Astronomie

Comment déterminer le pointage Az-El d'un balayage en spirale d'un télescope ?

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J'écris une simulation d'un programme d'observation de télescope automatisé. Une partie de cela consiste à exécuter un motif de balayage en spirale sur et autour des objets d'intérêt. Je voudrais mosaïquer ce modèle de numérisation de sorte que chaque image soit immédiatement adjacente (peut-être avec un niveau de chevauchement spécifié). Les télescopes que je simule sont Az-El.

Mes principaux objets d'intérêt sont les satellites GEO, et cela, combiné au cadre de simulation spécifique utilisé, rend Az-El un peu plus naturel à utiliser que les coordonnées célestes.

Étant donné l'Az-El de l'objet d'intérêt, j'essaie de déterminer les directions de pointage Az-El pour toutes les images. Si je comprends bien, je peux définir un emplacement d'image en coordonnées de pixels par rapport à l'image centrale centrée sur l'objet d'intérêt, puis le projeter en coordonnées Az-El (ou autres coordonnées sphériques). Je ne suis pas tout à fait sûr de savoir comment faire cela. Je vois en ligne et dans les codes plein de projections sphériques (gnomoniques, arc, orthographique, par exemple) mais je ne sais pas laquelle est la bonne à utiliser pour ce que j'essaye de faire. Ma compréhension de la procédure est-elle correcte et quelle projection dois-je utiliser ?


Les télescopes

Les instruments sont montés au foyer Cassegrain sur la structure de support des instruments (ISS). L'ISS est un cube rigide qui abrite lui-même l'unité d'acquisition et de guidage qui contient la caméra d'acquisition et les capteurs de front d'onde périphériques (guides). Un miroir pliable scientifique monté à l'intérieur de l'ISS peut être tourné pour envoyer la lumière du télescope vers l'un des quatre ports latéraux, ou peut être rétracté pour que la lumière aille vers le port orienté vers le haut.

L'ISS est attachée au télescope via le rotateur Cassegrain, qui peut être orienté à n'importe quel angle de position souhaité et qui tourne normalement pendant les observations pour compenser la rotation du champ du télescope alt-az.

La page Web des spécifications de l'instrument fournit des informations détaillées relatives aux instruments montés sur l'ISS, y compris les interfaces et les conditions environnementales.

Il est utile de comprendre la position de l'ISS par rapport au télescope lorsqu'il est stationné au Zénith (il est en dessous), et la position du télescope sur le sol d'observation et la monture.


Introduction

Un pointage et un suivi de télescope de haute précision sont nécessaires pour de nombreuses applications, telles que l'astronomie, la connaissance de la situation spatiale et la communication optique. Un système de contrôle de télescope s'appuie sur un modèle de pointage pour déterminer les angles de cardan à pointer vers une cible souhaitée. Le modèle de pointage est au cœur du concept de « télescope virtuel ». Ce concept a été proposé dans les années 1970 par les concepteurs du télescope anglo-australien 1 , 2 et il permet un système de contrôle logiciel modulaire et convivial. Un module « télescope virtuel » se comporte comme un télescope parfait et les transformations et les corrections désordonnées nécessaires pour pointer le télescope physique y sont contenues. Les modèles de pointage de télescope de haute précision incluent des paramètres qui décrivent l'orientation de la monture/du télescope ainsi que les effets mécaniques statiques et dynamiques courants.

Le schéma fonctionnel de la figure 1 résume le problème de pointage de base. Les entrées du modèle de pointage sont l'heure actuelle, l'emplacement, le vecteur cible dans la trame inertielle et le vecteur cible souhaité dans la trame du détecteur. Bien que les modèles astrométriques et détecteurs qui entrent dans la production des vecteurs cibles ne soient pas triviaux, ils ne sont pas au centre de ce travail et nous supposons que les vecteurs cibles appropriés ont été calculés. Le modèle de pointage consiste en une série de rotations qui relient le cadre inertiel au cadre du détecteur, et les angles du cardan apparaissent dans ces rotations. Si une trajectoire est souhaitée, les taux de cardan peuvent être déterminés en différenciant les équations du modèle de pointage.


Comment déterminer le pointage Az-El d'un balayage en spirale d'un télescope ? - Astronomie

Une fois que les objectifs scientifiques de la session d'observation sont clairement à l'esprit, vous devez décider de l'équipement et des techniques d'observation à utiliser. Les décisions à prendre et les options sont énumérées ci-dessous.

Choix de bande latérale: Pour les observations à double bande latérale, il faut être prudent dans le choix du placement de la bande latérale de l'image

Configuration du spectromètre: Des spectromètres à bancs de filtres avec plusieurs résolutions différentes sont disponibles. L'observateur doit choisir lesquels utiliser et comment ils doivent être configurés (le parallèle ou alors séries option). L'autocorrélateur millimétrique (MAC), qui propose de nombreuses options de résolution et de bande passante, est également disponible.

Mode d'observation : les choix sont :

  1. Balayages de puissance totale - Les spectres de puissance totale ON et OFF sont enregistrés séparément pour un traitement ultérieur en spectres finaux. L'observateur peut effectuer plusieurs balayages ON pour chaque OFF.

  2. Commutation de position - Le télescope se déplace entre une position décalée, ou OFF, (en coordonnées relatives ou absolues) et une position source, ou ON. Le spectre est enregistré sous la forme d'un rapport (ON - OFF) / OFF.

  3. Commutation de fréquence - L'oscillateur local est décalé de plusieurs MHz à une fréquence de 1,25, 2,5 ou 5,0 Hz. Le spectre est enregistré sous la forme d'un rapport (SIG - REF) / REF.

  4. Commutation de faisceau plus commutation de position - Le sous-réflecteur est découpé à une fréquence de 1,25 à 5,0 Hz, et le télescope est repositionné à une fréquence prescrite (généralement toutes les 30 à 90 secondes). Le spectre est enregistré comme (ON - OFF).

  5. Cartographie de la grille - La puissance totale ou la position absolue ou les données de commutation de fréquence sont acquises pendant que le télescope se déplace vers des positions spatiales spécifiées par l'utilisateur.

  6. Cartographie à la volée - Les données de puissance totale sont acquises toutes les 0,1 secondes pendant que le télescope est conduit en continu sur un champ de carte spécifié.

Observer le budget-temps: Avant le début des observations, vous devez faire un budget approximatif des exigences de temps d'observation. En plus du temps d'intégration sur les sources du programme, vous devez prévoir du temps pour les éléments "en surbrillance" tels que le mouvement du télescope et les tests de pointage et d'étalonnage.

Avant de commencer les observations du programme, vérifiez le pointage et la mise au point du télescope. Quelques observations de sources de test sont également conseillées. Ces observations sont discutées dans les chapitres 2, 4 et 6.

5.2 Choix de la bande latérale

Tous les récepteurs de 12 m fonctionnent par défaut en mode bande latérale unique (SSB) et nécessitent un fonctionnement en bande latérale supérieure (USB). Pour les récepteurs 2 et 3 mm, il est possible d'observer le DSB. Des contraintes d'équipement, telles que la plage d'accord de l'oscillateur local ou du récepteur, peuvent parfois déterminer la bande latérale utilisée en mode DSB. D'autres fois, la présence de raies telluriques oriente le choix (voir Figure 6.1). Lorsque vous utilisez le mode DSB, faites le choix de la bande latérale avec soin.

La principale chose à surveiller lors du choix de la configuration de bande latérale pour une mesure DSB est la présence de lignes "contaminantes" de la bande latérale de l'image.

Consultez une bonne tabulation de raies spectrales comme le Catalogue Lovas (F. J. Lovas, J.

Phys. Chem. Réf. Data, 15, 251, 1986) pour voir quelles raies spectrales sont présentes à la fois dans les bandes latérales du signal et de l'image. Si une ligne d'image est trop proche de la ligne de programme dans la bande latérale du signal, un petit décalage de l'oscillateur local résoudra généralement le problème (les axes de fréquence sont opposés pour les bandes latérales supérieure et inférieure). On peut aussi faire de petits ajustements dans la FI pour changer le placement des lignes des deux bandes latérales. Parfois, des lignes de

la bande latérale de l'image peut être utilisée avantageusement pour les étalonnages ou les vérifications du système.

Avec un léger réarrangement de l'équation 3.4, nous pouvons écrire l'expression de la fréquence du ciel en fonction des paramètres de fréquence LO

Fsyn est la fréquence du synthétiseur, Fciel est la fréquence du ciel de l'émission (la fréquence de repos avec les corrections Doppler), j = +1 pour la bande latérale inférieure et 1 pour la bande latérale supérieure, FSI est la fréquence FI (1,5 GHz par défaut), m est le facteur par lequel la fréquence LO est multipliée avant injection dans le mélangeur, Ffermer à clé est la fréquence de décalage de boucle à verrouillage de phase (100 MHz), et N est l'harmonique du synthétiseur. La correction Doppler est déterminée par le choix du type de vitesse (voir chapitre 4).

vobjet et vantenne sont les vitesses de l'objet et de l'antenne par rapport à l'étalon local de repos et c est la vitesse de la lumière.

5.3 Spectromètres

Deux systèmes de spectromètres sont disponibles au 12m : le spectromètre à large bande ARO (AROWS) et un autocorrélateur millimétrique (MAC), qui est un spectromètre de corrélation numérique.

5.3.1 FLÈCHES

5.3.2 Autocorrélateur millimétrique

L'autocorrélateur millimétrique (MAC) offre un certain nombre de modes de bande passante et de résolution, répertoriés dans le tableau 5.2. La plupart des mesures générales à double polarisation à faisceau unique sont effectuées en utilisant les configurations avec 2 FI. Les 8 modes FI sont conçus pour être utilisés avec le récepteur Array de 1 mm. Le mode 4IF Millimeter Autocorrelator (MAC) est un mode d'observation spécial permettant la mesure de deux fréquences chacune à deux polarisations simultanément.

5.3.2.1 Le mode d'observation 4IF

L'un des modes d'observation les plus efficaces disponibles au 12m implique l'utilisation de la configuration 4IF de l'autocorrélateur millimétrique (MAC) en conjonction avec les capacités de décalage de fréquence des bancs de filtres. Dans les modules FI qui alimentent les signaux du récepteur à l'autocorrélateur millimétrique (MAC), il y a des oscillateurs qui peuvent décaler les signaux d'entrée du récepteur de +/-300 MHz par pas de 5 MHz. Étant donné que ces oscillateurs sont indépendants des synthétiseurs Fluke qui fournissent les capacités de décalage de fréquence des bancs de filtres, il est possible de mesurer des spectres à trois fréquences distinctes dans la bande passante de 600 MHz du récepteur (en supposant que les deux mélangeurs sont réglés sur la même fréquence). Une description graphique de ce mode est illustrée à la Figure 5.2.

Pour donner un exemple pratique, disons que je veux mesurer simultanément le H2Émission de CO du 303->202 et 322->221 transitions à 218222.192 et 218475.632 MHz, respectivement. Ces deux fréquences sont séparées de 253,440 MHz, ce qui limiterait mon choix de backends aux bancs de filtres 2MHz en parallèle et au mode 600 MHz Millimeter Autocorrelator (MAC). Puisque je veux regarder des sources galactiques avec des raies étroites, ces modes à large bande ne sont pas acceptables. Pour utiliser le mode 4IF pour mesurer les deux transitions simultanément, je voudrais

  1. Réglez le récepteur sur une fréquence à mi-chemin entre les deux fréquences de repos, qui dans ce cas est 218348,912 MHz.
  2. Réglez le décalage du banc de filtres afin que je puisse mesurer la transition 303->202, qui serait de 218348.912 - 218222.192 = 126.720 MHz.
  3. Réglez les deux décalages de l'autocorrélateur millimétrique (MAC) de sorte que les IF 11 et 13 reçoivent la transition 303->202 et que les IF 12 et 14 reçoivent la transition 322->221. Étant donné que les décalages de l'autocorrélateur millimétrique (MAC) doivent être par pas de 5 MHz, je définirais ces décalages sur +/-125 MHz. La fréquence centrale pour les FI 11 et 13 serait alors de 218348.912 - 125,0 = 218223.912 MHz, tandis que la fréquence centrale pour les FI 12 et 14 serait 218348.912 + 125.0 = 218473.912 MHz.

Tableau 5.2: Configurations d'autocorrélateur millimétrique (MAC)

Toutes les valeurs de ce tableau se réfèrent à chaque IF.

Les modes marqués d'un * sont produits en supprimant la dernière moitié des décalages.

Figure 5.2: Configuration du mode 4IF de l'autocorrélateur millimétrique (MAC). (Cliquez pour agrandir)

5.4 Modes d'observation

Il existe six principaux modes d'observation de raies spectrales disponibles à 12 m. Les attributs et les applications de chacun sont décrits en détail ci-dessous. Le traitement du signal et l'étalonnage pour chaque mode sont décrits en 5.6.

5.4.1 Mises sous et hors tension totales

Deux procédures d'observation, appelées tpon et tpoff, sont disponibles pour enregistrer des balayages de raies spectrales de puissance totale. Les deux procédures sont identiques, sauf que tpon suit le AU (source) position et tpoff suit le DÉSACTIVÉ poste (de référence). Vous devez exécuter les procédures manuellement, une analyse à la fois. En tant que telles, ces procédures sont principalement utilisées à des fins de diagnostic. Utiliser tpoff et tpon, suivez cette prescription :

  1. Le catalogue source et le nom de la source (le AU positionner).

  2. Le (de A à Z, EL) les corrections de pointage et la position de décalage de référence (DÉSACTIVÉ). Le décalage peut être spécifié dans de A à Z et EL ou en RA et DÉC.

  3. Le temps d'intégration du scan en secondes (le scan n'aura qu'un seul échantillon, c'est-à-dire que les répétitions ne s'appliquent pas à RPT ou alors TPF scans).

pour choisir respectivement le premier ou le deuxième banc de filtres. Le balayage affiché sera une bande passante de puissance totale. À moins que la bande ne contienne une raie spectrale très forte, vous ne pourrez probablement pas voir de raies. Pour afficher un spectre final, formé à partir du rapport (ON - OFF / OFF * CAL, taper

(Notez que vous n'avez besoin d'installer la procédure qu'une seule fois par session). La procédure ton utilisera le dernier ÉTALONNER et TPF balayer pour former le spectre.

5.4.2 Commutation de position

La commutation de position, appelée mode PS, est le mode d'observation le plus courant et le plus fiable à 12 m pour les observations de raies spectrales générales. Cela implique des frais généraux considérables dans le mouvement du télescope et nécessite que le même temps soit passé dans le AU et DÉSACTIVÉ positions sources, mais la qualité des données est généralement bonne. Dans ce mode, le télescope se déplace entre le AU position et un parent DÉSACTIVÉ position, qui peut être spécifiée en azimut et en élévation, ou en décalages d'ascension droite et de déclinaison. Habituellement, le décalage est en azimut, de sorte que le AU et DÉSACTIVÉ les positions sont prises à peu près à la même masse d'air. La meilleure réjection de l'atmosphère et les meilleures lignes de base spectrales sont obtenues avec de petits commutateurs angulaires. Choisissez le plus petit interrupteur possible, tant que vous êtes sûr que le DÉSACTIVÉ la position est exempte d'émission de source.

Les données PS enregistrées sur disque sont un spectre final formé à partir du rapport (ON - OFF) / OFF, où le AU et DÉSACTIVÉ les données sont des échantillons de puissance totale. Contrairement aux modes d'observation de la puissance totale TPON et TPOFF, les AU et DÉSACTIVÉ les échantillons ne sont pas enregistrés en tant que numérisations séparées pour un traitement indépendant. Bien que le mode PS offre moins de flexibilité dans le traitement des données que les modes de puissance totale, il réduit également le volume total de données et facilite le traitement.

Pour réduire le mouvement du télescope et fournir la meilleure compensation pour les dérives polynomiales dans l'émission atmosphérique, choisissez le nombre de ÉTEINT ALLUMÉ paires d'être un multiple de 2. Le cycle d'observation sera alors des répétitions d'un DÉSACTIVÉ - AU - AU - DÉSACTIVÉ modèle caractérisé par une fonction de Walsh (voir Annexe E). Chaque AU ou alors DÉSACTIVÉ s'appelle un goûter et chacun ÉTEINT ALLUMÉ la paire est appelée un répéter. L'observateur doit indiquer à l'opérateur combien de temps il doit intégrer pour chaque goûter (la valeur par défaut est de 30 secondes) et combien répète par analyse, ou bien la durée totale de l'analyse en minutes. Une analyse typique peut durer 6 minutes, avec 30 secondes échantillons (c'est-à-dire 6 répète). Vous pouvez, bien sûr, faire varier la longueur de l'analyse en fonction de vos propres besoins. Chaque AU - DÉSACTIVÉ la paire peut être éditée individuellement avec le ligne programme (voir Édition d'enregistrements dans le supplément au ligne Manuel). L'opérateur peut émettre la commande de prendre des scans un par un, ou peut mettre le système dans une boucle de prise de données automatique. La figure 5.3 montre un exemple de spectre produit par un balayage PS.

Les paramètres d'un scan PS que vous devez donner à l'opérateur sont

  • La position de décalage relative, qui peut être spécifiée dans (de A à Z, EL) ou alors (RA, DÉC) coordonnées.
  • Le nombre de AU/DÉSACTIVÉ paires (répétitions) par balayage (peut être spécifié à l'opérateur comme la longueur totale du balayage).
  • Le nombre de balayages à effectuer pour chaque mesure d'étalonnage.

Graphique 5.3: Balayage de raies spectrales à commutation de position analysé dans le programme Unipops. (Cliquez pour agrandir)

5.4.3 Commutation de position absolue

Commutation de position absolue, appelée APS est utile lors de l'observation dans des régions d'émission complexes où il est difficile de trouver une position de référence sans émission. Dans de tels cas, la commutation de position avec (de A à Z, EL) les décalages peuvent être dangereux car la rotation de l'angle parallactique lorsque la source est suivie dans le ciel peut entraîner une rotation de l'émission dans le faisceau de référence. Vous souhaiterez rechercher une position sans émission aussi proche que possible de la position source et l'utiliser comme position de référence. Si vous le souhaitez, vous pouvez calculer le (RA, DÉC) se décale sur cette position et utilise une commutation de position ordinaire. La plupart des observateurs trouvent qu'il est plus pratique, en particulier pour les observations futures, d'entrer l'absolu (RA, DÉC) les coordonnées de la position de référence et utiliser le mode d'observation de commutation de position absolue.

APS est identique à la commutation de position ordinaire sauf que la commutation se fait entre deux positions absolument spécifiées par leurs coordonnées célestes. Le référence (DÉSACTIVÉ) la position doit recevoir un nom différent du signal (AU) et est mieux placé dans un catalogue de sources différent de la position du signal. Les options de prise de données et d'étalonnage sont les mêmes que pour la commutation de position ordinaire.

Les paramètres d'un APS scan que vous devez remettre à l'opérateur sont

5.4.4 Commutation de fréquence

Le mode d'observation à commutation de fréquence a deux utilisations principales : augmenter le temps d'intégration à la source grâce à une commutation "dans la bande" et atténuer le problème de trouver une position de référence sans émission lors de l'observation dans une région d'émission (spatialement) complexe. Cela implique également moins de surcharge du système que la plupart des autres modes d'observation. Dans ce mode, appelé observation FS, un spectre de référence est obtenu en décalant la fréquence centrale du spectre du signal. En principe, cela peut être fait en commutant la fréquence du LO ou d'un oscillateur FI au 12m, le premier est généralement utilisé. Si le décalage de fréquence est suffisamment petit, la raie spectrale apparaîtra à la fois dans le signal et dans le spectre de référence. Lorsque le spectre résultant est formé, la raie apparaît deux fois, une fois en émission et une fois en absorption. Le spectre peut être "replié" pour obtenir une amélioration du rapport signal sur bruit. Avec cette technique, appelée commutation de fréquence « dans la bande » ou « superposée », vous observez efficacement à la source tout le temps. La figure 5.4 montre un exemple de spectre produit par un balayage FS.

Le principal inconvénient de la commutation de fréquence est que les lignes de base spectrales ne sont généralement pas aussi bonnes (c'est-à-direplat) comme pour la commutation de position ou de faisceau. En effet, les deux positions de fréquence ont chacune leurs propres formes de bande passante spectrale qui ne s'annulent pas dans le calcul du spectre final, ce qui laisse une onde stationnaire résiduelle dans le spectre superposé. Nous avons quasiment éliminé cette onde stationnaire en utilisant deux techniques :

Si les raies sont étroites et que le décalage de fréquence est faible (disons 0, l'émission de la mésosphère est plutôt faible, mais l'émission CO J=2->1 est assez forte (voir Figure 5.5).

La commutation de fréquence est effectuée en commutant la fréquence de décalage de boucle à verrouillage de phase (le verrouillage FI) entre deux réglages proches, généralement générés par des oscillateurs séparés. Les paramètres de l'oscillateur doivent être définis manuellement. La fréquence de commutation est généralement de 5 Hz et est générée par le multiplexeur de raies spectrales lorsqu'il est demandé par l'ordinateur. Le circuit de verrouillage de phase doit pouvoir se verrouiller aux fréquences de signal et de référence.

Cela impose une limite pratique à l'ampleur du changement de

Graphique 5.4: Balayage de raies spectrales à commutation de fréquence analysé dans le programme Unipops. La course du commutateur de fréquence pour ces mesures était de +/-25 MHz. (Cliquez pour agrandir)

Graphique 5.5: Balayages de raies spectrales à commutation de fréquence de l'émission tellurique CO J=1->0 et J=2->1 de l'atmosphère terrestre. (Cliquez pour agrandir)

5.4.5 Commutation de faisceau

La commutation de faisceau de ligne spectrale peut être utile lors de l'observation de sources de petit diamètre angulaire et lorsque les meilleures lignes de base possibles sont nécessaires. Ce mode d'observation implique la nutation (hachage) du sous-réflecteur et un mouvement de position du télescope et est ainsi appelé le BSP (commutation de faisceau plus commutation de position). La technique est sensiblement la même que celle utilisée pour le continuum AU/DÉSACTIVÉ's (voir 6.4.1.1 et Figure 6.2). Avec le sous-réflecteur nutant à une fréquence de 1,25 Hz typiquement, le télescope est déplacé pour placer la source d'abord dans l'une des positions du faisceau, puis dans l'autre. La position du faisceau qui, pour un signal source positif, produit une réponse positive dans le spectromètre est appelée "faisceau positif" et un échantillon prélevé dans cette position est appelé "AU". Inversement, la position du faisceau qui produit une réponse négative dans le spectromètre est appelée "faisceau négatif" et un échantillon prélevé là-bas est un "DÉSACTIVÉ". Un scan BSP se compose toujours de quatre échantillons prélevés dans l'ordre DÉSACTIVÉ - AU - AU - DÉSACTIVÉ. Les échantillons sont prélevés dans cet ordre pour obtenir le meilleur rejet atmosphérique, les meilleures lignes de base et pour réduire le mouvement du télescope. Le temps d'intégration de l'un des individus AU ou alors DÉSACTIVÉ échantillons contrôle le temps d'intégration total du balayage (longueur d'échantillon multipliée par 4).

Le mode de commutation de faisceau produit généralement de très bonnes lignes de base spectrales. Le taux de commutation du sous-réflecteur est tel que les changements atmosphériques et les anomalies du banc de filtres sont le plus souvent soustraits. La principale restriction pour la commutation du faisceau est que le diamètre angulaire de la source doit être inférieur à la portée du sous-réflecteur. La portée du sous-réflecteur peut varier entre 0 et +/-4,5', mais les portées de faisceau supérieures à +/-3 minutes d'arc sont inefficaces. Le taux de commutation par défaut est de 1,25 Hz. Des taux de commutation de 2,5 et 5,0 Hz sont également disponibles. Les efficacités d'observation sont plus faibles aux vitesses les plus rapides, mais l'annulation des dérives atmosphériques peut être meilleure.

Vous devez décider des paramètres suivants dans une observation à faisceaux commutés et les donner à l'opérateur :

5.4.6 Cartographie

Le système 12m propose trois modes de cartographie de raies spectrales : cartographie par décalages manuels, cartographie automatique de grilles rectangulaires ou de catalogues soit en puissance totale (TPM), à commutation de position (PSM ou alors APM) ou à fréquence commutée (FSM) et la cartographie à la volée. La cartographie avec des décalages manuels ou des grilles rectangulaires est appropriée pour les petites cartes ou les cartes avec des points inégalement espacés. Pour la plupart des mappages de grille rectangulaire, nous recommandons le mode de puissance totale à commutation de position automatique. Avec le mode puissance totale, vous pouvez choisir d'observer plusieurs AUs par DÉSACTIVÉ et ainsi augmenter votre efficacité d'observation. La cartographie à la volée est abordée dans le manuel séparé Observation à la volée au 12m. Dans ce qui suit, nous décrivons chacun des modes de mappage.

5.4.6.1 Décalages manuels

Souvent, un observateur voudra faire une carte source simple composée de quelques points seulement.

Dans de tels cas, les décalages manuels (en RA, DÉC) à partir de la position centrale sont la manière la plus simple de procéder. Suivez ces étapes:

Les informations d'en-tête sur le spectre affichées par le programme de réduction des données de ligne indiqueront tous les décalages qui ont été entrés. Les décalages sont donnés en unités angulaires (réelles).

5.4.6.2 Cartographie de la grille

Dans les modes de mappage de grille, vous pouvez définir un rectangle (RA, DÉC) ou (lII, bII) grille avec un espacement de grille différent dans les coordonnées horizontales et verticales. Vous pouvez également définir une grille à acquérir à un angle de rotation arbitraire. Le nombre de lignes et de colonnes doit être un nombre impair. Dans la puissance totale (TPM) et les modes de commutation de position, vous pouvez choisir entre absolu (Absolute Position Mapping, ou APM) et la position de référence relative (Position Switched Mapping, ou PSM) mesures, vous pouvez choisir d'observer plusieurs positions sur la carte (AUs) pour chaque référence (DÉSACTIVÉ) position, et vous pouvez observer plusieurs DÉSACTIVÉs pour chaque balayage d'étalonnage d'aube. Cartographie à commutation de fréquence (FSM) ne nécessite pas DÉSACTIVÉ mesure de position.

Les cartes quadrillées peuvent être observées de trois manières différentes : une grille standard, qui mesure séquentiellement toutes les positions sur la grille, une grille en spirale, qui mesure toutes les positions sur la grille avec un motif en spirale, et une grille croisée, qui mesure uniquement les points qui ligne et colonne centrales de la grille. La figure 5.6 montre la séquence d'observation pour chaque variété de carte quadrillée.

Après avoir défini la grille, vous pouvez choisir de mapper un sous-ensemble en spécifiant les numéros de ligne de début et de fin, et les numéros de colonne de début et de fin. Pour utiliser l'un des modes de mappage de la grille de raies spectrales, donnez à l'opérateur les informations suivantes :

Graphique 5.6: Séquence d'observation de la carte en grille pour tous les modes de cartographie en grille de 12 m. (Cliquez pour agrandir)

L'affichage des mesures cartographiques à commutation de position et de fréquence est le même que celui utilisé pour afficher PS ou alors FS des mesures. Le spectre d'un seul point de carte de puissance totale est affiché dans ligne en utilisant le tonne procédure:

analyse# est celui du AU positionner.

Pour afficher une carte de contour du pic ou de l'intensité intégrée en fonction de la position, il est préférable d'utiliser le programme CLASS. Voir 2.4.1 pour plus d'informations sur la façon de porter vos données 12m au format CLASS. Des manuels pour le programme CLASS sont également disponibles.

5.4.6.3 Quand dois-je utiliser OTF au lieu de Grid Map ?

En règle générale, il est préférable d'utiliser FTO mappage au lieu du mappage par étapes et intégration décrit dans cette section lorsque votre champ de carte est supérieur à environ 60 dans l'un ou l'autre RA ou alors DÉC et votre raie spectrale cible devrait être raisonnablement forte. Pour les rares cas où FTO ne convient pas, il faut décider quelle technique de mappage étape et intégration utiliser. Il n'y a pas de règle stricte pour déterminer si l'on doit utiliser PSM ou alors TPM, le mode de cartographie de puissance totale. TPM est plus efficace dans le sens où vous pouvez en utiliser un DÉSACTIVÉ scanner avec plusieurs AUs. cependant, PSM peut produire de meilleures lignes de base en raison du modèle de commutation. À titre de recommandation générale, nous vous suggérons d'utiliser TPM pour les cartes de lignes fortes et de grandes grilles cartographiques, utilisez PSM si les lignes sont faibles et que la stabilité de la ligne de base est critique. L'APM est également une alternative à PSM: il utilise le même ARRÊT - MARCHE - MARCHE - ARRÊT. modèle, mais les positions de mappage sont prises à partir d'entrées de catalogue discrètes plutôt que d'une grille construite à partir de décalages à partir d'une seule position centrale. FSM est une autre alternative pour les cas où la commutation de fréquence peut être utilisée (voir 5.4.4).

5.4.6.4 Remarque importante sur l'échantillonnage spatial

Ce qui suit est dû à Darrel Emerson

Lors de la configuration de vos observations cartographiques, il est important de garder à l'esprit les faits suivants concernant l'échantillonnage et l'aliasing dans les données de cartographie radioastronomique. Si vous voulez représenter la pleine résolution du télescope, vous devez échantillonner les données assez souvent pour représenter toutes les fréquences spatiales détectées par la parabole. Vous pouvez considérer les bords extrêmes de la coupelle de diamètre D comme faisant partie d'un interféromètre d'espacement D, qui doit être échantillonné à . Selon la conicité d'éclairage, cela correspond typiquement à un échantillonnage à environ 2,4 ou 2,5 points par FWHM. Bien sûr, s'il y a un éclairage nul, ou par définition "négligeable", au bord de la parabole, vous ne serez pas sensible à des fréquences spatiales aussi élevées. Ce sera exactement la même chose qu'une plus petite parabole de diamètre d égal au diamètre de la partie de la parabole qui a un éclairage significatif, et l'échantillonnage sera calculé à partir de , où X est défini comme le diamètre de la partie éclairée de la surface .

Il est utile de considérer ce qui se passe si vous sous-échantillonnez les données. Supposons que le sous-échantillonnage se produise sur le ciel, plutôt que plus tard dans le traitement des données. Supposons que vous ayez une parabole de 10 m, mais que vous préleviez seulement à plutôt que ce que vous devriez.

Cela signifie que les fréquences spatiales présentes à partir des lignes de base de la parabole de 8 m à 10 m sont reflétées dans les fréquences spatiales de 8 m à 6 m. Non seulement les fréquences spatiales des lignes de base de 8 m à 10 m ont été perdues, mais les fréquences spatiales valides des lignes de base de 6 m à 8 m ont été corrompues. Vous ne pouvez pas dire si la structure de votre carte avec une longueur d'onde spatiale de est authentique, ou était vraiment une structure à laquelle a été aliasé un signal de longueur d'onde spatiale authentique. En ce sens, sous-échantillonner le ciel est vraiment deux fois plus mauvais qu'on aurait pu le penser.

L'importance de ce sous-échantillonnage dépend exactement de la conicité de l'éclairage, de l'importance de conserver la résolution maximale possible du télescope, de la qualité de la plage dynamique souhaitée dans les observations et, à un certain niveau, de la structure à petite échelle. est dans la source elle-même. Si vous échantillonnez uniquement à 0,8 Nyquist (par exemple, plutôt que ), ce qui compte, c'est l'énergie des données à des longueurs d'onde spatiales plus courtes que . Donc, dans un sens, vous devez vous demander quel est le cône d'éclairage à un rayon de 0,4 D sur la surface de la parabole. La réponse en fréquence spatiale d'une seule parabole est la fonction d'autocorrélation du motif d'éclairage en tension. Ainsi, vous devez calculer la surface sous la fonction d'autocorrélation 2D au-delà des fréquences spatiales de 0,8 D, par rapport à la surface à moins de 0,8 D. Ce rapport est une mesure de la plage dynamique. Une meilleure définition de la plage dynamique pourrait prendre en compte la structure fréquentielle spatiale de la source. Si la source n'a pas de structure sur des échelles inférieures à , vous n'avez de toute façon pas besoin d'échantillonner complètement.

C'est une circonstance où il est parfaitement rigoureux de sous-échantillonner les données. Si, disons, vous avez une parabole de 10 m et que vous prenez des données pour comparer avec d'autres observations en utilisant une parabole de 1 m à la même longueur d'onde (ou le nombre équivalent de longueurs d'onde à une autre fréquence), il vous suffit d'échantillonner les données à ou . En effet, lors de l'échantillonnage d'une parabole de 10 m comme s'il s'agissait d'une parabole de 5,5 m, les composantes de fréquence spatiale des lignes de base de 5,5 m à 10 m seront reflétées dans les données comme si elles correspondaient à des lignes de base de 5,5 m à 1 m. Ainsi, les termes de fréquence spatiale de la ligne de base de 1 m et en dessous n'auront pas été corrompus. L'analyse des données de ces données sous-échantillonnées appliquerait une coupure de fréquence spatiale à 1 m, et il n'y aura eu aucune corruption dans ces données lissées causée par le sous-échantillonnage. En termes plus généraux, si vous allez lisser un plat de diamètre D pour simuler des observations faites avec un plat plus petit de diamètre d, alors l'intervalle d'échantillonnage doit seulement être plutôt que .

Il existe d'autres aspects qui rendent souhaitable d'échantillonner plus souvent que le taux de Nyquist, comme nous le recommandons pour l'observation OTF. Il s'agit de points pratiques comme le bon fonctionnement du maillage ou de l'interpolation avec une fonction de maillage ou d'interpolation de taille finie. Un échantillonnage légèrement excessif peut vous permettre de réduire la fonction de convolution (interpolation) d'un facteur de quelques-uns, économisant une énorme quantité de temps de calcul au détriment de quelques pour cent de données supplémentaires.

5.5 Sensibilités des raies spectrales

La technique d'étalonnage des raies spectrales généralement utilisée au 12m est la méthode de la roue hacheuse ou de la palette. La température effective du système donnée par cette technique inclut des corrections pour l'atténuation atmosphérique et le débordement d'antenne, le blocage et les pertes ohmiques. Le procédé n'inclut pas de correction pour les pertes de modèle d'erreur car le faisceau d'erreur se couplera différemment à différentes sources. La température effective du système, T*sys , sur l'échelle définie ci-dessus, est donnée par

gje est le gain de la bande latérale de l'image

gs est le gain de la bande latérale du signal

Trx est la température de bruit DSB du récepteur

TUNE(ciel) est la température du ciel (définition donnée ci-dessous)

je est le débordement arrière, le blocage, la diffusion et l'efficacité ohmique

fss est l'efficacité de débordement vers l'avant

est la profondeur optique atmosphérique à 1 masse d'air (le zénith) et,

UNE est le nombre de masses d'air, généralement donné par 1/sin(élévation).

TUNE(ciel) est donnée par l'équation :

Tm est la température atmosphérique moyenne,

Trépandreest la température de débordement, et

Tbg est la température de fond cosmique.

Noter que Tm, Trépandre, et Tbg sont en fait des températures de Rayleigh-Jeans équivalentes du point sur la courbe du corps noir de Planck correspondant à la même fréquence. Ce facteur de correction est donné par l'équation 6.10. Par souci de simplicité, nous retiendrons le symbole "T" pour les températures, mais dans les calculs "T" doit être remplacé par "J( ,T)".

Le niveau de bruit efficace pour un temps d'intégration donné, en supposant un temps d'intégration égal à la AU source et DÉSACTIVÉ les positions de référence de la source, est donnée par l'équation du radiomètre (voir l'annexe F pour une dérivation générale de l'équation du radiomètre pour AU et DÉSACTIVÉ temps d'intégration des sources)

est la bande passante d'un canal individuel dans le spectromètre (en Hz),

est l'efficacité associée au spectromètre utilisé. = 0,81 pour l'autocorrélateur millimétrique (MAC) et 1,0 pour les bancs de filtres. Voir l'annexe D pour plus d'informations.

tanalyse est le temps total d'intégration, y compris AU et DÉSACTIVÉ heure source (en secondes).

Notez que pour les observations de signaux non polarisés avec des récepteurs qui ont deux canaux de polarisation, les deux canaux peuvent être moyennés pour réduire la température effective du système. Dans ce cas, T * système est la moyenne des températures effectives du système pour les deux canaux de polarisation.

5.6 Étalonnage

5.6.1 Étalonnage des palettes

Le mode d'étalonnage utilisé pour presque toutes les observations de raies spectrales à 12 m est la méthode de la palette ou de la roue hacheuse. Dans cette méthode, un signal d'étalonnage est généré en différenciant les signaux enregistrés d'abord sur un ciel froid puis sur un absorbeur à température ambiante. En langue vernaculaire de 12 m, une girouette est une pagaie recouverte d'un absorbeur de micro-ondes qui entre et sort du faisceau à une fréquence d'environ 1 Hz. Une roue de hachage est, dans ce cas, une lame de hachage dont les parties pleines sont recouvertes d'absorbeur et qui tourne à une vitesse typiquement de 10 à 50 Hz. La technique d'étalonnage est identique avec les deux appareils. Les récepteurs actuellement utilisés au 12m utilisent tous une palette centrale commune.

L'étalonnage des roues de hachoir a été largement discuté dans la littérature (voir Ulich & Haas, 1976, ApJS, 30, 247, et Kutner & Ulich, 1981, ApJ, 250, 341). La technique corrige l'atténuation atmosphérique et plusieurs pertes de télescope. A 12m, les températures résultant de cette technique sont sur l'échelle T*R (Kutner & Ulich) ce qui signifie que les températures sont corrigées pour l'atmosphère et toutes les pertes du télescope à l'exception du couplage de la source et du faisceau. Le faisceau est défini ici pour inclure le lobe de diffraction central, tous les lobes secondaires proches et le motif d'erreur (les pertes du motif d'erreur sont souvent les plus importantes des pertes non corrigées). Les observateurs doivent savoir que d'autres observatoires utilisant la méthode de la roue hacheuse ont des définitions différentes de l'échelle de température de base. Soyez prudent lorsque vous comparez des données !

Une partie essentielle de la méthode d'étalonnage de la roue du hacheur est la spécification de la température de l'échelle d'étalonnage TC, qui est donnée par

TUNE(ciel) est donnée par l'équation 6.9. Pour les observations dans des conditions atmosphériques typiques, TC = 400 pour un fonctionnement à bande latérale unique et 800 pour un fonctionnement à double bande latérale. Noter que TC varie avec l'altitude, en particulier pour les observations à double bande latérale sur les ailes d'une ligne atmosphérique comme à 115 GHz.

La procédure pour effectuer une girouette ÉTALONNER est le suivant:

5.6.2 Étalonnage direct

Remarque : le personnel ne recommande pas cette procédure d'étalonnage. Nous le décrivons ici par souci d'exhaustivité.

Dans le mode d'étalonnage direct, les données sont mises à l'échelle par la température du système et l'atténuation atmosphérique selon la relation

SIG est le réseau de signaux, RÉF le tableau de référence, Tsystème la température du système, la profondeur optique zénithale et UNE la masse d'air. Les expressions exactes pour le traitement du signal sans étalonnage sont décrites ci-dessous. L'observateur est responsable du calcul de Tsystème et la mesure de . La valeur pour Tsystème peut inclure des facteurs d'efficacité, ou la température de l'antenne peut être augmentée dans l'étape de réduction et de post-traitement des données. Une définition raisonnable de Tsystème est

gje et gs sont les gains de bande latérale image et signal, Trx est la température de bruit du récepteur, Tcielest la température de l'antenne du ciel (équation 6.9), je est l'efficacité de débordement arrière, etfss est l'efficacité de débordement vers l'avant. Avec cette définition, la température d'antenne résultante est sur la même échelle ( T* R) comme pour l'étalonnage de la roue de hachage.

Ce schéma d'étalonnage a un certain attrait car il est direct et facile à comprendre. Cependant, la méthode présente plusieurs difficultés qui l'empêchent, en général, d'être aussi précise que la méthode de la roue de hachage. Premièrement, en l'absence d'un mécanisme automatique CHAUD/FROID/CIEL système de charge (que le 12m n'a pas), vous devez faire plusieurs observations chronophages. Ceux-ci incluent des scans de basculement pour mesurer la profondeur optique atmosphérique, et manuel CHAUD FROID charges pour mesurer la température de bruit du récepteur et éventuellement la température du ciel. Si ces mesures ne sont pas effectuées fréquemment, les dérives du récepteur et de l'atmosphère peuvent introduire des erreurs d'étalonnage. De plus, la mesure d'une profondeur optique atmosphérique moyenne peut ne pas corriger de manière adéquate les petits nuages ​​locaux et d'autres anomalies atmosphériques. Enfin, la méthode de la roue hacheuse ne dépend que faiblement de je, alors que la méthode d'étalonnage direct en dépend fortement.

Bien que nous ne recommandions pas la méthode sans étalonnage dans la plupart des cas, vous devez suivre cette procédure si vous choisissez de l'utiliser.

5.7 Traitement du signal

5.7.1 Données de commutation de position et de fréquence

5.7.1.1 Étalonnage des palettes/hachoirs

Lorsqu'un étalonnage de palette est effectué, un tableau d'étalonnage appelé tableau des gains est calculé selon la formule

Cjeest la température effective du système pour le canal i,

Sci est le signal d'étalonnage (aube sur l'alimentation) pour le canal i,

Rciest la référence d'étalonnage (ciel froid) pour le canal i,

Zje est la réponse de valeur zéro du canal i sans signal d'entrée, et

TC est la température de l'échelle d'étalonnage.

Le tableau de Cje éléments est appelé le tableau des gains. La température moyenne effective du système de tous les canaux du multiplexeur,

est affiché et mis à jour sur le moniteur d'état en ligne chaque fois qu'un ÉTALONNER est effectuée. Noter que Tsystème est une moyenne des deux canaux de réception lorsqu'un récepteur à deux canaux est utilisé.

Les températures d'antenne calibrées (T * R) qui sont enregistrés sur le disque sont calculés par la formule

(T * R)je est la température d'antenne calibrée pour le canal i,

Sjeest la Source ou AU signal, et

Rjeest la référence ou DÉSACTIVÉ signal.

5.7.1.2 Traitement du signal sans étalonnage

En mode no-cal, les températures d'antenne sont calculées à partir de la relation

où est la profondeur optique zénithale (appelée TAU0 dans le système de contrôle), et UNE est la masse d'air, calculée comme 1/sin(élévation). Tous les autres symboles sont définis en 5.7.1.1.

5.7.2 Données commutées par faisceau

Les données commutées par faisceau sont calibrées à l'aide de la palette, mais le traitement du signal est différent de la commutation de position et de fréquence. Lorsqu'un étalonnage est effectué pendant une session de commutation de faisceau, le réseau de gains est défini comme

où les termes sont définis ci-dessus. L'échelle de température de l'antenne est donnée par

5.8 Modification de la fréquence intermédiaire

Occasionnellement, une situation d'observation peut survenir dans laquelle une modification de la fréquence intermédiaire par rapport à la fréquence nominale de 1,5 GHz est soit nécessaire soit souhaitable. Un exemple de ceci est lorsque la ligne de programme est juste en dehors de la plage d'accord de l'oscillateur local. Un autre exemple se produit lorsque, pour les observations à double bande latérale, il est avantageux d'observer les lignes des bandes latérales du signal et de l'image à des fins de pointage, d'étalonnage ou de recherche de ligne simultanée et que la ligne d'image est juste en dehors de la bande passante spectrale normale.

Ces situations d'observation peuvent être adaptées à condition que le FI n'ait besoin d'être modifié que légèrement. Le système FI dispose d'un filtre passe-bande centré à 1500 MHz avec une bande passante de 300 MHz. Tout changement de la FI doit donc s'inscrire dans la bande passante FI de 600 MHz, laissant de la place pour inclure la bande passante du banc de filtres. Par conséquent, la FI minimale peut être de 1200 MHz plus la bande passante du banc de filtres et la FI maximale peut être de 1800 MHz moins la bande passante du banc de filtres. Les lignes dans les bandes latérales opposées peuvent être séparées d'au plus 3600 MHz moins la bande passante du banc de filtres, ou au moins de 2400 MHz plus la bande passante du banc de filtres.

Pour régler la bande passante FI, le premier synthétiseur FI, qui est normalement réglé sur 109,50000 MHz, doit être modifié. L'équation pour déterminer la fréquence du synthétiseur est

FSI est le SI souhaité. Si les lignes sont dans des bandes latérales opposées,

Fvous est la fréquence centrale de la bande latérale supérieure et Fje est la fréquence centrale de la bande latérale inférieure. Cette fréquence intermédiaire doit être entrée dans le calculateur de commande pour que la fréquence du synthétiseur de l'oscillateur local soit correctement calculée.

Notez que si les deux lignes cibles sont au centre de leurs bandes latérales respectives, elles tomberont l'une sur l'autre dans le spectre résultant. Pour éviter que cela ne se produise, décalez les fréquences de repos de ligne par rapport au centre de la bande. Si la fréquence centrale de la bande latérale du signal est décalée d'une quantité δ, les lignes de la bande latérale du signal et de l'image seront séparées de 2 δ et seront déplacées symétriquement par rapport au centre du spectre final.

Pour observer avec un IF non standard, suivez cette procédure :

  1. Discutez de vos intentions avec un membre du personnel bien avant les observations.
  2. Calculez la nouvelle fréquence du synthétiseur selon les équations ci-dessus. Assurez-vous que vous ne dépassez pas la bande passante de 600 MHz du système FI.
  3. Demandez à l'opérateur de composer la fréquence du synthétiseur dans le synthétiseur FI qui est nominalement réglé sur 109,5 MHz.
  4. Demandez à l'opérateur de définir le nouveau FI dans l'ordinateur de contrôle.
  5. Le cas échéant, décalez la fréquence centrale de la bande de signal par rapport à la fréquence de repos de la ligne pour éviter le chevauchement des lignes de signal et d'image.
  6. N'oubliez pas de remettre le synthétiseur à 109,50000 MHz lorsque les observations spéciales sont terminées.

L'étape (6) ci-dessus est particulièrement importante à retenir car l'ordinateur ne vérifie pas le synthétiseur FI pour un réglage correct. Si vous (ou l'observateur suivant) reprenez les observations standard et que le synthétiseur n'est pas réinitialisé à 109,5 MHz, le centre de la bande sera décalé par rapport à ce que vous souhaitez. De plus, nous vous recommandons fortement de vérifier votre configuration d'observation spéciale sur une ligne de test forte avant de procéder à des observations de programme sur des lignes faibles.

5.9 Moniteur d'état de la ligne spectrale

Le moniteur d'état de la raie spectrale fournit des informations de base sur l'état du télescope et les observations en cours. L'observateur doit vérifier fréquemment le moniteur pour voir que le télescope et le système de contrôle sont configurés comme il se doit.

La figure 5.7 montre un exemple d'écran de moniteur divisé en plusieurs cases. Chaque case numérotée indique une section de l'affichage qui décrit un ensemble particulier d'attributs d'une mesure de raie spectrale. Seule la case 7 diffère de l'affichage de l'état du continuum (voir 6.7)

Encadré 1: Numéro de numérisation, nom de la source et informations de synchronisation.

ANALYSE: Numéro de numérisation actuel.

LA SOURCE: Nom de la source.

HORIZON: Temps jusqu'à 15° d'altitude (montée ou couchée).

LST : Heure sidérale locale actuelle.

UTC: Temps universel coordonné actuel.

DUT1 : Correction de l'heure UT1-UTC.

DATE: Année en cours (en haut) et date (en bas).

OBS : Initiales de l'observateur actuel (en haut) et numéro du fichier de données (en bas).

RPO : Initiales de l'opérateur actuel.

Encadré 2 : Informations de position RA/Dec et lII/bII.

LE TOTAL: Total actuel (apparent plus compensations) RA et déc.

B1950.0 : Equinox B1950 RA et déc.

APPARENT: RA apparente actuelle et déc.

GALACTIQUE: LII et bII actuels.

DÉCALAGE: Décalages RA et Dec actuellement appliqués.

Encadré 3 : Informations sur la position du sommet.

N.-É. : Position de décalage de l'étage de translation de mise au point nord (haut) et sud (bas) en millimètres.

GE : Position de décalage de l'étage de translation de mise au point est (en haut) et ouest (en bas) en millimètres.

Encadré 4 : Position d'azimut et d'élévation et informations de décalage de pointage.

COMMANDER: Azimut et élévation commandés (conversion des coordonnées sphériques plus corrections de pointage).

RÉEL: Lectures réelles de l'encodeur d'azimut et d'élévation.

ERREUR: Différence entre COMMANDER et RÉEL azimut et élévation.

DÉCALAGE: Total des décalages d'azimut et d'élévation (somme des décalages de pointage plus la portée du faisceau du sous-réflecteur).

POINT: Corrections du modèle de pointage d'azimut et d'élévation.

PSREF : Position de référence décalée en azimut et en élévation.

Encadré 5 : Étalonnage du récepteur et informations sur la benne basculante.

AU M: Nombre de masses d'air vers l'altitude actuelle.

RCVR : Nom du destinataire.

RBAY : Baie de réception.

F0 : Position zéro de la mise au point axiale en millimètres.

TC : Facteur d'échelle d'étalonnage pour les canaux récepteurs 1 (en haut) et 2 (en bas).

TAU0 : Opacité zénithale réelle (en haut) et 225 GHz (en bas, mesurée en continu à l'aide d'un radiomètre à bascule).

FWHM : Faisceau FWHM (en haut) et HWHM (en bas, utilisé pour les mesures en cinq points) en mm:ss.

TSYS : Températures du système des canaux 1 (haut) et 2 (bas) en K.

MM_H2O : Millimètres de vapeur d'eau au zénith basés sur la mesure du radiomètre de basculement à 225 GHz et une conversion de 1 millimètre H2O équivaut à une opacité de 0,05 à 225 GHz.

Encadré 6 : Informations sur la position du faisceau du sous-réflecteur et du détecteur de quadrant.

+ POUTRE : Position d'azimut et d'élévation pour le +Beam en mm:ss.

-FAISCEAU: Position d'azimut et d'élévation pour le -Faisceau en mm:ss.

QX : Position de l'axe x du détecteur de quadrant en millimètres.

QY : Position de l'axe y du détecteur de quadrant en millimètres.

Encadré 7 : Informations sur la fréquence, la vitesse et l'étalonnage.

LIGNE: Nom de la ligne spectrale pour la fréquence de transition actuelle.

PB : Première (en haut) et deuxième (en bas) largeur de canal du spectromètre du banc de filtres en kHz.

CANAL: Les canaux du multiplexeur utilisés pour le premier (en haut) et le deuxième (en bas) banc de filtres.

CONF : Un code indiquant si les bancs de filtres sont configurés pour un fonctionnement en série (SER) ou en parallèle (PAR).

MAC_BW : Bande passante de l'autocorrélateur millimétrique (MAC) en MHz.

OBJ_V : Vitesse de la source dans le référentiel choisi en km/s.

ANT_V : Vitesse de l'antenne dans le référentiel choisi en km/s.

CADRE: Cadre de vitesse du code de référence.

TAPER: Type de vitesse.

SB : Bande latérale de signal (supérieure ou inférieure) pour le canal 1 (en haut) et le canal 2 (en bas).

LO : Facteur de multiplication de l'oscillateur local.

SI : Fréquences intermédiaires en MHz.

LA FRÉQUENCE: Fréquences de repos des canaux 1 (ligne 1) et 2 (ligne 2), en GHz, avec leurs fréquences de synthétiseur LO associées (respectivement lignes 3 et 4), en MHz.

CAL : Type d'étalonnage.

FB_OFF : Décalage du banc de filtres en MHz.

MAC_OFF : Décalage de l'autocorrélateur millimétrique (MAC) en MHz.

SPEC_RUN : Indique qu'il s'agit d'une mesure de spectroscopie avec les bancs de filtres.

MAC_RUN : Indique qu'il s'agit d'une mesure de spectroscopie avec l'autocorrélateur millimétrique (MAC).

MAUVAIS_CHAN : Filtrez les canaux de banque signalés par le système en ligne.

Encadré 8 : Suivi du télescope et informations météorologiques.

TOL : Tolérance d'entrée et de suivi réelle en m:ss.

SE CONCENTRER: Entrée et mise au point axiale réelle à l'altitude actuelle en millimètres.

TORR : Pression barométrique en Torr.

%HR : Humidité relative.

T AMB : Température ambiante en C.

REFRT : Constante de réfraction d'entrée et réelle pour la correction de pointage de réfraction d'élévation en secondes d'arc.

Encadré 9 : Scan d'observation actuel et informations sur le temps d'intégration.

MODE: Mode d'observation.

NUMÉRISATION : Nombre d'analyses demandées.

ÉCHANTILLONS : Nombre d'échantillons continuum marche/arrêt demandé.

SECONDE: Temps d'échantillonnage total (en haut) et restant (en bas) en secondes.

TEMPS: Temps d'intégration total (en haut) et restant (en bas) pour ce scan en mm:ss.

Graphique 5.7: Moniteur d'état en ligne de la ligne spectrale. Les cases numérotées indiquent des sections d'informations sur l'affichage qui sont expliquées dans 5.9 (cliquez pour agrandir)

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Dernière mise à jour : 11/08/11.


Quelle sera la précision du pointage ?

1. HORAIRE

Pour déterminer les corrections de pointage :

Réglez la durée du SCAN sur 5 minutes. SCHED vous avertira probablement que les analyses ne sont pas assez longues, même si vous l'ignorez. À moins que vous ne vous attendiez à un temps de trajet particulièrement long, 5 minutes suffisent. CAOBS passera à la source suivante dans le fichier sched dès que le pointage est terminé.

IMPORTANT: Pour les analyses de pointage, vous devez définir MOYENNE=1 dans SCHED.

Pour utiliser la nouvelle solution de pointage pour une source cible :

Assurez-vous de vérifier lorsque l'analyse est terminée qu'elle a dérivé et appliqué avec succès une nouvelle solution (le plus simple est de vérifier la page /point dans CAMON), et vérifiez que la solution est acceptable. S'il y a des corrections supérieures à 10 arsec, vous souhaiterez peut-être exécuter une autre analyse de pointage.

2. CATAG

CATAG était autrefois quitté/redémarré pour chaque observation, mais il fonctionne maintenant généralement en continu. Avant d'observer, vous devez vérifier que le programme CATAG s'exécute sur xbones (ou crâne). Dans la salle de contrôle de Narrabri, la fenêtre CATAG a traditionnellement un fond bleu clair et est située derrière l'affichage SPD sur l'écran le plus à gauche. Vous pouvez également consulter la page /CATAG (ou de manière équivalente, /POINT) sur CAMON. Si l'état CATAG est vraiment "NON EN COURS" (notez que l'état peut être initialement signalé comme "NON EN COURS" mais dans les 10 secondes, il passera à "opérationnel" si CATAG est en cours d'exécution), démarrez CATAG en

3. CAOB

(ii) Point_antenne

CAOBS> set point_antenne 12345.

(Dans ce cas, vous détacheriez généralement CA06 avant de commencer à observer.) Cela peut également s'appliquer à d'autres bandes dans des configurations compactes si CA06 n'est pas utilisé. Si vous passez de 3 mm à 7 mm ou 12 mm, ou remplacez un observateur de 3 mm, il peut être nécessaire de régler

CAOBS> set point_antenne 123456. Notez qu'il existe actuellement un bogue connu dans CAOBS qui fait que la commande set point_antenna est acceptée mais n'est pas appliquée au prochain balayage de pointage. Ceci est à l'étude, cependant, en attendant, il est conseillé d'exécuter le scan set point_antenna pendant que CAOBS suit, et de vérifier soigneusement la page POINT ou CATAG dans CAMON lorsque le scan de pointage commence.

(ii) Point_pattern

Avec point_pattern +ve, le mode auto-cal est utilisé. Pour sélectionner le pointage en mode holographie (par exemple, si quatre antennes ou moins sont disponibles), réglez point_pattern être négatif dans CAOBS :

# est le nombre de cycles à consacrer à chaque sous-balayage.

(iii) Point_iflag

CAOBS> set point_ifflag 12

sélectionnerait XX et YY pour la première fréquence. Notez qu'actuellement, si vous sélectionnez CAOBS> set point_ifflag 1234 mais il y a une différence de fréquences entre les FI de 10% ou plus, CATAG utilisera par défaut "point_ifflag 12".

Autre que le réglage point_antenne, point_pattern et point_iflag, un programme contenant des analyses de pointage de référence est exécuté à peu près comme n'importe quel autre programme.

IMPORTANT: Pour démarrer une analyse de pointage de référence, vous devez utiliser démarrer, ne pas Piste, au CAOBS.

IMPORTANT: Utiliser au moins deux cycles/point. Pour une raison quelconque, l'utilisation d'un cycle/point échoue par intermittence.

4. CACOR (sources de pointage Maser uniquement)

Suivre le maser qui doit être utilisé pour le pointage. En SPD, regardez le spectre du maser, en fonction du canal :

SPD> arr 12345 (ou selon le cas)

SPD> sel aa bb cc dd (ou selon le cas)

SPD> x (si nécessaire pour passer de la fréquence aux canaux sur l'axe des x)

Notez dans quels canaux le maître apparaît. Puis dans la zone de saisie de commande CACOR :

Où, dans ce cas, la ligne maser est présente dans les canaux 14, 15 et 16.


Ska-low-tmc-configurer¶

Taille maximale du tableau = 512, le nombre maximal de stations MCCS.

Chaque ID doit être compris entre 1 et 512.

ID du faisceau de sous-réseau MCCS à configurer.

L'ID doit être un entier compris entre 1 et 48.

ID des stations MCCS dans ce faisceau de sous-réseau à configurer.

La taille de la baie doit être inférieure à 512, le nombre maximum de stations MCCS.

Chaque élément de la liste doit être un entier compris entre 1 et 512.

Taux de mise à jour des informations de pointage.

La valeur doit être égale ou supérieure à 0,0.

À FAIRE : précisez s'il s'agit d'une fréquence ou d'une cadence, plus des unités.

Configurations de blocs de canaux.

Chaque élément de la liste est une configuration de bloc de canaux, chacun étant spécifié sous la forme d'une liste de 4 nombres comme suit :

[canal de départ, nombre de canaux, indice de faisceau, indice de sous-station]

le canal de départ doit être un multiple de 8

8 < nombre de canaux < 48

Taille maximale du réseau = 512 (=256 antennes x2 pols par faisceau de sous-réseau).

Les signaux des antennes peuvent être pondérés pour modifier le faisceau de la station, variant de 0,0 pour une exclusion totale à potentiellement 256,0 pour une contribution d'antenne compensée pour le nombre d'antennes dans le faisceau. Cette valeur est un multiplicateur d'amplitude ajouté à ce signal d'antenne avant d'être ajouté à la somme.

Les pondérations s'appliquent à tous les canaux affectés à une poutre.

Décalage du centre de phase pour le faisceau de la station, en mètres.

La position de référence pour la phase de la station doit être modifiée pour refléter la pondération de l'antenne et sa contribution au faisceau de la station. Ce décalage peut être considéré comme le centre de masse souhaité pour la station.

Contraintes : taille du tableau = 2 -20 < valeur du centre de phase < 20

Position cible pour le faisceau de sous-matrice.

Seules les cibles de balayage de dérive sont actuellement mises en œuvre par le MCCS, par conséquent, seuls l'azimut et l'élévation sont spécifiés.

Doit être HORIZON pour le balayage de dérive.

  • Nom
  • az
  • el
  • tmc
  • scan_duration

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Onglet Rapports

L'onglet Rapports (Figure 4.5) doit être consulté régulièrement pour vérifier la mise en page du SB. Cet onglet fournit une vue sous forme de tableau de toutes les (res)sources importées dans les analyses, y compris un résumé de la configuration de l'instrument, un résumé du temps passé sur la source et un rapport résumé du SB. Au bas de cet onglet, dans la bande de retour d'interface, des avertissements et des erreurs apparaîtront s'il y a des problèmes avec le SB, c'est-à-dire, l'ombrage de l'antenne (si en configuration D ou C), les avertissements de limite EL (si le EL est > 80d ou < 8d (sauf si défini manuellement)), si la plage de démarrage LST chevauche le lever ou le coucher du soleil (s'ils ont été sélectionnés), etc. Sous la figure 4.5 se trouve un tableau expliquant la partie supérieure de l'onglet Rapports.

Graphique 4.5 : Exemple de la partie supérieure de l'onglet Rapports.

Onglet Rapports (partie supérieure)

Code de projet: Le code du projet (c'est-à-dire la proposition) sera affiché. Si vous travaillez sur un projet de test que vous avez créé, le code du projet sera votre identifiant global avec un '_n' ajouté (comme dans la Figure 4.5).

Identifiant généré : Souvent appelé SB ID.

Enquêteur principal : Nom et e-mail du PI.

Utilisez la fonction d'impression de votre navigateur pour imprimer ce rapport, est simplement une suggestion que vous pouvez utiliser la fonction d'impression de votre navigateur pour imprimer le SB au format PDF.Avant de le faire, assurez-vous de développer toutes les boucles dans le tableau récapitulatif de planification du SB pour capturer toutes les analyses.

Contraintes de vent et contraintes d'API : Ces paramètres sont définis dans l'onglet Informations.

Plage de démarrage LST : Ceci est défini dans l'onglet Informations.

Début LST supposé : Deux cases modifiables sont présentées, le jour VLA et l'heure de début LST. Lors de la vérification d'un SB, il est important de parcourir la plage de démarrage LST que vous avez définie pour vérifier l'heure sur la source et l'EL. Après avoir entré un démarrage LST supposé, appuyez sur Entrée sur votre clavier ou cliquez sur le bouton Mettre à jour.

Mettre à jour: Ce bouton peut être utilisé pour actualiser (recalculer) la durée du SB après que des modifications ont été apportées à la longueur de balayage ou pour mettre à jour un début LST supposé ou un jour VLA.

Afficher les heures UTC : Ce bouton peut être utilisé pour changer l'affichage de LST en UTC dans le tableau du rapport récapitulatif.

Arrêt LST calculé : Après avoir défini un jour VLA supposé et une heure de début LST supposée, l'OPT calculera le jour VLA et l'heure d'arrêt LST.

Évitez le lever du soleil et évitez le coucher du soleil : Ceux-ci sont définis dans l'onglet Informations.

Direction de départ supposée de l'antenne : Les valeurs par défaut sont 225,0d AZ et 35,0d EL. Ces champs peuvent être édités pour voir comment le changement de la direction de départ supposée de l'antenne affecterait le début de l'observation. Par exemple, si la valeur AZ de départ supposée est définie sur 445,0d et que la première source monte, l'antenne devra peut-être se dérouler pour permettre une heure source appropriée. Le réglage de l'AZ de départ supposé peut également aider à déterminer si vous disposez d'un temps de démarrage suffisant (durée totale du ou des balayages de configuration plus le premier calibrateur) et quel enroulement d'antenne doit être demandé au début du SB.

Système de coordonnées: horizontal

  • C'est-à-dire l'azimut et l'élévation, c'est-à-dire fixés à la surface de l'emplacement du télescope, pas au ciel.

Avertissement d'altitude minimale : La valeur par défaut est définie sur la limite EL stricte des antennes VLA, 8.0d. Pour la sécurité et l'intégrité des moteurs EL, nous préférons que les observateurs évitent les EL inférieurs à 10d, si leurs sources le permettent. L'OPT utilise ce nombre uniquement comme guide lors de la vérification de la plage de démarrage LST d'un SB et donnera un avertissement lorsque l'EL chute en dessous de la valeur définie pendant une heure de démarrage LST supposée définie. Définir un EL minimum ne signifie pas que les antennes éviteront de descendre en dessous de ce EL pendant l'observation. Les observateurs doivent définir une plage de démarrage LST appropriée dans l'onglet Information pour éviter la EL minimale requise ou souhaitée.

Calculs d'avertissement d'ombre : La valeur par défaut est de 0,0 m (mètres). L'ombrage d'antenne n'affecte que les observations en configuration C et D. (Reportez-vous au Guide d'observation pour plus d'informations sur l'ombrage d'antenne.) Le réglage d'une limite d'ombrage (max) n'est qu'un guide pour vérifier la plage de départ LST d'un SB. Cela ne signifie pas que les antennes éviteront une limite d'ombrage définie pendant l'observation. Les observateurs doivent définir une plage de démarrage LST appropriée dans l'onglet Information pour éviter la limite d'ombrage souhaitée.

le Résumé de la configuration de l'instrument, Résumé du temps passé sur la source, et Résumé de l'horaire les liens vous mèneront directement à chaque table ou vous pouvez simplement faire défiler jusqu'à chaque table. Chacun sera décrit plus en détail ci-dessous.

Exporter les tableaux au format CSV (s'ouvre dans une nouvelle fenêtre) va créer un fichier csv de l'onglet Rapports.

Résumé de la configuration de l'instrument

Toutes les ressources importées dans les scans au sein d'un SB seront affichées dans le résumé de la configuration de l'instrument. Ce tableau peut révéler si les ressources correctes ou incorrectes ont été importées. La figure 4.6 est un exemple des ressources utilisées dans la démo SB vue sur la figure 4.5. Pour révéler les sous-bandes dans les bandes de base, cliquez sur Afficher toutes les sous-bandes. Pour réduire la vue, cliquez sur Masquer toutes les sous-bandes ou masquez les bandes de base individuelles. Si une ressource est configurée pour utiliser les paramètres Doppler, il est conseillé de vérifier le calcul de l'OPT de la fréquence centrale de la ligne à l'aide de Dopset. Reportez-vous à la section Validation de l'instrument du Guide d'observation pour plus de détails sur la façon de vérifier une configuration de raie spectrale.

Graphique 4.6 : Exemple de tableau récapitulatif de la configuration de l'instrument (cliquez sur l'image pour l'agrandir).

Résumé du temps passé sur la source

Le résumé du temps passé sur la source répertorie toutes les sources utilisées dans les analyses avec leur ressource attribuée, le nom de l'analyse, les modificateurs (c. ressource affectée, angle horaire min et max (HA), angle parallactique min et max (PA) et temps total sur la source. Ce tableau est utile pour déterminer le temps passé sur la source d'une cible scientifique ou d'un calibrateur avec une ressource donnée pour un démarrage LST spécifique (défini dans le champ de démarrage LST supposé dans la partie supérieure de l'onglet Rapports). Notez que lorsque l'heure de début LST supposée est modifiée, l'heure sur la source pour chaque source changera. Cela est dû au changement du temps de balayage de l'antenne entre les sources en raison du changement des positions des sources les unes par rapport aux autres sur le ciel.

Graphique 4.7 : Exemple de tableau récapitulatif du temps passé sur la source.

Rapport sommaire

Le rapport de synthèse (Figure 4.8) est le plus précieux pour vérifier la configuration globale d'un SB. Il s'agit d'un tableau de la liste d'analyses créée dans la colonne de gauche. Si des boucles d'analyse ont été utilisées, assurez-vous de cliquer sur l'icône plus en haut à gauche du tableau du rapport récapitulatif pour développer toutes les boucles (y compris les boucles dans les boucles). Il est important de parcourir la plage de début LST (définie par l'observateur dans l'onglet Informations) en entrant différentes heures de début LST supposées en haut de l'onglet Rapports. Cela aidera à déterminer si chaque balayage d'observation (à l'exclusion du ou des balayages de configuration) a le temps approprié sur la source (après l'orientation) pour toute la plage de démarrage LST attribuée dans l'onglet Informations. L'AZ et l'EL doivent également être soigneusement vérifiés pour éviter les problèmes d'enveloppe d'antenne et les limites EL. Si un balayage d'observation n'a pas assez de temps sur la source (après l'orientation), ce balayage sera surligné en rouge. Ce n'est pas grave si les analyses de configuration n'ont pas de temps sur la source (elles n'apparaîtront pas en rouge). Les balayages de configuration (pour régler les niveaux de gain de l'atténuateur et du requantificateur) ne nécessitent pas que les antennes soient sur la source.


Planification

AstroPlanner comprend de nombreux outils pour aider à construire des plans d'observation.

Saisie manuelle

Les objets peuvent être saisis manuellement (ou importés de diverses manières – voir ci-dessous). L'utilisateur entre les coordonnées de l'objet, ou dans le cas des objets du système solaire, les paramètres orbitaux.

Recherche rapide

Si vous ne connaissez que l'ID (ex. NGC1234) ou le nom (ex. Procyon), vous pouvez rechercher rapidement dans les catalogues les données de l'objet. Il ne faut que quelques secondes pour rechercher plus de 100 catalogues.

Champs définis par l'utilisateur

Plusieurs champs définis par l'utilisateur sont disponibles. Ceux-ci peuvent être utilisés pour n'importe quel but que l'utilisateur juge approprié. Certaines utilisations incluent des ordres de tri personnalisés, des résultats d'exécutions de scripts, etc.

Aide pour les identifiants obscurs à double étoile, etc.

Des palettes sont disponibles pour vous aider à saisir des noms obscurs et ceux avec des caractères grecs, etc.

Recherche de catalogue

De nombreuses fonctionnalités de recherche dans les catalogues sont incluses, vous permettant d'explorer les catalogues et d'extraire exactement ce que vous voulez. Par exemple : "Trouvez tous les amas globulaires plus brillants que la magnitude 7 qui sont visibles depuis mon site d'observation entre 22h00 et minuit le samedi."

Plus de 100 catalogues

Plus de 100 catalogues contenant plus de 1,3 million de DSO et 50 millions d'étoiles sont disponibles. Des dizaines de types d'objets sont présents, des étoiles et amas ouverts aux pulsars et quasars.

Catalogues UCAC et USNO A2.0 (facultatif)

Ces catalogues sont disponibles séparément sur CD et DVD-ROM. Le catalogue de l'USNO contient à lui seul plus de 500 millions d'étoiles jusqu'à la magnitude 19 et moins. Le catalogue UCAC2 intéresse les observateurs de l'hémisphère sud.

Accès en ligne USNO B1.0

Le catalogue USNO B1.0 est également disponible en ligne, pour les étoiles vraiment sombres.

Plans fournis par les utilisateurs

  • Manuel céleste de Burnham. Toutes les listes d'observation du manuel en 3 volumes ont été converties en plans téléchargeables.
  • Guide de l'observateur du ciel nocturne. Tous les objets du guide en 2 volumes ont été convertis en plans téléchargeables.
  • Astronomie et télescope Sky &. Un certain nombre de listes d'observation ont été créées sur la base d'articles dans ces magazines.
  • Ligue astronomique. De nombreuses ligues observant les listes de clubs ont été converties en plans.

Observation d'étoiles variables AAVSO

Un support étendu pour les observateurs d'étoiles variables de l'AAVSO est inclus.

  • Choisissez les étoiles à observer dans la liste sanctionnée par l'AAVSO, téléchargée sur le site Web de l'AAVSO.
  • Les cartes de recherche et de constellation des étoiles peuvent être téléchargées et mises en cache ou imprimées pour une utilisation future.
  • Les données d'observation et les graphiques sont accessibles depuis l'application.
  • Un planificateur d'observation est inclus qui vous permet de planifier les observations de plusieurs étoiles sur une période de temps dans le futur. On vous rappelle quelles étoiles doivent être observées, etc.

Objets du système solaire

Les objets du système solaire peuvent être inclus dans les plans d'observation. Les positions et les grandeurs actuelles des objets sont constamment mises à jour. Ces objets comprennent :

Les données orbitales des comètes, des planètes mineures et des astéroïdes peuvent être saisies manuellement ou importées à partir de diverses sources en ligne :

Données de supernova extragalactique

Les données actuelles sur les supernovas extragalactiques peuvent être importées directement depuis le site Web du Harvard Center for Astrophysics.

Importation de données d'objet

  • Fichiers texte génériques. À peu près n'importe quel fichier texte peut être lu et analysé.
  • Prise en charge des PDA. Vous pouvez importer des observations faites avec l'application Planetarium PDA, ainsi que des catalogues d'utilisateurs Astromist.

Exportation de données d'objet

AstroPlanner comprend des méthodes d'exportation de données :

  • Format de texte générique. Couvre à peu près n'importe quel format de texte.
  • Format ScopeDriver. Directement importable par l'application ScopeDriver.
  • Format Excel. Sortie directement dans un fichier Excel (ancien et nouveau format).
  • Prise en charge des PDA. Données de sortie sous une forme lisible par Planetarium, Astromist et PalmDSC.
  • Catalogue utilisateur Argo Navis. Sortie au format requis par le système Argo Navis. Vous pouvez également télécharger les données du plan directement sur le contrôleur Argo Navis.
  • Tour Meade Autostar. Construisez des circuits adaptés aux télescopes à l'aide des contrôleurs Meade Autostar.

Assistant de création de plan

Laissez AstroPlanner sélectionner des objets pour votre plan. Spécifiez votre télescope, votre site d'observation, votre niveau de compétence, ce que vous aimeriez observer, etc. et AstroPlanner parcourra les catalogues et trouvera des objets adaptés à votre plan d'observation.

Paramètres calculés

En plus des paramètres statiques pour les objets du ciel profond (tels que les coordonnées, la magnitude, la taille, etc.), plusieurs colonnes sont calculées pour votre commodité :

  • Visibilité. En plus de l'élévation, des heures de passage et de l'angle horaire, un statut de visibilité s'affiche qui vous indique en un coup d'œil si l'objet est en dessous de l'horizon (théorique), derrière les arbres (horizon spécifié par l'utilisateur), hors des limites de votre télescope, etc. La date à laquelle un objet transite le plus près de minuit peut être affichée.
  • Informations double étoile. Pour les observateurs à double étoile, deux mesures de difficulté peuvent être affichées : l'indice de difficulté (basé sur la logique floue) et le Lord's Rating (basé sur les magnitudes relatives).
  • Informations sur le ciel profond. Luminosité de surface, contraste d'objet de journal, ODM. (agrandissement de détection optimal).
  • Informations variables sur les étoiles. Masse d'air, date julienne héliocentrique, extinction atmosphérique, magnitude apparente.
  • Numéros de graphique. Le numéro de page ou de graphique d'un objet dans plusieurs atlas imprimés peut être affiché. Ceux-ci incluent le Millennium Star Atlas, Uranometria (les deux éditions), SkyGX, Sky Atlas 2000.0 et plusieurs autres.

Stratégies de tri et de sélection

  • Tri sur colonne simple et multiple.
  • Tri à balayage minimal. Triez les objets dans un ordre qui minimisera le pivotement du télescope.
  • Mise en évidence. Mettez en surbrillance les objets sur le plan en fonction de divers paramètres. par exemple. visible, non encore observé, dans certaines limites de grandeur, etc.
  • Référencement croisé. Références croisées d'objets dans d'autres catalogues.
  • Suppression des doublons. Supprimez les objets en double (qui peuvent avoir un nom différent, mais représentent le même objet physique).

DSS et affichage de l'image utilisateur

Affichez les champs contenant les objets de différentes sources en ligne :

Les images peuvent être éventuellement mises en cache sur le disque pour une visualisation ultérieure sur le terrain. Les images utilisateur peuvent également être attachées aux objets.

Graphiques de visibilité actuelle, nocturne et annuelle

Les affichages graphiques montrent l'azimut et l'altitude actuels de l'objet, la visibilité de l'objet (et de la lune) pendant la nuit et pendant l'année.


Étalonnage

Pointage de référence d'antenne

Pour les observations à haute fréquence ci-dessus

15 GHz, le a priori le pointage de l'antenne n'est généralement pas assez précis et un étalonnage du pointage est donc nécessaire.

  • Calibrez le pointage en observant un calibrateur à proximité en mode de pointage interférométrique. Ce calibrateur doit idéalement être à moins de 10° de la position du ciel d'intérêt, car des corrections de pointage sont nécessaires pour l'azimut et l'élévation près de la cible. Les corrections de pointage local peuvent ensuite être appliquées aux balayages suivants.
  • Pour cela, choisissez un calibrateur de type point fort (code de calibrateur P ou S, mais jamais un W, X ou ?) et brillant (0,3 Jy ou plus brillant) en bande X en utilisant la ressource NRAO par défaut dans l'OPT (Pointage de la bande X).
  • Une fois qu'un étalonnage de pointage est déterminé, il reste généralement valide à environ 20° de la zone AZ/EL pour laquelle le pointage a été obtenu, et pendant une période déterminée par les changements de température. Cela se traduit par la nécessité de répéter le pointage de référence toutes les heures environ pendant la nuit et toutes les 30 à 40 minutes pendant l'observation diurne (y compris le lever/coucher du soleil).
  • Souvent, les calibrateurs de densité de flux et de bande passante ont besoin d'étalonnages de pointage qui diffèrent des étalonnages de pointage cible car ils sont généralement éloignés de la source cible. Ces calibrateurs utilisent généralement des scans de pointage sur eux-mêmes.
  • Un scan d'étalonnage de pointage nécessite un temps sur la source de 2m30s.

Notez que près du zénith (élévation > 80°) le suivi de la source devient difficile. Par conséquent, il est recommandé d'éviter de telles élévations de source lors de la configuration de la préparation de l'observation.

Pour plus de détails, consultez les directives d'étalonnage du pointage de référence d'antenne situées dans la section Étalonnage.

Échelle de densité de flux absolu

Dans la plupart des observations, la précision de l'échelle de densité de flux absolue est liée à l'incertitude finale de l'analyse que vous prévoyez pour votre cible scientifique. Par conséquent, il est important d'observer une norme de densité de flux connue avec un rapport signal/bruit élevé. L'étalonnage de l'échelle de densité de flux absolu est plus difficile à des fréquences plus élevées car :

  • tous les étalonneurs d'échelle de densité de flux absolu standard sont significativement plus faibles à des fréquences plus élevées, et
  • ils varient également de légèrement à très résolus dans les configurations les plus petites aux plus grandes, respectivement.

Pour cette raison, il est important d'utiliser une image modèle pour l'étalonnage de l'échelle de densité de flux absolu dans votre réduction de données. Des modèles sont déjà disponibles dans CASA et AIPS pour les calibrateurs standard à échelle de densité de flux : 3C286 (J1331+3030), 3C48 (J0137+3309), 3C147 (J0542+498) et 3C138 * * (J0521+1638). Notez que parce que 3C138 * * et 3C147 présentent une variabilité, 3C286 et 3C48 sont meilleurs pour l'étalonnage de l'échelle de densité de flux absolue aux fréquences plus élevées du VLA.

Il peut être avantageux d'observer votre calibrateur d'échelle de densité de flux aussi près que possible en élévation de votre (vos) cible(s), ce qui réduira automatiquement les incertitudes résultant des corrections d'opacité et de courbe de gain. Ces incertitudes peuvent être importantes, en partie parce que l'AIPS et la CASA produisent des estimations approximatives de l'opacité basées sur la station météorologique du VLA. Notez que les analyses de basculement pour mesurer l'opacité peuvent être programmées avec l'OPT mais ne sont actuellement pas recommandées en raison du manque de routines d'analyse.

Comme décrit ci-dessous, la phase fluctue rapidement aux hautes fréquences, donc afin de ne pas décorréler l'amplitude de votre calibrateur de densité de flux, vous devrez effectuer un étalonnage de phase uniquement qui peut atteindre un S/B d'au moins 5 sur un ligne de base unique (en supposant une polarisation unique et la bande passante d'une seule fenêtre spectrale) dans un intervalle de solution plus court que l'échelle de temps des grandes variations de phase (généralement quelques secondes aux fréquences les plus élevées/lignes de base les plus longues). Le S/B requis pour une ligne de base unique sur toute la durée d'observation du calibrateur de densité de flux absolu doit être > 20.

En suivant ce conseil, vous devriez pouvoir atteindre une précision absolue d'environ 10 %. Si votre science nécessite une compréhension plus détaillée de la précision absolue de l'étalonnage de la densité de flux, il est sage d'inclure une brève observation d'un deuxième étalon de densité de flux connu si possible (cela peut être difficile à planifier dans certains cas). Dans ce cas, la deuxième source doit également être observée à une altitude similaire à votre cible. Notez que le pipeline d'étalonnage VLA n'utilisera que le premier calibrateur de densité de flux vu dans le programme pour une utilisation sur toutes les cibles du programme.

Pour plus de détails, reportez-vous à la section Étalonnage de l'échelle de densité de flux dans la section Étalonnage.

* * Le calibreur d'échelle de densité de flux 3C138 subit actuellement un flare. D'après les résultats du pipeline d'étalonnage VLA, nous avons remarqué que 3C138 s'écarte du modèle. Le montant de cette déviation est toujours à l'étude par le personnel de la NRAO, mais semble affecter les fréquences de 10 GHz et plus. Aux bandes K et Ka, la magnitude de l'éruption est actuellement de l'ordre de 40 à 50 % par rapport à l'échelle de flux Perley-Butler 2017. Si vous vous souciez de l'échelle de densité de flux de vos observations au-dessus de 10 GHz, les ensembles de données de surveillance sont accessibles au public dans les archives sous le code de projet TCAL0009, à partir duquel vous pouvez trouver un rapport de densité de flux mis à jour à utiliser pour vos données.

Passe-bande (et délai)

Pour le VLA, il est essentiel de calibrer la réponse spectrale de chaque mode de corrélateur utilisé, même pour des projets purement continus. Les exigences pour l'étalonnage de la bande passante, cependant, dépendent beaucoup de vos objectifs scientifiques/du type d'observation. Si vous observez des raies spectrales, assurez-vous d'avoir un calibrateur suffisamment puissant pour effectuer un étalonnage passe-bande. Pour plus de détails, reportez-vous à la section Étalonnage de la bande passante et du délai dans la section Étalonnage ou dans la section Ligne spectrale.

Gain complexe

Phase

Les fluctuations de phase sont causées par les variations de la quantité de vapeur d'eau précipitable (PWV) dans la troposphère, en fonction du temps et de la position dans le ciel. Cette variation agit comme une source supplémentaire de bruit de phase lors de l'observation à hautes fréquences. L'étalonnage de phase à hautes fréquences se résume à ces questions :

  • Puis-je utiliser l'auto-étalonnage ? Si votre source cible est forte (généralement 0,1 Jy sur une bande de fréquence de 1 GHz, bien que vous force pouvoir utiliser des sources un peu plus faibles), alors vous pouvez appliquer un auto-calibrage à la source, et il suffit d'observer le calibrateur toutes les 30 minutes à hautes fréquences.
      • Notez que l'auto-étalonnage peut introduire un décalage de la position de la source dans votre image finale. Normalement, ce n'est pas un problème grave. Mais si vous avez besoin d'une précision astrométrique élevée, l'auto-étalonnage peut ne pas être une option viable.
      • Si votre source contient un maser puissant, vous pouvez utiliser le maser lui-même pour l'auto-étalonnage.
      • Si vous ne pouvez pas utiliser l'auto-étalonnage :
        • Quelle doit être la distance entre le calibrateur et la cible ? A ces hautes fréquences, choisissez un calibrateur aussi proche que possible de votre source cible même s'il est plus faible par rapport à d'autres calibrateurs plus éloignés.
        • Quel est le temps de cycle nécessaire pour suivre les phases (on peut donc supprimer les variations) ? Cela dépend de la fréquence et de la configuration du réseau. Voir la sous-section Temps de cycle ci-dessous.

        Amplitude

        Les variations d'amplitude ont tendance à se produire sur des échelles de temps beaucoup plus grandes que la phase (minutes plutôt que secondes). En effet, contrairement à la phase qui varie en raison de la turbulence dans la troposphère, l'amplitude dépend principalement des variations de la colonne intégrée de vapeur d'eau précipitable (PWV) (c'est-à-dire l'opacité atmosphérique). PWV change avec l'altitude (vous regardez à travers plus de colonne d'eau à basse altitude qu'à haute altitude) et avec le temps, alors que les nuages ​​​​avec une teneur en eau variable se déplacent à travers le réseau. Les observations du calibreur de phase sont généralement adéquates pour calibrer également les variations d'amplitude. Étant donné que l'amplitude est moins variable que la phase, si vous avez un calibrateur de phase faible, vous souhaiterez peut-être faire la moyenne de plusieurs balayages de calibrateur de phase pour obtenir un S/B adéquat pour une solution d'amplitude précise. C'est rarement un problème à moins que le temps ne change très rapidement, auquel cas l'étalonnage global est susceptible d'être médiocre, peu importe ce que vous faites sur l'amplitude.

        Dans les cas limites, où vous pourriez être en mesure de récupérer certaines données prises dans des conditions météorologiques défavorables, faites attention au post-traitement et sachez que :

            • La décorrélation peut provoquer des variations d'amplitude dépendantes de la ligne de base
            • Les antennes avec des positions non affinées (par exemple, directement après le déplacement d'une antenne vers un nouveau coussin d'antenne) entraîneront des problèmes accrus dans des conditions nuageuses inégales car, si elles regardent à travers différentes colonnes d'eau, les corrections d'amplitude ne seront pas bien déterminées. Dans ce cas, il peut être préférable de ne pas inclure ces antennes dans la réduction des données.

            Pour plus de détails, reportez-vous à la section Étalonnage du gain complexe dans la section Étalonnage.

            Temps d'un cycle

            Pour plus d'informations sur l'étalonnage de phase rapide et l'interféromètre de phase atmosphérique (API), reportez-vous au VLA OSS. Vous trouverez plus de détails concernant les temps de cycle dans la section Cycles d'étalonnage de la section Étalonnage.

            Polarisation

            Des informations sur la polarisation, y compris les calibrateurs de polarisation les plus couramment utilisés, peuvent être trouvées dans les directives de polarimétrie.


            Variables

            Les commandes du télescope ont plusieurs variables que vous modifiez pour chaque commande. Si vous omettez une variable, le programme de contrôle utilisera la valeur par défaut. (Généralement 0.)

            Variable Objectif Valeur par défaut Unité Autre
            intégration=Aucun, définit l'heure de collecte du flux radio à partir de la source spécifiée Aucun=infini Mme 0 signifie qu'aucune donnée n'est collectée
            offsetx=(offx,unitoffx), définit un décalage en azimut pour pointer à côté des coordonnées données 0, 0, unitoffx au format 'd' pour les degrés peut être utilisé pour affiner le pointage
            offsety=(offy,unitoffy), définit un décalage en élévation pour pointer à côté des coordonnées données 0, 0, unitoffy au format 'd' pour les degrés peut être utilisé pour affiner le pointage
            velaz=Aucun, définit la vitesse à laquelle le télescope se déplace le long de l'axe d'azimut 'Schleichgang' 'Schleichgang' : lent, 'Eilgang' : rapide, 1 : 1°/sec la vitesse est calculée automatiquement pour les crosscans
            velel=Aucun, définit la vitesse à laquelle le télescope se déplace le long de l'axe d'élévation 'Schleichgang' 'Schleichgang' : lent, 'Eilgang' : rapide, 1 : 1°/sec la vitesse est calculée automatiquement pour les crosscans
            coorsys = 'J2000.0', précise en référence à quel moment les coordonnées ont été données 'J2000.0' 'J2000.0' OU 'B1950'
            lng = (l, unité), définit la position de longitude du télescope en coordonnées galactiques 0, 0, unitl avec le format 'd' pour les degrés
            br = (b, unitéb), définit la position de longitude du télescope en coordonnées galactiques 0, 0, unitb au format 'd' pour les degrés
            ra = (rec, unitrec), définit la position d'ascension droite du télescope en coordonnées équatoriales 0, 0, unitrec au format 'd' pour les degrés
            déc = (décl, unitédéc), définit la position de déclinaison du télescope en coordonnées équatoriales 0, 0, unitdec au format 'd' pour les degrés
            el = (posel, unitel), définit la position d'élévation du télescope en coordonnées locales 0, 0, unitel avec le format 'd' pour les degrés avec cette option le télescope ne tourne pas avec la rotation de la terre
            az = (posaz,unitaz), définit la position d'azimut du télescope en coordonnées locales 0, 0, unitaz au format 'd' pour les degrés avec cette option le télescope ne tourne pas avec la rotation de la terre
            messobjekt, spécifie vers quelle source pointer Rien noms recherchés dans le résolveur de noms CDS
            longueurx = (longueuraz,unitlenx), spécifie la distance à laquelle le télescope doit se déplacer en azimut pendant un balayage croisé 0, 0, unitoffx au format 'd' pour les degrés
            long = (long, uniteny), spécifie la distance à laquelle le télescope doit se déplacer en élévation pendant un balayage croisé 0, 0, unitoffy avec le format 'd' pour les degrés

            Le système de pointage Compact Array

            Pour mettre en œuvre cela, il existe des programmes et des fichiers journaux. Les programmes sont CATAG Dans sa version finale, il incorporera les sous-programmes PPLOAD et POINT_PROCESS.

            La référence à la mémoire globale est celle de PNTCOM, un ensemble global de données de pointage communes. Comme SACCOM et OBSCOM c'est une mémoire globale DEC FORTRAN, cependant elle n'est propagée que sur le nœud NOEL :: plutôt que sur l'ensemble du cluster. Cela signifie que les programmes qui l'utilisent doivent être exécutés sur ce nœud.

            Le code exécutable est conservé dans AT$RUN. S'il n'y a pas de copie, alors OBS$1:[CATAG.WORK] l'aura. Le code source des programmes est conservé dans OBS$1:[CATAG.CODE.REF] sous CMS pour les modules PNTCOM et CATAG. Les logiciels PNTCOM et CATAG disposent d'une documentation et de commentaires internes complets.

            Pour exécuter CATAG, utilisez $ run at$run:catag à partir d'une invite NOEL. CATAG doit être exécuté sur NOEL (Note des programmeurs : il doit également être lié sur NOEL, mais compilé sur LEON car NOEL n'a pas le compilateur et LEON n'a pas le commun global)). Au démarrage de CATAG, il sera demandé à l'utilisateur quelles FI doivent être utilisées pour les calculs de pointage. À l'exception du pointage de référence, la valeur par défaut (tous les FI) est correcte.

            Les fichiers de pointage global sont conservés dans : et sont transférés dans le fichier de paramètres « courant » à l'aide de CAIN. Les paramètres de pointage standby-ready-to-go sont conservés dans : et sont chargés à l'aide de CAIN. Le journal de toutes les solutions de pointage est conservé dans : Les solutions de pointage de référence individuelles ne sont pas actuellement enregistrées.

            Je vais maintenant décrire les différentes procédures utilisées dans les opérations de pointage de base.

            Remise à zéro du pointage

            Pointage grossier

            Pointage fin

            À la fin des observations, notez le dernier enregistrement PNTCOM dans lequel CATAG a écrit. Traiter ces données à l'aide de la procédure point_process Cela produit un fichier de style PPARAMS.DAT modifié, écrit dans params.dat, c'est-à-dire un seul P).
            Puis, sur xbones Puis, dans les caobs

            Ajout d'un fichier pparams au journal

            Se remettre d'une catastrophe

            Pointage de référence

            CATAG sélectionnera automatiquement le type de scan UPDATE et CAOBS fera automatiquement un motif de pointage dessus. Utilisez "point de consigne n" pour définir le nombre de cycles que CAOBS passe sur chaque décalage.

            À la fin du modèle, CATAG déterminera automatiquement les décalages, prendra une médiane, écrira un nouveau fichier AT$ACC:PPARAMS.DAT et TÉLÉCHARGERA LES RÉSULTATS SUR L'ACC.

            Si quelque chose ne va pas et que vous devez recharger les paramètres de pointage de référence locale vers l'ACC, répondez « non » à la case « Recharger les paramètres de pointage global ? » question dans CAIN.

            Si vous voulez vous débarrasser des corrections locales, vous répondez "oui" à cette question.

            NB : CATAG ne détecte pas quand vous n'avez plus besoin d'une solution locale. À ce stade, c'est à l'utilisateur (expert) de le déterminer.

            N'oubliez pas de recharger les paramètres globaux lorsque vous avez terminé.

            Le pointage de référence n'a été utilisé que quelques fois. Je serais très désireux d'être présent pour les premiers essais.