Havaintotyö Metsähovissa, teoriaa

Metsähovi-työn hyväksytysti suorittaneiden lista .

Havaintojenteosta

Radioastronomian etuna optiseen tähtitieteeseen verrattuna on se, että havaintoja voidaan tehdä myös päivisin ja usein myös pilvisellä säällä. Joillakin teleskoopeilla, esim. SEST, on rajoituksia sen suhteen, kuinka lähelle Auringon suuntaa teleskoopin saa kääntää. Metsähovissa suojakupu suojelee teleskooppia myös Auringon lämpösäteilyltä, joten voimme tehdä jopa aurinkohavaintoja. Kvasaarimittauksissa vältetään kuitenkin mahdollisen häiriösäteilyn vuoksi havaitsemasta aivan Auringon lähellä olevia kohteita.

Tyypilliset kvasaarihavainnot ovat Dicke-menetelmään perustuvia ns. ON-ON-mittauksia, joissa vastaanottimen toinen syöttötorvi havaitsee vuorollaan kohdetta ja toinen taustataivasta. Tyypilliset integrointiajat yhdelle ON-ON-parille Metsähovin havainnoissa ovat 20-30 s, ja kokonaisintegrointiaika 800-1200 s.

Tavalliset kvasaarihavainnoissa tehtävät ON-ON-mittaukset ovat ns. yhden pisteen mittauksia, eli havaittavan kohteen oletetaan sijaitsevan antennikeilan keskellä, teleskoopin suuntausta ei näillä mittauksilla pystytä tarkistamaan. Radioteleskoopin suuntatarkkuus ei kuitenkaan koskaan ole täydellisen optimaalinen, eli käytännössä kun teleskooppi suunnataan taivaalla kohtaan, jossa havaintokohteen oletetaan olevan, kohde ei välttämättä sijaitsekaan antennikeilan keskellä. Suuntauksen tarkistamista varten tehdäänkin ns. viiden pisteen mittauksia (joissa myöskin menetelmänä voidaan käyttää samaista ON-ON-mittausmenetelmää).

Viiden pisteen mittauksissa kohdetta havaitaan siten, että teleskooppia siirretään jokaisen ON-ON-havaintoparin jälkeen. Ensimmäiseksi teleskooppi suunnataan kohteen oletettuun sijaintikohtaan, ja loput neljä ON-ON-mittausta tehdän tämän oletetun keskipisteen ylä- ja alapuolella sekä kummallakin sivulla. Kaksiulotteisella Gaussin sovituksella saadaan selville, sijaitsiko havaittu kohde oletetussa keskipisteessä vai siitä hiukan sivussa. Näin saatuja suuntakorjaustietoja (offset) käytetään hyväksi havaittaessa muita samalla suunnalla olevia kohteita (etenkin heikompia lähteitä, joihin 5 pisteen menetelmää ei pystytä käyttämään). Viiden pisteen sijasta voidaan matriisiin ottaa myös useampia pisteitä, kuten Metsähovissa esitellyssä VLBI-havaintojen pointing-mittauksissa tehtiin.

Aurinkohavainnot ovat monessa mielessä yksinkertaisempia kuin kvasaarihavainnot. Aurinko on erittäin voimakas radiosäteililjä, se on myös suurikokoinen, ja havaintojen absoluuttinen kalibrointi ei ole ihan yhtä tarkkaa kuin kvasaarihavainnoissa. Kuten Aurinko-luennolla jo mainittiin, Metsähovin aurinkohavainnot ovat yleensä joko aurinkokarttoja, joissa antennilla skannataan Auringosta matriisimuotoinen intensiteettikartta, tai aktiivisten alueiden seurantaa, jossa antenni osoittaa tiettyyn kohtaan Auringon pinnalla ja näytteitä otetaan talteen koko seurantajakson ajan. Seurantajakso voi kestää useita tuntejakin, ja näytteenotto on varsin tiuhaa (perinteisesti näytteitä on otettu 10-20 näytettä sekunnissa, mutta olemme siirtymässä vielä paljon nopeampaan näytteenottoon).

VLBI- eli pitkäkantainterferometriahavainnoissa useat eri puolilla maapalloa sijaitsevat teleskoopit tekevät samasta kohteesta yhtäaikaisia havaintoja, ja lopputulos vastaa tilannetta, jossa maapallon kokoinen teleskooppi olisi havainnut kohdetta. Näin siis hvaintojen resoluutiota saadaan kasvatettua paljon enemmän kuin rakentamalla suuria yksittäisiä radioteleskooppeja. VLBI-mittauksissa data kerätään kullakin asemalla magneettinauhoille ja eri asemien datat yhdistetään myöhemmin korrelaattorilla. Korreloinnin ja melko monimutkaisen kuvankäsittelyn jälkeen tuloksena on kartta havaitun kohteen intensiteettijakaumasta. Tällä menetelmällä jopa kvasaareista nähdään joitakin yksityiskohtia, ei kuitenkaan keskuskappaletta ja sen lähialueita, sillä niiden kokoskaalat ovat niin pieniä, että mikään nykyinen havaintomenetelmä ei suoraan pysty erottamaan niistä yksityiskohtia.

Vastaanottimet

Yleistä

Vastaanottimen tehtävänä on ilmaista ja mitata taivaan radiosäteilylähteet.

Pääongelmat:

Vastaanottimen omasta kohinasta ja vahvistusvaihteluista aiheutuu mitattavaan kohteeseen verrattuna suuri virhetekijä.
Signaali-kohinasuhde on huono, koska mitataan "kohinasignaalia".
Signaali on paljon pienempi kuin tausta, luokkaa 10^-4 tai vähemmänkin.
Tehotasot ovat pieniä, P=noin 10^-15-10^-20 W.
Taustasäteily maasta ja ilmakehästä häiritsee.
Vaaditaan siis suuri herkkyys, hyvä stabiilisuus ja hyvät mittausmenetelmät, mm. huolellinen taustan eliminointi.

Taustakohinan lähteet: A) Ihmisen aikaansaamat; B) Luonnolliset kohinalähteet: Ilmakehä, kosminen kohina (3K), mustan kappaleen säteily ilmakehästä ja maaperästä (lämpöä), auringon radiosäteily...

Etuvahvistin

Pienemmillä taajuuksilla (tässä taajuuden yläraja on kasvanut viime aikoina tekniikan kehittyessä) sijoitetaan heti antennin perään vahvistin. Suuremmilla taajuuksilla tällaisia etuvahvistimia ei ole olemassa tai sen tuoma lisäkohina olisi liian suuri, joten signaali johdetaan antennista suoraan sekoittimeen, ja vasta sekoittimen jälkeen käytetään vahvistimia.

Nykyisin (ei välttämättä päde pitkään, koska kehtittyvät nopeasti!) on olemassa vähäkohinaisia piensignaalivahvistimia 100 GHz asti. LNA, low-noise amplifier, käytetään herkkien vastaanottimien 1. asteena. Esim. Metsähovin 43 GHz VLBI-vastaanotimessa etuvahvistimena on pienikohinainen HEMT (high electron mobility transistor).

Peilitaajuussuodatin

Käytetään usein ennen sekoitinta.

Sekoitin päästää lävitseen kaksi taajuuskaistaa, joista toinen on keskitaajuuden ylä- (upper side band, USB) ja toinen alapuolella (lower side band, LSB). Peilitaajuussuodin poistaa toisen näistä sivukaistoista, jolloin jäljelle jää yksi sivukaista, single side band, SSB. SSB:tä käytetään jos havaitaan tiettyä, kapeata spektriviivaa, jolloin toinen kaista olisi pelkkää kohinaa. SSB:tä voidaan haluta käyttää myös silloin, kun kohteen kontinuumispektri on hyvin jyrkkä. Suodatinta ei yleensä käytetä kontinuumivastaanotossa, jossa pyritäänkin mahdollisimman leveäkaistaiseen signaaliin. Tällöin siis vastaanotetaan molempia sivukaistoja, double side band, DSB. Tyypilliset kvasaarimittaukset tehdään juuri DSB-tilassa, koska kaikki vastaanotettu signaali on informaatiota ko. kvasaarin kontinuumisäteilystä.

Sekoitin

Sekoittimessa tapahtuu signaalin siirto alemmalle taajuudelle. Suurten radiotaajuuksien vahvistaminen voi olla vaikeaa, joten tuleva signaali siirretään sekoittimessa alemmalle taajuudelle. Alassekoitetun signaalin vahvistaminen on helppoa.

Alassekoittimeen syötetään signaalitaajuus f_s ja paikallisoskillaattoritaajuus f_LO ja ulostulosta saadaan matala välitaajuus f_IF, jonka käsittely on huomattavasti helpompaa kuin alkuperäisen taajuuden. Tavallisesti f_IF = | f_s-f_LO| ja f_IF on selvästi pienempi kuin f_s ja f_LO. (Huom. perustuu epälineaarisen piirin ominaisuuteen, jossa syötettäessä kaksi sinimuotoista signaalia f₁ ja f₂ epälinineaarisen piirin ulostulosignaali sisältää taajuuksia m*f₁ +- n*f₂ (m, n kokonaislukuja).

Sekoittimena voi olla esim. Schottky-diodi tai nykyisin millimetri/alimillimetrialueella usein suprajohteisiin perustuva SIS-liitos (superconductor-insulator-superconductor).

SIS-liitosta käytetään yleensä alimillimetrialueella (>= 10¹²Hz), alle 100 GHz vastaanottimissa ei kannata käyttää koska siitä saatava hyöty on lähes olematon. SIS-liitosta käytetään yleensä kun tarvitaan suurta herkkyyttä eli esim. detektoidaan hyvin heikkoa signaalia. SIS vaatii aina jäähdytystä ja vastaantoin on teknisesti vaikeampi rakentaa, Schottky on helppo rakentaa.

Paikallisoskillaattori

Paikallisoskillaattori on tyypillisesti puolijohdeskillaattori, joka on vaihelukittu tarkalle taajuudelle. Sekottimen ulostulosta saadaan välitaajuussignaali, IF.

Paikallisoskillaattorin on oltava hyvin stabiili, erityisesti spektriviivamittauksissa ja VLBI:ssä. Suurilla taajuuksilla stabiilisuuden saavuttaminen voi olla vaikeata.

Dicke-kytkin

Koska mitattava signaali voi olla esim. 1/10000 systeemin kohinatehosta ja koska signaalia pitää vahvistaa esim. kertoimella 10¹², on välttämätöntä käyttää vertailumittausmenetelmää. Mittauksen luotettavuutta voidaan johonkin rajaan asti lisätä integroimisaikaa kasvattamalla, mutta käytännössä ei ole olemassa riittävän stabiileja vahvistimia. Lisäksi ilmakehän muutokset vaikuttavat, eli integrointiaikaa ei voi kasvattaa rajatta.

Vahvistusvaihteluista johtuvien haittojen eliminoimiseksi R. H. Dicke keksi v. 1946 vastaanottosysteemin (Dicke-vastaanotin, Dicke-kytkin) jossa vastaanottimeen kytketään vuorotellen antennista vastaanotettu signaali T_A ja signaali referenssilähteestä, T₀. Kytkentätaajuus voi olla esim. 10-1000 Hz. Referenssilähteenä voi olla esim. ympäristön lämpötilassa oleva vaimennin, kohinadiodi tai signaali taivaan sellaiselta suunnalta, jossa ei ole varsinaisia radiolähteitä (vastaanottimen toinen torvi, kuten esim. Metsähovissa kvasaarimittauksissa).

Dicke-menetelmässä systeemin herkkyys: delta T = K_s*T_sys/(tau*B)^0.5; K_s = 2 koska 1) integroimisaika tau on vain 1/2 koko ajasta, eli kohina lisääntyy 2^0.5-kertaiseksi; 2) erotussignaalissa esiintyvät vaihtelut 2- kertaisina, josta seuraa toinen 2^0.5huononnus. Menetelmä vaatii siis 4-kertaisen integroimisajan verrattuna ideaalisella kokonaistehovastaanottimella suoritettuihin mittauksiin. Toisaalta vahvistusvaihtelut eliminoimalla voidaan mitata heikkoja lähteitä, joten Dicke-systeemin käyttö on usein ainoa vaihtoehto.

Kalibrointi

Vastaanottimen vahvistus ei pysy vakiona. Tähän vaikuttavat mm. lämpötila, jännitelähteet, tärinä. Vastaanottimen epästabiilisuudesta seuraa herkkyyden menetystä.

Radioastronomisissa mittauksissa signaalitkin ovat yleensä kohinaa. Vastaanotin kalibroidaan kohinalähteiden (kohinadioidi, kaasupurkausputket tms.) avulla, millä pyritään poistamaan vastaanottimesta johtuva virhetermi.

Kalibrointimenetelmät: 1) Taivaan kalibrointilähteiden käyttö (HII-alue DR 21, S_37GHz=18Jy, planeetta Mars, 3C 274 (S_37GHz=14Jy)...); 2) Tunnetun lisäkohinan syöttäminen vastaanottimen suuntakytkimen tai syöttötorven kautta. Ehtona on että, kalibrointisykli on niin nopea,että vastaanotin pysyy kalibrointijakson aikana vakaana.

Optinen syvyys (paksuus): mitataan taivaan kohinalämpötilaa eri elevaatioilla ja lasketaan niistä "tau", joka vaikuttaa kertoimeen jolla muutetaan lähteestä saatu jännite vuontiheydeksi.

Millimetrialueen vaatimukset

Metsähovissa operoidaan yleensä taajuusalueilla 20-100 GHz, eli cm-mm-alueiden taitteessa. Jo 100 GHz aluella havainnot ovat Suomen sääoloissa ja merenpintatasolla varsin haastavia, eli havaintoja ei voida tehdä kuin hyvissä olosuhteissa, ja vastaanotintekniikkakin on korkeammilla taajuusalueilla hiukan vaativampaa kuin alemmilla. Metsähovissa uusinta tekniikkaa edustaa tällä hetkellä kuitenkin 43 GHz VLBI-vastaanotin.

Varsinaisia millimetrialueen havaintoja (230 GHz sekä rutiinikäytössä 90 GHz) ryhmämme teki Chilessä SEST-teleskoopilla, jossa korkein käytössä oleva havaintotaajuus on 365 GHz eli sijoittuu jo alimillimetrialueelle. Millimetri-alimillimetrialueella toimivat radioteleskoopit on yleensä sijoitettu korkealle vuoristoon, jotta ilmakehän aiheuttama vaimennus olisi mahdollisimman pieni. Esim. SEST sijaitsee maailman kuivimman autiomaan, Atacaman, eteläosassa vuorella 2.5 km korkeudessa.

Millimetrialue on koko ajan kehittyvä radioastronomian ala sekä tekniikan että tieteen kannalta. Millimetrialueen teknisiä ongelmia ovat:

Komponenttien pieni koko (pieni aallonpituus), jolloin myös toleranssit ovat tiukkoja.
Komponentit ovat usein kalliita.
Piirien häviöt suurempia kuin mikroaaltoalueella.
Vahvistintekniikka korkeilla taajuuksilla on vaativaa ja uutta, tosin kehittyy koko ajan.
Tehoa on saatavilla vähemmän kuin mikroaaltoalueella, oskillaattorien ulostuloteho pienenee nopeasti taajuuden kasvaessa.
Ilmakehän vaimennus on suuri.
Monet havaintokohteetkin säteilevät millimetrialueella heikommin kuin matalammilla taajuuksilla (esim. kvasaarit).

Millimetrialueella tekniikka perustuu usein kvasioptiikkaan, joka perustuu vapaassa tilassa etenevään aaltoon ja jossa diffraktion vaikutus on merkittävä. Millimetrialueen radioastronomiset vastaanottimet perustuvat yleensä jäähdytettyihin Schottky- sekoittimiin tai SIS-sekoittimiin. Alimillimetrialueella kontinuumimittauksissa käytetään sekoitinvastaanottimien sijasta myös laajakaistaisia jäähdytettyjä bolometreja, esimerkiksi SESTillä 230 GHz kontinuumihavaintoja tehdään bolometrillä, vaikka 1.3 mm SIS-vastaanotinkin on käytössä spektriviivahavaintoihin välillä 210-270 GHz.

Kun pyritään toteuttamaan herkkä, vähäkohinainen vastaanotin, ensimmäiset asteet jäähdytetään esim. 20 K lämpötilaan. Jäähdytys pienentää vahvistimien ja sekoittimien kohinalämpötilaa sekä komponenttien resistiivisten häviöiden aiheuttamaa lämpökohinaa. Eräiden vahvistimien (maser, parametrivahvistin) ja sekoitintyyppien (SIS) toiminnan välttämätön edellytys on hyvin matala lämpötila.

Esim. Metsähovin 43 GHz VLBI-vastaanottimessa tyhjiölaatikko ("dewar") on tiivis ja jäähdytettävä, ja siinä ilmanpaine on mikrobaarin luokkaa. Vastaanottimessa käytetään helium-jäähdytystä dewariin liitettyyn kylmäpäähän, ja yhdessä tyhjiön kanssa tämä auttaa pitämään komponentit kylminä. Tyhjiötä käytetään tavallaan eristeenä, se pienentää konvektiosta johtuvia vaihteluita. Dewarin sisätila ei ole kauttaaltaan täysin samassa lämpötilassa, vaikka siihen pyritäänkin (vuotoja läpivienneistä, likaa komponenteissa), esim. dewarin taka-ja etukannen välillä lämpötilaero voi olla 5-10 K.

Tämä sivu on päivitetty viimeksi: 2006-11-07 / ilo.

Takaisin kurssin pääsivulle.
Takaisin luentosivulle.