Leighton Radio Telescopes - Leighton Radio Telescopes

Leighton Rádiové dalekohledy jsou 10,4 metrů parabolické antény navrhl Robert B. Leighton v 70. letech, které byly vyrobeny na Caltech kampus během sedmdesátých a osmdesátých let. Povrchy dalekohledu dosáhly přesnosti 10 mikronů RMS, což umožňovalo pozorování v pásmech milimetrů a submilimetrů. Celkem bylo vyrobeno osm z těchto dalekohledů. Byly použity jako šest prvků Radiová observatoř Owens Valley (OVRO) milimetrový interferometr v Kalifornie, a jako jednotlivé dalekohledy na Caltech Submillimeter Observatory v Havaj a Raman Research Institute (RRI) ve společnosti Bangalore, Indie. Na jaře roku 2005 bylo přesunuto šest Leightonových dalekohledů v Owens Valley[1] na vysokohorské místo v Bílé hory tvořit jádro CARMA řada 25 dalekohledů. Pole CARMA bylo vyřazeno z provozu v roce 2015, kdy byly Leightonovy dalekohledy přesunuty zpět do OVRO, kde jsou nyní obnovovány pro různé projekty včetně Pathfinder s mapováním CO (COMAP)[2] (obrazové pole o velikosti 19 pixelů), Event Horizon Telescope (EHT) a různé projekty detekce přechodných jevů.

Počátky

V roce 1973 Robert Leighton navrhl NSF, aby postavil čtyři parabolické antény o průměru 10,4 metru. Tři z antén měly být použity jako interferometr o vlnách mm, který měl být umístěn v OVRO, a čtvrtá měla být použita jako jediný submilimetrový dalekohled ve vysokohorském areálu. Návrh byl schválen (AST 73-04908) a celkové financování činilo 477 700 USD.[3]

Schéma montáže dalekohledu

The Mount

Dalekohledy mají altazimuth držák vidlice. Osa azimutu je obrácený kruhový kužel, jehož vrchol je podporován a axiální ložisko. Válečková ložiska sledovače vaček namontovaná kolem horní části základny tlačí proti horní části obráceného kuželu, aby dokončila omezení osy azimutu. Na konci azimutového axiálního ložiska je kabelový obal pro signální a napájecí vedení. Na vrcholu kužele je azimutová plošina, která podporuje dvě elevační ložiska. Sklopná plošina, která nese primární reflektor, je ve výšce poháněna rotujícím kuličkovým šroubem.

Azimutová platforma je dostatečně velká, aby na ní mohlo pracovat několik lidí. Je v něm také malá místnost s kabinou napravo od pravého výškového ložiska, ve kterém je umístěno Nasmythovo zaměření rádiové přijímače (obvykle SIS přijímače). V bočním kabině je také umístěna elektronika pro kodéry os, HLE & LI systémy a tiltmeters spolu s řídicím počítačem antény.

Tři motory pohánějí dalekohled, dva v azimutu a jeden v nadmořské výšce. Mezi azimutovými motory je udržováno vyrovnání napájecího napětí, aby se zabránilo vůli při jízdě s ozubeným kolem o průměru 1,74 metru. Dalekohledy se mohou otáčet rychlostí 40 stupňů za minutu.

Optika

10,4 m primární zrcadlo má 0,4 ohniskový poměr. Hyperboloidní sekundární zrcadlo má průměr 0,606 metrů a směruje světlo buď na a Cassegrain zaměření nebo a Nasmythovo zaměření, v závislosti na tom, zda je či není přítomno terciární zrcadlo. Dalekohled má efektivní ohniskový poměr 12,4 v zaostření Cassegrain, které je umístěno v průsečíku os azimutu a elevace.[4]

Miska

Nahoře: Leightonova mísa při pohledu shora. Šestiúhelníkové povrchové desky jsou podepřeny prostorovým rámem, který se při pohledu podél optické osy jeví jako rovnostranné trojúhelníky. Dole: Průřez rámové konstrukce nosného prostoru překlenující body označené A na horním obrázku.

Primární zrcadlo, obvykle nazývané parabola, se skládá z 84 panelů, které jsou při projekci na rovinu clony šestihranné (miska RRI měla 81 panelů). Každý panel má průměr přibližně 1,15 metru. Panel, který by obkládal střed misky, chybí, což poskytuje otvor potřebný pro Cassegrain a Nasmyth focii. Panely blízko okraje misky jsou nepravidelně tvarované a v některých případech větší než nominální velikost, aby bylo možné obkládat kruhový otvor bez nutnosti použití velmi malých panelů. Zrcadlo je z 92% homologní a zachovává si téměř parabolický tvar, přičemž se mění pouze ohnisko, když se zrcadlo deformuje vlivem gravitace při změně výšky dalekohledu. Odchylky od homologie jsou menší než 17 mikronů RMS v celém výškovém rozsahu dalekohledu. Tyto změny zaostření jsou kompenzovány pohybem sekundárního zrcadla laterálně a podél optické osy.

Strojní zařízení používané k tvarování primárního reflektoru.

Jedinečnou vlastností dalekohledů Leighton je, že primární část je vyrobena jako jediný přesný povrch o průměru 10,4 m, nikoli jako individuálně opracované panely. Misky jsou vyrobeny z lehkého (15 kg / m³) hliníkového voštinového materiálu se svislými kanály. Aby se dosáhlo parabolického tvaru reflektoru, byly panely sestaveny na vrcholu stejné ocelové trubky vesmírný rám který bude podporovat panely na nasazeném dalekohledu. Prostorový rám byl namontován na vzduchovém ložisku obklopujícím centrální stožár. Paže vyčnívající z centrálního stožáru, který měl na spodní straně parabolickou stopu. Parabolická stopa byla formována laserovým metrologickým systémem, který využíval skutečnosti, že parabola je místo bodů ve stejné vzdálenosti od ohniska a přímé linie. Directrix byla v tomto případě horní strana paže. Poté, co byla vytvořena parabolická stopa, se po trati pohyboval řezací nástroj a řezal voštinové panely, když se talíř otáčel na vzduchovém ložisku. Poté, co byly voštinové panely nařezány do správného parabolického tvaru, byl na každý panel nanesen hliníkový povrch, který poskytl odrazný povrch misky.[5]

Plně smontovaný Leighton Dish byl přesunut do CARMA[1]
Jedno z jídel Leighton, které se jezdí po horské silnici, přes štěrbinový kaňon, na cestě z OVRO do areálu CARMA v červnu 2015 [1]

Prostorový rám je vyroben z ocelových trubek menších než 1,5 m, které mají na každém konci otvory pro zasunutí kolíků. Vzdálenost mezi otvory je dosažena s přesností 10 mikronů. Jedna osoba může sestavit prostorový rám na vzduchovém ložisku za několik dní. Tento koncept byl vyvinut jako součást studie o tom, jak mohou astronauti ve vesmíru sestavit velký dalekohled. Přesný spojovací kolík také umožnil provést přesnou analýzu konečných prvků (FEA) pomocí počítačů dostupných v 70. letech. To umožnilo iteraci průřezů návrhových trubek, aby se zlepšil výkon homologie. Během obrábění povrchu byl prostorový rám kinematicky podepřen na třech primárních bodech. Prostorový rám spojovacího kolíku byl navržen tak, aby umožňoval demontáž misky včetně panelů po výrobě na velké části (obvykle tři) a transport do místo pozorování, aniž by došlo k výraznému zhoršení optické kvality paraboly. Primární je umístěn na sklápěcí platformu podporovanou ve stejných třech primárních podpůrných bodech, aniž by představoval nová napětí. K výklopné plošině je připevněno dalších šest bodů, které přenášejí tuhost výklopné plošiny na vesmírný rám. V dalších šesti upevňovacích bodech se používají podložky, které zajišťují, že při pohledu zenitu nezatěžují vesmírný rám. Toto je kritická součást úspěchu montáže primárního reflektoru na sklápěcí plošinu a byla využívána při přemisťování dalekohledů na vysokohorské stanoviště CARMA a zpět do údolí.

Všechna jídla, kromě té na dalekohledu RRI, byla vyrobena v budově Synchrotron poblíž jihovýchodního rohu kampusu Caltech; budova, která byla postavena pro vybavení potřebné k vyleštění Dalekohled Hale 200 palcové zrcadlo téměř o půl století dříve. Miska a držák pro dalekohled RRI byly vyrobeny na National Aerospace Laboratories, přičemž finální montáž byla provedena v knihovně RRI.

Rozvinutí

Antény OVRO Millimeter Array zobrazené s kalifornskými horami Sierra Nevada v pozadí

První tři dalekohledy byly nasazeny v OVRO k testování jako interferometr milimetrových vln. Poté, co bylo v roce 1985 vyčleněno počáteční pole tří prvků, byly do pole přidány další tři antény, aby vznikl interferometr se šesti prvky. Na výrobu druhé sady tří antén OVRO dohlížel David Woody po odchodu Roberta Leightona do důchodu. Pět ze šesti antén OVRO bylo financováno NSF a nadace Kennetha a Eileen Norrisové zaplatila za šestou, která byla věnována v roce 1996. V roce 2005 bylo těchto šest dalekohledů přesunuto do Cedar Flat v Pohoří Inyo Kalifornie a přidal se k CARMA pole. Pole CARMA ukončilo provoz v roce 2015 a šest dalekohledů Leighton bylo přesunuto zpět do OVRO pro skladování.[6] Jedna z těchto šesti antén se nyní používá jako dalekohled CO Mapping Array Pathfinder.

Leightonova miska s nejpřesnějším povrchem byla použita pro observatoř Caltech Submillimeter Observatory

Leightonův dalekohled s nejpřesnějším povrchem (10 mikronů RMS) byl odeslán do Mauna Kea na Havaji a stal se Caltech Submillimeter Observatory. Tento dalekohled byl pojmenován „Leightonův dalekohled“ po smrti Roberta Leightona v roce 1997. Unikátní mezi Leightonovými dalekohledy měla tato jednotka aktivní kontrolu nad povrchem pomocí topných prvků přidaných k distančním kolíkům podporujícím povrchové panely.[7]

Dalekohled ve stylu Leighton ve výzkumném ústavu Raman. Šedá budova nalevo obsahovala velín dalekohledu.

Další dalekohled Leighton byl umístěn v Indii ve výzkumném ústavu Raman. Ačkoli poměrně úzce sledoval design Leighton, liší se od všech ostatních, protože byl kompletně vyroben a sestaven v Indii. Byl to také jediný dalekohled Leighton, který používal přijímače s primárním ohniskem (kromě přijímačů na druhém focii). Dalekohled byl umístěn na vrcholu budovy, ve které byla umístěna elektronika IF systému a spektrometry filtrační banky. Provoz začal v roce 1988 pozorováním SiO maser emise na 86 GHz z Typ Mira proměnné hvězdy.[8] V roce 1993 byla jeho povrchová přesnost údajně 120 mikronů RMS.[9] Do roku 2009 se povrch zhoršil; holografická měření na 12 GHz ukázala, že povrch měl přesnost RMS 350 mikronů, ale povrch stále umožňoval pozorování při frekvencích až 43 GHz s 50% účinností clony.[10] Dalekohled byl vyřazen z provozu kolem roku 2012.

Viz také

Reference

  1. ^ A b C Catha, Morgan. „Leighton 10 Meter Antenna Move to OVRO from CARMA Site - 30. června 2015“. Youtube. Citováno 10. listopadu 2020.
  2. ^ Cleary, Kieran; Bigot-Sazy, Marie-Anne; Chung, Dongwoo; Church, Sarah E .; Dickinson, Clive; Eriksen, Hans; Gaier, Todd; Goldsmith, Paul; Gundersen, Joshua O .; Harper, Stuart; Harris, Andrew I .; Lamb, James; Li, Tony; Munroe, Ryan; Pearson, Timothy J .; Readhead, Anthony C. S .; Wechsler, Risa H .; Ingunn, Kathrine Wehus; Woody, David (leden 2016). „Pole mapování pole Pathfinder (COMAP)“. Zasedání abstraktů americké astronomické společnosti. 227: 426. Bibcode:2016AAS ... 22742606C. Citováno 1. listopadu 2020.
  3. ^ Leighton, Robert B. „Závěrečná technická zpráva“ (PDF). Knihovna Caltech. Citováno 31. října 2020.
  4. ^ Serabyn, E. „Memorandum o optice CSO č. 4: Reléová optika Cassegrain pro sekundární sekání CSO“ (PDF). CSO. CSO. Citováno 3. listopadu 2020.
  5. ^ Woody, David; Vail, David; Schaal, Walter (květen 1994). „Design, Construction, and Performance of the Leighton 10.4-m-Diameter Radio Telescopes“. Sborník IEEE. 82 (5): 673–786. doi:10.1109/5.284734.
  6. ^ "Historie OVRO". Caltech. Citováno 1. listopadu 2020.
  7. ^ Leong, Melanie; Peng, Ruisheng; Yoshida, Hiroshige; Chamberlin, Richard; Phillips, Thomas G. (2009). Submilimetrová astrofyzika a technologie: Sympozium na počest Thomase G. Phillipsa. Vol 417: ASP Conference Series. str. 131–135. ISBN  978-1-58381-714-8. Citováno 30. října 2020.CS1 maint: umístění (odkaz)
  8. ^ Patel, Nimesh A .; Joseph, Antony; Ganesan, R. (září 1992). „Emise maséru SiO a vnitřní vlastnosti proměnných Mira“. Journal of Astrophysics and Astronomy. 13: 241–265. doi:10.1007 / BF02702293. Citováno 10. listopadu 2020.
  9. ^ Sridharan, T. K. (1993). „Teleskop RRI 10,4 milimetrových vln“. Býk. Ast. Soc. Indie. 21: 339–345. Citováno 1. listopadu 2020.
  10. ^ Balasubramanyam, Ramesh; Venkates, Suresh; Raju, Sharath B. (2009). „Radiologické holografické měření povrchu dalekohledu RRI 10,4 m 12 GHz“ (PDF). Série konferencí ASP. LFRU: 434–437.

Externí odkazy

Pathfinder s mapováním CO