Praktikumsversuch: Radioteleskop

Praktikumsversuch: Radioteleskop
September 2013
Matthias Renker, A106 Tel. 4589
Dr. Axel Murk, A100, Tel. 8674
1
1
Einführung
Der Praktikumsversuch ”Radioteleskop” gibt eine Einführung in unterschiedliche Aspekte der Radioastronomie, ausgehend von technischen Grundlagen der Hochfrequenztechnik und der digitalen
Signalerfassung bis hin zu Beobachtungen und der Interpretation der Messdaten.
Das Instrument, im Folgenden mit NSRT (New Small Radio Telescope) abgekürzt, wurde vom
IAP gebaut indem das alte 4m Sonnen Radio Telescope auf dem ExWi umgebaut wurde. Es steht
gut sichtbar auf dem Dach des ExWi Gebäudes und kann von einem PC im Labor ferngesteuert
werden. Der empfindliche Empfänger des NSRT ist zum Beobachten von Kontinuumstrahlung und
von Spektrallinien bei 1.42 GHz ausgelegt, so dass sich mit ihm die wichtige ”21-cm Linie” von
interstellarem Wasserstoff untersuchen lässt. Anhand dieser Linie konnte bereits in den 50er Jahren
bei den ersten radioastronomischen Messungen die Rotation unserer Galaxie nachgewiesen werden
(Fig. 1).
Abbildung 1: Unsere Galaxie bei 1.4 GHz
2
Systembeschreibung
Im folgenden wird das NSRT kurz beschrieben – mehr technische Details befinden sich im Appendix. Das NSRT besteht aus einer parapolischen 4 m Antenne, welche im Fokus der Antenne den
Empfänger (Feedhorn) positioniert hat (Fig. 2). Das empfangene Signal wird durch ein Koaxialkabel ins Gebäude geführt wo die Prozessierung des Signals durchgeführt wird. Im folgenden wird
auf die einzelnen Verarbeitungsblöcke näher eingegangen.
Antenne: Die Winkelauflösung eines Radioteleskops wird durch die Grösse seiner Antenne und
der empfangene Wellenlänge bestimmt. Das NSRT hat einen parabolischen Reflektor mit 4 m
Durchmesser, der ursprünglich für die Erforschung und Beobachtung der Sonne in den 70er bis in die
90er Jahre verwendet wurde. Seine Ausrichtung lässt sich programmgesteuert einstellen, wodurch
sich unterschiedliche Himmels-objekte anvisieren oder 1D bzw. 2D Scans für Antennenmessungen
durchführen lassen.
In der Mitte der parabolischen Antennenschüssel ist eine zuschaltbare Rauschquelle angebracht,
mit der sich der Empfänger sehr einfach kalibrieren lässt. Nähere Angaben zur Kalibration des
NSRT befinden sich im Appendix.
Empfänger: Der Empfänger (Feedhorn) ist direkt im Fokus der Parabolantenne montiert. Ein
rauscharmer, breitbandiger Vorverstärker (LNA) verstärkt das empfangene Rauschsignal und filtert
es mit einem eingebauten Bandpassfilter in dem Bereich 1.37 – 1.47 GHz (Fig. 3). Das verstärkte
und bandbegrenzte Signal wird durch ein Koaxialkabel ins ExWi Gebäude geleitet. Die Speisung
2
Feedhorn LNA
(1370-1470 MHz)
12V
Koaxialkabel
Bandpass USRP
(1400-1427 MHz)
PC
Speisung
LNA
Im Gebäude
Abbildung 2: Blockschema des NSRT-Empfängers
des LNA mit 12V wird durch das Koaxialkabel (Abschirmung und Leiter) gewährleistet. Das Signal
wird nach dem Koaxialkabel in einen Bandpassfilter geleitet, mit welchem das Signal auf 1400-1427
MHz beschnitten wird.
Abbildung 3: Low Noise Amplifier (LNA) mounted onto the Feedhorn
Als letzte Stufe erreicht das Signal das Universal Software Radio Peripheral (USRP) und den
Steuer-PC (Fig. 4). Das USRP ist eine hardware Plattform welche durch einen host Computer
über einen ethernet link angesteuert werden kann. Damit lassen sich flexibe grosse Datenmengen
Signal-prozessieren. In unserem Falle führt das USRP, gesteuert durch einen Computer, eine “downconversion“ des vorverstärkten und gefilterten Signales mittels eines I/Q Mixers (see Appendix)
durch. Der in phase Signalanteil I und der phasen verschobene Anteil Q wird nachfolgend mit
einer Digitalisierung (ADC) mit f s = 100M Hz sampling rate abgetastet. Das runter gemischte,
digitalisierte Signal wird mit einem digitalen Tiefpassfilter nochmals beschnitten und dann durch
eine wählbare volle Zahl d = 4 − 512 dezimiert. Die resultierende sampling rate ergibt sich aus
3
f 0 s = f s/d. Das nun beschnittene, runter gemischte und gefilterte Signal wird über einen Ethernetlink an den PC weitergeleitet wo die Fast Fourier Transformation (FFT) des Signales durchgeführt
wird. Das Spektrum wird danach mit allen Rohdaten in einem ”hdf” Format gespeichert und kann
durch die bereitgestellte Matlab-Routine ausgelesen und durch den Studenten ausgewertet werden. Genaueres zu der Arbeitsweise des USRP kann in der Bachelorarbeit von Panos Stergiotis
oder direkt auf der Herstellerseite nachgelesen werden (siehe [2], [3]). Weitere Einzelheiten zu den
verwendeten Komponenten und der Matlab-Routine findet man im Appendix.
I/Q Mixer ADC
LO:1400MHz
100 MHz
sampling
lowpass
Filter
digital down
conversion
center freq.
25 MHz
FFT
freely selectable
decimation
USRP
PC
Abbildung 4: Blockschema der Funktion des USRP und PC’s
Software: Die Antenne und der Empfänger werden von einem PC aus über eine LabView Oberfläche angesteuert.
Abbildung 5: Start-screen NSRT-Labor-PC
Der Ablauf einer Beobachtung lässt sich interaktiv in der graphischen Benutzeroberfläche eingeben.
Eine detaillierte Anleitung dazu findet sich im Appendix unter NSRT User’s manual. Im NSRTLabor befindet sich der zum NSRT gehörende Praktikums PC. In Fig. 5 sieht man den Desktop
nach dem einloggen. Nach dem einloggen auf dem Labor-PC sollte folgende Reihenfolge zum starten
der NSRT-Infrastruktur eingehalten werden:
4
1. Power on (Icon ”switch SRT Power (in...” auf dem Desktop des Praktikums-PC). Einfach
doppelclicken, „login“ wählen und „ON“ betätigen. Damit schaltet man die ganze Anlage
(Motoren und PC) ein. Nachfolgend logout drücken.
2. Einige Minuten warten
3. Remote-Verbindung “SRT_PC.rdp“ doppelclicken. Dies bringt den Bildschirm des SteuerPC’s auf den Praktikums-PC.
4. SRT-main.vi sollte automatisch öffnen
5. Bevor das Teleskop bewegt werden kann, muss die Referenz für Azimut und Elevation des
Teleskop angefahren werden. Dazu drückt man den Knopf ”Telescope & Spectrometer” auf
dem SRT.vi. Danach wählt man ”Get reference” und drückt den Knopf “GO“. Bitte warten
Sie bis dir grüne Lampe “SRT Moving” erlischt.
Die Messdaten werden als hdf Fileformat auf dem Laufwerk ”srtmeasurements (
130.92.72.77)(S:) gespeichert. Normalerweise sollte dieses Laufwerk bereits auf dem Studenten-PC
gemounted sein.
Mit dem Matlab-file postprocess_N SRT.m (auf Desktop) lässt sich das hdf File einlesen und weiterverarbeiten oder als *.mat abspeichern um auf einem persönlichen Rechner weiterarbeiten zu
können (siehe auch C.5).
Zum abschalten des NSRT sollte folgende Reihenfolge eingehalten werden:
1. Teleskop in die Parkposition bringen
2. SRT-main.vi stoppen und ausschalten
3. Die Remote-Verbindung beenden.
4. Power off (Icon ”switch SRT Power (in...” auf dem Desktop des Praktikums-PC). Nach erneutem einloggen “off“ betätigen und ausloggen.
5
3
Versuchdurchführung:
3.1
Theoretische Aufgaben
1. Berechne die Winkelauflösung der NSRT Antenne für die Frequenzen der Wasserstofflinie
(1.42 GHz) und OH-Maser Linie (1.67 GHz) und erkläre den Unterschied. Literatur: Kapitel
6 in [10].
2. Was versteht man unter der Antennentemperatur? Welchen Wert kann man erwarten wenn
man das NSRT auf die Sonne ausrichtet, und durch welche Parameter wird dieser beeinflusst?
Quellen: Kapitel 3 und 8 in [10],
3. Was versteht man unter der Rauschtemperatur eines Empfängers, und welchen Einfluss hat
sie auf die Messgenauigkeit? Wie funktioniert die Kalibration beim NSRT, und welche Rolle
spielt dabei die Antennenelevation? Literatur: [12] und Kapitel 8 in [11].
4. Wie werden beim NSRT die Spektren ermittelt, und was bestimmt dabei die maximal beobachtbare Bandbreite und die Frequenzauflösung? Literatur: Kapitel 4.6 in [11]
5. Erkläre den Ursprung der Wasserstofflinie. Gibt es eine solche Linie in der Sonnenstrahlung?
Literatur: Kapitel 12 in [11]
6. Was versteht man unter der Dopplerverschiebung und welche Rolle spielt sie in der Astronomie? Was für Werte kann man bei der Wasserstofflinie erwarten? Kapitel 12 in [11]
6
3.2
Praktische Aufgaben
1. Machen Sie eine Elevations-Scan von Zenith bis zum Horizont mit vernünftig kleinen Schritten
und stellen Sie die Resultate in einem Zenith-Winkel/Amplituden-Plot dar. Interpretieren Sie
diesen Plot (bezugnehmend auf die theoretische Aufgabe 3).
2. Die Ausrichtung der Antenne muss durch Eingabe eines Offsets für Azimut und Elevation
korrigiert werden. Zu diesem Zweck werden 2D Scans über die Sonne ausgeführt und die
Offsets iterativ so lange angepasst bis die Sonne zentriert ist (zum Korrigieren des TeleskopPointings siehe C.4). Wie könnte man die Ausrichtung der Antenna auch noch überprüfen?
3. Um die Ortsauflösung der Antenne zu bestimmen sollen zwei Scans in Azimut- und ElevationsRichtung über die Sonne gemacht werden. Dazu muss die Antenne über einen Bereich von
< ±30◦ bewegt und die dabei gemessenen Werte speichert werden. Die Messdaten sollen
zusammen mit der aus ihnen ermittelten Halbwertsbreite graphisch dargestellt werden. Die
Messdaten sollen dann in Form eines Diagramm dargestellt werden (linear und log) und
daraus wird die Halbwertsbreite der Antenne ausgerechnet.
4. Nach der erfolgreichen Ausrichtung der Antenne soll eine Rauschtemperatur-Kalibrierung
durchgeführt werden sowie die System-Temperatur der Antenne gemessen werden. Dazu wird
die Antenna auf ein nicht aktives Gebiet des Himmels gerichtet, und die gemessene Amplitude
wird der Hintergrundstrahlung zugeordnet. Als zweites wird das Teleskop auf die Sonne gerichtet und durch Umrechnen des Sonnen-flux in eine Temperatur kann die RauschtemperaturKalibrierung durchgeführt werden. Unter folgendem Link finden Sie die Sonnen-flux Daten:
http://www.swpc.noaa.gov/ftpdir/lists/radio/7day_rad.txt
Zu beachten ist noch, das der Sonnendurchmesser kleiner als der Öffnungswinkel des Teleskops
ist und daher das Teleskop auch zum Teil die Hintergrundstrahlung misst. Daher muss der
Sonnendurchmesser (Tsonne ) mit dem Öffnungswinkel des Teleskops (T2.7K ) gefaltet werden.
5. Beobachtung der Wasserstofflinie an verschiedenen Orten unserer Galaxie. Neben den im
NSRT Steuerprogramm bereits vorgegebenen Objekten können auch andere Objekte beobachte werden. Dafür müssen aber die Bahndaten in einem speziellen Format (Assistenten
fragen) dem Programm übergeben werden.
6. Messung der galaktischen Rotationskurve mit Hilfe der Wasserstofflinie bei 1.420 GHz
Je nach Interesse und Zeit können noch zusätzliche Fragestellungen mit eher technischem oder
astronomischen Hintergrund untersucht werden. Genaue Angaben zu den folgenden Themengebieten erhält man beim Betreuer:
• Messung der radiometrischen Empfindlichkeit des NSRT und Vergleich mit dem theoretischen
Wert
• Messung der Apertur-Effizienz (mit Beamswitching und den Quellen Cygnus-X, Cas-A , dem
Mond oder der Sonne)
• Messung der Empfängerstabilität und Eichung
• Einfluss von ”man-made” Störungen (GSM Signal von der Basis-Station auf dem gegenüberliegenden Gebäude)
• Beobachtung von Sonneneruptionen (falls die Sonne aktiv ist)
• Messung der Beam-Effizienz mit der standard Wasserstofflinien-Kalibrierung (Verwendung
einer ausgedehnten Quelle für die Eichung
7
3.3
Vorbemerkungen und praktische Hinweise
• Bei starkem Wind oder aufziehendem Sturm die Antenne in die Parkposition fahren und die
Abschaltprozedur durchführen.
4
Einführende Literatur, gegliedert nach Themen
Die folgende Aufzählung soll dabei helfen, zu bestimmten Themengebieten die passende Literaturstellen zu finden. Ferner befindet sich eine allgemeine Einführung in die Radioastronomie im
Internet [9].
• Grundlagen der Radioastronomie: Kraus [10], Kap. 3
– Intensity, solid angle, flux density, black bodies
– Antenna temperature
– Noise - radiometer equation
• Radio Teleskope: Kraus [10] Kap. 6
– Antennas, angular resolution, antenna performance, beam patterns
– Aperture efficiency, beam efficiency
• Empfänger: Kraus [10], Kap. 7
– amplifiers, attenuators, mixers,
– sensitivity, calibration
• Spektroskopie: Rohlfs and Wilson [11] Kap. 4.6, 11, 13, 14)
– spectral line, continuum
– autocorrelation spectrometers, filter banks∗
• Eichung: Rohlfs and Wilson [11] Kap. 8
– atmospheric effects∗
– Gain calibration, measuring Tsys
– baseline subtraction in spectroscopy∗
Referenzen
[1] John Lillington. Slice and Dice Chunks of Radio Spectrum.
http://www.rfel.com/download/ [Online].
[2] Panos Stergiotis. Software for Using USRP as Host Based Narrowband FFT Spectrometer.
http://www.iap.unibe.ch/publications/download/3615/en/ [Online].
[3] Ettus LLC Homepage..
http://www.ettus.com [Online].
[4] Paul Wade. Septum Polarizers and Feeds, W1GHZ ©2003
http://www.w1ghz.org/antbook/conf/SEPTUM.pdf [Online].
[5] Axel Murk, course notes “Microwave Physics and Quasioptics Passive & Active Components”
∗
nicht nötig für die Praktikumsdurchführung
8
[6] ALMA MEMO #360 “Design of Sideband Separation SIS Mixer for 3 mm Band”
http://legacy.nrao.edu/alma/memos/html-memos/abstracts/abs360.html [Online].
[7] John
Lillington.
Slice
and
Dice
Chunks
of
Radio
Spectrum.
http://www.rfel.com/download/P04027-WSD0257_Slice_and_dice.pdf [Online].
[8] 21-cm Radio Astrophysics, MIT Department of Physics, August 2003; erhältlich bei Assistenten
[9] Radio Astronomy Tutorial http://www.haystack.mit.edu/edu/undergrad/materials/RA_tutorial.html
[10] J. D. Kraus
’Radio Astronomy’, McGraw-Hill, Inc., US. (ExWi-Bibliothek YMD 128 oder YMD 118)
[11] Rohlfs, K., and Wilson, T.L.
Tools of Radio Astronomy, 2nd ed., ENL, Springer-Verlag, New York, 1996. (ExWi-Bibliothek
YDF 202)
[12] Electronic Noise Calibrator for the Small Radio Telescope
http://web.mit.edu/8.13/www/calibrator_report.pdf
Weiterführende Literatur, erhältlich in der ExWi Bibliothek:
• Payne, J.M. Millimeter and Submillimeter Wavelength Radio Astronomy, Proceedings of the
IEEE, vol. 77, no. 7, July 1989, pp. 993-1017.
• Rawle, W.D. ”Backyard Range - Radio Astronomy at Saint Mary’s University”, Halifax,
Canada, IEEE Antennas and Propagation Magazine, vol.33, no.6, Dec. 1991, pp.63-5.
• Burke, B.F., and Graham-Smith, F. An Introduction to Radio Astronomy, Cambridge University Press, New York, 1996. (ExWi-Bibliothek YDF 203)
• Verschuur, G.L. and Kellermann, K.I. Galactic and Extragalactic Radio Astronomy, 2nd ed.,
Springer-Verlag, New York, 1988. ExWi-Signature (ExWi-Bibliothek YMD 127)
9
A
Acronym
Acronym
IAP
LO
FFT
LNA
USRP
RF
Pointing-Offset
B
Full Name
Institute for Applied Physics
Local oscillator for down-conversion
Fast Fourier Transformation
Low Noise Amplifier
Universal Software Radio Peripheral
Radio frequency
Optischer Achsen Fehler des Teleskop
The NSRT System
B.1
Antenna
The interface for reception of space signals is a 4 m parabolic antenna with f/D ratio of 0.332. The
receiving feed in the focus of the parapolic antenna dish is a choke design feed [4]. Onto the feed
a low noise amplifier is mounted to have the best possible performance. The aperture efficiency of
the antenna should be close to 60% (or 50% when the feed and feed support blockage is taken into
account.) so that the antenna temperature (TA ) in degrees K is given by:
TA =
F Aη
,
2k
where
A = area of the reflector [m2 ]
F = radio source flux density in [W m−2 Hz −1 ]
η = aperture efficiency of approx. 0.5
k = Boltzmann’s constant 1.38 · 10−23 [W Hz −1 K −1 ]
B.2
Low Noise Amplifier (LNA)
The Cavity LNA for 1420 MHz SETI used in the NSRT is produced by http://www.hb9bbd.ch.
The LNA has been designed for small signal applications, primarily EME and SETI. It provides a
nominal 40dB gain and a Noise Figure between 0.15 and 0.2 dB.
B.3
Digitale Signal Prozessieren im USRP2 und “down-conversion“
Das USRP2 besitzt ein ”daughterboard“ um das empfangene, vorverstärkte Signal für den analogdigital Wandler auf eine tiefere Frequenz runter zu mischen (siehe Fig: 6(a)).
Im folgenden in Kürze die Funktionsweise des DBSRX daughterboard:
1. Das empfangene, analoge RF Signal wird durch ein LNA um 17dB verstärkt. Diese Verstärkung ist fix und kann nicht verändert werden2. Im hell-gelb hinterlegten Teil (siehe Fig. 6(a)) wird durch einen sogenannten I/Q Mixer das
analoge Signal runter-gemischt und in ein Signal ”in-phase“ und in ein ”quadrature Signal“
aufgespalten in dem der vom USRP2 gesteuerte lokale Oszillator (LO) einmal in Phase und
einmal mit einer phasenverschiebung von π/2 mit dem RF Signal in einer nichtlinearen Schottky Diode gemischt wird (es entstehen Signale mit der Summe RF + LO und der Differenz
LO - RF (LSB) and RF - LO (USB) siehe 6(b)).
3. Nachfolgend wird das runter-gemischte I/Q Signal wieder mit einem durch das USRP2 steuerbaren Verstärkt geführt und nachfolgend durch ein Tiefpassfilter beschnitten um das raufgemischten Signale (RF + LO) auszufiltern.
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(a) Simplified block diagram of the DBSRX daughterboard
(b) RF down-conversion by mixing with LO (source [5])
Abbildung 6: Schematic of down-conversion and I/Q mixing
In unserm Fall ist die LO-Frequenz standardmässig auf 1400 MHz (”CarrierFrequency“) eingestellt,
kann aber durch den Benutzer auch verändert werden. Zu beachten ist aber, dass keine LO-Frequenz
gewählt wird, bei der das Signal sowieso durch den vorgehenden Filter (1400-1427 MHz) gefiltert
wird.
Nach dem runtermischen des RF Signals im DBSRX daughterboard in einem frei programmierbaren FPGA im USRP2 wird das Signal digitalisiert. Im Folgenden werden die wichtigsten Schritte
aufgezeigt:
1. Das runtergemischte RF Signal aus dem DBSRX wird nun mit einer ”sampling rate” fs =
100 MHz digitalisiert.
2. Die zwei digitalisierten I und Q Kanäle werden in je zwei gleiche Signale geteilt.
3. Nun werden die vier Kanäle mittels eines CORDIC “fast numerical oscillator” Algorithmus so
gemischt, dass das oberes Seitenband (USB) auf dem Kanal I und das untere Seitenband (LSB)
auf dem Kanal Q zusammengeführt wird (siehe dazu auch die nachfolgende Beschreibung eines
“normalen” I/Q Mischers).
4. Nun werden das USB und LSB Signal nochmals mit einem digitalen Tiefpassfilter beschnitten
und nachfolgend mit einer frei wählbaren Dezimierung d prozessiert. Dabei gilt f 00 = f s/d.
Dabei gilt, dass 4 ≤ d ≥ 512 wobei d ein vielfaches von 4 sein muss.
11
5. Die USB und LSB Signale werden nun noch durch ein Cascaded-Integrator-Comb-Filter (CICFilter) geführt.
6. Als letztes werden die Signale über eine Gigabit ethernet Verbindung an eine PC geschickt
wo die Fast Fourier Transformation (FFT) durchgeführt wird
Der Vorteil einer solchen I/Q Demodulation liegt in der Möglichkeit Fehler, die durch Nichtlinearitäten oder Phasenverschiebungen im Hochfrequenzteil entstehen, korrigieren zu können.
Abbildung 7: Overview showing the digital signal processing taking place in the FPGA of the
USRP2: After down conversion, the signal is low-pass filtered and decimated. Adapted from [7].
B.4
I/Q Mixer
In an I/Q mixer (see Fig. 8) the incoming Radio Frequency (RF: signal to be examined) is split
into two equal signal channels by a power splitter element. By mixing the split RF signal with a
known LO frequency through a nonlinear Schottky diode we get the sum of the RF + LO and the
difference of the LO - RF (LSB) and RF - LO (USB) down converted to intermediate frequency
(IF) (see Fig. 6(b)). The up-converted signals will be filter out by applying a appropriate filter.
The specialty of the I/Q mixer is that one branch of the split RF signal is down-converted with
an LO frequency shifted in phase by π/2. By adding an Hybrid-element afterwards we get on one
branch the Lower Sideband (LSB) and on the other branch the Upper Sideband (USB) because
the opposite sidebands get canceled out through the two phase shifts in the LO and the Hybrid.
The I summand is called “in-phase signal“, the Q summand is called ”quadrature signal“. The LO
can in most applications be tuned by a certain amount to cover different parts of a spectra. This
means the RF signal is represented by complex numbers down-converted to a lower frequency.
12
Abbildung 8: Block diagram of the sideband separation I/Q mixer. The crossed out items at the
hybrid outputs are the rejected sidebands (source [6]).
13
C
C.1
NSRT User’s manual
Erste Schritte mit der NSRT LABVIEW Oberfläche
Die Steuersoftware, basierend auf LabView, befindet sich auf dem SRT-West PC (130.92.72.77).
Dieser PC steuert das Teleskop und berechnet die Fast Fourier Transformation (FFT) der gemessenen Spektren. Nach dem die Remote-Verbindung vom Praktikums-PC hergestellt ist startet die
Steueroberfläche automatisch (SRT-main.vi and SRT.vi see Fig. 9). Durch klicken der “run” Taste
oben links im LABVIEW Menü wird die Steuersoftware gestartet.
Abbildung 9: NSRT Übersichts-Oberfläche
Im SRT.vi Fenster lässt sich auswählen ob man eine Messung durchführen möchte oder das Teleskop
bewegen oder mit der “Noise diode” kalibrieren möchte.
C.2
Mit dem Teleskop eine Messung durchführen
Nach dem Auswählen “Measurement im SRT.vi erscheint ein Auswahl Dialog ”Choose the Objects
Library“. Durch klicken ”Default Library“ wird die Standard Objekt-Datenbank eingelesen. Hier
kann auch eine eigene Himmelskörper-Datenliste vom Student eingelesen werden, wobei darauf zu
achten ist, dass die richtigen Einheiten verwendet werden (Betreuer fragen). Es erscheint nun die
Oberfläche “USRP setup dialog.vi” (see Fig. 10(a)). Durch klicken auf die Schaltfläche “Push to
do some settings...” ergibt sich die Möglichkeit, Änderungen am USRP2 durchzuführen bevor die
Messung gestartet wird. Dabei lässt sich z.B die Bandbreite verkleinern, um bei einer Punktmessung
eines Objektes eine möglichst gute Auflösung zu erhalten. Nach dem Abschliessen von den USRP2
Einstellung erscheint die Abfrage, unter welchem Namen die Messdaten gespeichert werden sollen
10(b). Danach wird das Fenster geschlossen und man kann live die Messung als unkalibriertes
Spektrum oder als Wasserfall Diagramm beobachten. Falls eine Messung abgebrochen werden soll
14
kann man auf dein Balken “Finish” oben im Fenster klicken wobei der laufende Zyklus abgewartet
wird bevor die Messung abgebrochen wird.
(a) ”Measurement” Oberfläche
(b) Objekt save Dialog
Abbildung 10: Beobachtungs-Oberfläche des Teleskops
Sobald keine Messungen mehr durchgeführt wird, sollte das Teleskop in die Parkposition gebracht
werden (Menu: Telescope & Spectrometer) und die Abschalt-Prozedur durchgeführt werden.
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C.3
Kalibrieren und bewegen des Teleskop
Durch anwählen des Menu-Fenster “Menu: Telescope & Spectrometer” im SRT.vi wird die Oberfläche 11 gestartet. In diesem Menü können folgende Einstellung gewählt werden:
• “Get referenz”: das Teleskop fährt den Referenzpunkt an
• “Go to position”: das Teleskop fährt einen beliebigen Punkt am Himmel an
• “Go to park position”: das Teleskop fährt in die Parkposition
• “Set referenz point”: hier können die Referenzwerte geändert werden
• Noise Diode ein und ausschalten
• Bandbreite des Spektrometer ändern (< 4 [MHz]) (default: 2M)
• LO Frequenz des Spektrometer ändern (default: 1.4204G)
• Gain des Spektrometer ändern (0-80) (default: 80)
• N_FFT ändert die Anzahl Kanäle des Spektrometer (512 oder 1024) (default: 512)
• Window ändert die Windowing-funktion vor der FFT (default: Hanning)
• t_int_ms ändert die Integrationszeit sowie N_AVR (default: 1000)
Durch anwählen von “Go to park position” wird das Teleskop in die Parkposition gefahren. Dies
sollte immer gemacht werden, sobald das Teleskop nicht gebraucht wird oder ein Unwetter sich
naht. Im weiteren kann eine beliebige Position am Himmel angefahren werden um mal nur zu
schauen oder aber um eine Kalibration mit der Noise-Diode durchzuführen. Um einen Kalibration
durchzuführen sei hier auf das Dokument [12] verwiesen.
Abbildung 11: Menü für die Kalibration und zum Bewegen des Teleskopes.
16
C.4
Pointing Korrektur des Teleskops
Nach erfolgtem Sonnen-scannen kann der Pointing-Offset des Teleskop errechnet werden. Um das
Pointing des Teleskops ändern zu können, sollte folgende Vorgehensweise gewählt werden:
• Gehen Sie in das Menü ”Telescope & Spectrometer” und wählen Sie ”Get reference” und
drücken Sie den Knopf “GO“. Das Teleskop wird nun die Referenz anfahren.
• Schreiben Sie sich die Azimuth und Elevation Werte auf, die nach der korrekten Referenzierung angezeigt werden. (zB. 50 und 1)
• Nach erfolgter Referenzierung wählen Sie ”set reference point“ und und geben Sie die korrigierten Referenzwerte ein und drücken Sie den Knopf ”GO“.
• Verlassen Sie das Menü durch drücken von ”Done“.
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C.5
“Postprocess_NSRT.m” Matlab Routine
Hier wird die Postprozess-Routine “postprocess_NSRT.m“ erläutert. Wenn man der “postprocess_NSRT.m“ Routine einen Pfad einer Messung im hdf Format übergibt wird die Array Struktur y ausgegeben. Diese Struktur kann mit dem Befehl save(’filename.mat’,’y’) gespeichert werden.
Wenn Sie lieber Ihre Auswertung mit Mathematica durchführen, kann das gespeicherte .mat-file in
Mathematica importiert werden.
In der unterstehenden Tabelle wird auf die Array
y.Data.Positioning
y.Data.Positioning.ObjectPosition
y.Data.Positioning.ObjectOffset
y.Data.Positioning.TrueMeasurementPosition
y.Data.Positioning.TrueTime
y.Data.Spectrometer
y.Data.Spectrometer.IQRate
y.Data.Spectrometer.CarrierFrequency
y.Data.Spectrometer.Gain
y.Data.Spectrometer.BasebandPowerSpectrum
y.Data.Spectrometer.N_FFT
y.Data.Spectrometer.N_AVG
y.Data.Spectrometer.Window
y.Data.Spectrometer.t_int_ms
y.Header
y.Header.ReferenceName
y.Header.NormalVectorScan
y.Header.SingleMeasIntegrationTime_ms
y.Header.Mode
y.Header.MeasurementStart
y.Header.ReferenceNumber
y.Header.ReferenceKind
y.Header.CenterH
y.Header.CenterV
y.Header.year
y.Header.days
y.Header.sec
Struktur y näher eingegangen:
Positionierungs Daten des Teleskopes
Azimuth und Elevations Vektoren des Objektes
Horizontaler & Vertikaler Offset zum Objekt
Azimuth und Elevations Vektoren des Teleskop
LABVIEW Timestamp beginnt 1.1.1904 00:00:00:000 UTC
Alle Spektrometer Werte
Bandbreite [Hz] (< 4 [MHz])
I/Q RF-LO [Hz] (siehe B.4 und 6)
Verstärkung des I/Q mixers (0-80) (siehe B.3)
Power Spektrum
Anzahl Kanäle (512 oder 1024)
Anzahl der gemittelten Spektren (abhängig von t_int_ms)
0: Rectangle, 1: Hanning 2: Hamming 3: Blackman-Harris
Integrationszeit [ms]
Instrumenten Daten
Objekt Name
LABVIEW Scan Eingabe Horizontal & Vertikal
Integrationszeit [ms]
[-]
Startzeit der Beobachtung in LABVIEW Timestamp
Objekt Nummer in Liste
”geostationary”, ”galaxy”, “moon“, “sun“, ”planet”, “star”
Horizontaler Offset zum Objekt Zentrum
Vertikaler Offset zum Objekt Zentrum
Jahr
Tage
Sekunden
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C.6
Eingabe eines neuen Objektes
Falls Sie ein Objekt messen möchten, welches nicht in der Standard Bibliothek vorhanden ist,
müssen folgende Konventionen eingehalten werden.
• Labview erwartet das gleiche Eingabeformat wie unten am Stern-Beispiel “Altair“ dargestellt
wird.
• Für ein extragalaktisches Objekt müssen die Parameter ”proper motions”, ”parallax” und
”radial velocity“ auf 0 gesetzt werden.
Das folgende Eingabe-Beispiel ist der Stern ”Altair” innerhalb unserer Galaxy:
GUIName;kind;tname;ram;decm;pmra;pmdec;paralax;radvel
Altair;star;altair;19.8463894440;8.8683416670;3.6290;38.6300;0.1981;-26.30
Parameter
GUIName
kind
tname
ram
decm
pmra
pmdec
paralax
radvel
Beschreibung
GUI Object name
geostationary, galaxy, moon, sun, planet, star
Object name
J2000 right ascension
J2000 declination
J2000 proper motion in right ascension
J2000 proper motion in declination
parallax
radial velocity
19
Einheit
[-]
[-]
[-]
[hours]
[degrees]
[seconds/Julian century]
[arcseconds/Julian century]
[arcseconds]
[kilometers/second]