las redes VLBI. Hasta el 30% de su tiempo de observación está disponible para los astrónomos a nivel mundial. [3]
VLBI
Desde 2008, el telescopio se ha utilizado para interferometría de línea de base muy larga tanto para astronomía como para geodesia . Es parte de la red europea VLBI , la matriz Global mm VLBI y el servicio internacional VLBI para geodesia y astrometría . [2]
Observaciones de un solo plato
El telescopio también se utiliza para observar líneas espectrales de moléculas interestelares en envolturas circunestelares , el medio interestelar y fuentes extragalácticas . Tipos de observación (frecuencias y objetivos). [3]
Referencias
- ^ "Diseño general" (en español). Ministerio de Obras Públicas y Transportes (España) . Consultado el 9 de septiembre de 2015 .
- ^ a b c "El radiotelescopio del Observatorio de Yebes de 40 m" . Ministerio de Obras Públicas y Transportes (España) . Consultado el 9 de septiembre de 2015 .
- ^ a b c d "Observatorio Yebes RT40m CONVOCATORIA DE PROPUESTAS" . Ministerio de Obras Públicas y Transportes (España) . Consultado el 9 de septiembre de 2015 .