Sterrekunde

Waarom is die ADMA-ontvangers se ADC's slegs 3-bis?

Waarom is die ADMA-ontvangers se ADC's slegs 3-bis?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

hierbo: Tabel 1 uit Prestasiehoogtepunte van die ALMA-korrelators

Die ALMA-ontvangers gebruik 3-bis ADC's vir 'n toepassing met 'n hoë dinamiese omvang wat baie fyner kwantisering benodig om iets nuttigs te kry.

Toe vind ek hierdie sinne binne die abstrakte van die ADC-bitgetal en die benodigde insetkrag, in nuwe radio-astronomiese toepassings:

Abstract - Tot dusver is radiosterrekundige waarnemings tot dusver in beskermde frekwensiebande uitgevoer, wat deur ITU vir wetenskaplike doeleindes gereserveer is. Dit beteken dat, ideaal gesproke, slegs die versterkte ekwivalente stelselgeruis aan die einde van die ontvangerketting (dws die ADC-invoer) aanwesig is. Dus, gewoonlik is slegs 'n paar stukkies nodig om die sein te beskryf (VLBI-seine word met slegs 2 stukkies gedigitaliseer), maar vandag wil sterrekundiges studeer om meer sensitiwiteit te kry en met vrymoedigheid waar te neem waar niemand voorheen waargeneem het nie. die radio lug selfs buite die beskermde bande ...

En ek het selfs 'n 1-bit ADC gevind in prestasiemetings van 8-Gsps 1-bit ADC's wat ontwikkel is vir Wideband Radio Astronomiese waarnemings.

Ek dink ek mis net iets voor die hand liggend, maar ek kan nie verstaan ​​hoe 'n meting wat 'n hoë dinamiese omvang vereis, verkry word deur ADC's met 'n paar bisse te gebruik nie.

wysig: Is dit moontlik dat die werklike omskakeling van analoog na digitaal met 'n baie hoër presisie gedoen word as wat die aantal bisse voorstel?


Die resolusie van ADC's hou omgekeerd verband met hul omskakelingstyd. Om meer stukkies te kry, moet die sein deur meer stroombane beweeg, wat tyd neem. Dit is die rede waarom u die klank-ADC's van hoogstaande gehalte met 18 of 20 bis-resolusie kan hê, wat op frekwensies in kHz wissel, wat beteken dat elke omskakeling enkele millisekondes kan duur. By 4GS / s het u slegs 250 pikosekondes tot u beskikking, dus u kan slegs 3 bisse (en slegs 1 bit teen 8GS / s) kry.

hoe word 'n meting wat 'n hoë dinamiese omvang vereis deur gebruik te maak van 'n paar bis-ADC's?

Dit hang af van die aard van die meting, maar die tipiese oplossing is om opeenvolgende metings te doen en die gemiddelde te bereken.


Intuïtief beskou jy kwantisering as iets wat inligting weggooi. Uiteindelik kan dit waar wees, maar dit is nie 'n nuttige manier om daarna te kyk nie. Dink andersom, kwantisering voeg by 'n foutsein. As u weet hoe hierdie foutsein lyk, gee dit u die geleentheid om te analiseer hoe die digitale verwerking die fout transformeer en of dit die gewenste sein belemmer (en hoeveel die steuring sal wees).

ALMA is 'n gefaseerde skikking, dit kry sy akkuraatheid uit die korrelasie van fases as meerdere ontvangers (eweneens fase is tipies belangriker as amplitude in onlangse modulasieskemas). Die foutfunksie vir fase is gewoonlik 'n saagtand, aangesien die fase (van 'n teoretiese skoon sein) draai. Hoe die funksie presies lyk en wat die fundamentele frekwensie is, hang af van die eienskappe van die ADC (en soms van AGC-instellings). Die foutseinfrekwensie sal n keer die ontvangsfrekwensie wees, n = 12 of n = 8 is tipiese waardes. Ek sal die besonderhede van ALMA moet ondersoek, ek ken dit nie.

Oorweeg nou hoe hierdie foutfunksie gemonster word. Daar is geen manier om dit te verswak voor die steekproefneming nie; dus word aliasbeelde van harmonieke van hierdie saagtand in u digitale data beland. U kan bereken waar hierdie harmonieke is en hoe sterk dit is. En u kan dit verander deur die monsternemingstempo (met 'n gegewe vaste seinfrekwensie) te verander. As u 'n sekere bandwydte wil waarneem en die monsternemingstempo optimaliseer, kan u vind dat u f.e. die 11de harmoniese (met amplitude 1/11) êrens in u sein, maar u kan al die onderste (en sterker) harmonieke vermy.

Belegging in meer stukkies vir kwantisering verminder die amplitude van foute en verhoog terselfdertyd die fundamentele frekwensie van die foutfunksie. U kan dalk sien dat die bydrae van kwantiseringsfoute alreeds in die omvang van ander geraasbronne is, dus daar is nie veel om te wen vir algehele stelselprestasie nie. Dit is gewoonlik die geval vir toepassings met direkte kode-verspreidingsspektrum soos GNSS-stelsels.


Dit is verkwistend om met baie stukkies te steek, want die sein-tot-ruis-verhouding by die ADC van 'n radioteleskoop is gewoonlik << 1, dus die gebruik van baie stukkies is net die oplossing van geraas. ('N Uitsondering hierop is wanneer daar sterk radiofrekwensie-interferensie is wat opgelos moet word, maar dit is nie 'n groot probleem vir ALMA nie as gevolg van die ligging en waarneming van frekwensies).

Metings met 'n hoë dinamiese omvang vind plaas nadat baie monsters (of korrelasies van monsters) saamgevat is, wat die SNR tot 'n sinvolle vlak verhoog.

Deur baie min stukkies by die ADC te gebruik, word kwantiseringsgeraas ingebring wat die doeltreffendheid van die instrument verminder, maar 3 stukkies is genoeg om 96% doeltreffendheid te behaal [1].

[1] Gerieflike formules vir kwantiseringsdoeltreffendheid


Ek het 'n gesaghebbende dokument gevind wat verklaar dat die ADC's seker net 3 stukkies is. Sien die ALMA Technical Handbook, https://almascience.nrao.edu/documents-and-tools/cycle7/alma-technical-handbook/view.

Van Hoofstuk 5.6.1:

'N Digitiseerder voeg kwantiseringsgeraas by die analoog-invoer sein, met 'n gevolglike sein-tot-ruis vermindering of sensitiwiteitsverlies. Die ALMA-digitaliseerder gebruik 3-bis (8-vlak) kwantisering, en addisionele herkwantiseringsprosesse word in die korrelators toegepas.

'N Mens kan hierdie vraag op 'n ander manier vra:' Wat is die voordeel om addisionele stukkies (meer as 3) by ALMA se ADC's te voeg? ' U het nie veel hoër sensitiwiteit nie, aangesien die 3-bis ADC's al ~ 96% doeltreffend is (soos opgemerk in die uitstekende antwoord van Ben Barsdell). U het nie 'n beter hoekoplossing nie, aangesien die hoekoplossing in interferometrie 'n funksie is van die seingolflengte, afstand tot die emissiebron en antenna-posisie-meetkunde (verdere afstande tussen antennepare verhoog die hoekoplossing). Aan die ander kant kry u aansienlike bykomende berekeningslading. Die een goeie ding wat u kry as u stukkies by u ADC voeg, is dat u 'n flouer sein kan opneem in die teenwoordigheid van geraas wat u ADC normaal sal versadig. Vandaar die verklaring van ALMA dat hulle wil waarneem in frekwensiebande wat nie beperk is nie.

Ek stem saam dat dit onintuïtief is dat 3-bit ADC's voldoende is vir so 'n ongelooflike instrument soos ALMA. Maar onthou dat Nyquist sê dat u dalk meer data het as wat u dink:

'N Bandbeperkte deurlopende sein kan gemonster word en perfek gerekonstrueer word uit die steekproewe as die golfvorm twee keer so vinnig gemonster word as die komponent met die hoogste frekwensie.

ALMA kan monster by Nyquist (vir die meeste radioteleskope is dit 2,1x van die boonste punt van die waarnemingsfrekwensievenster) of twee keer die Nyquist-frekwensie. Die gedigitaliseerde data is die onbewerkte data en lyk nie asof dit enige inligting bevat nie. Maar nadat die gedigitaliseerde data deur 'n FFT uitgevoer is, kry u 'n spektrogram en daar is 'n magdom inligting wat in die onbewerkte data was. Radiosterrekundiges kyk byna nooit na die rou data nie. Die spektrogram gee hulle die RF-handtekening en krag wat uitgestraal word.

Toe ek die GBT waarneem, was ons op soek na gaswolke formaldehied naby die middel van die melkweg. Wanneer kosmiese formaldehied dig genoeg word, begin dit die CMB absorbeer. Ons kon die dalings in die spektrogram sien wat ooreenstem met die rf-kwantumverskuiwings in die molekules. Digte formaldehiedwolke is 'n teken van vroeë stervorming. Prettige goed.

Sal die reproduksie van 'n reusagtige Mona Lisa in die ruimte met 'n matlab-radioteleskoop-simulator met 'n lae bietjie ADC u oortuig?

ALMA het 'n lae dinamiese bereik oor 'n enkele stel waarnemings. U kan dus flou radio-emissies waarneem en opspoor (soos fosfine op Venus) met sensitiwiteite in die mikroJansky-reeks, maar as u kragtige radio-emissies waarneem en opspoor (soos sonradio-fakkels), moet die sensitiwiteit van ALMA in die megaJansky-reeks gestel word. https://en.wikipedia.org/wiki/Jansky

'N Sterrekundige wat bevoorreg is om ALMA te gebruik, moet die sensitiwiteit van die teleskoop instel voordat hy dit waarneem. As hulle die sensitiwiteit te hoog stel, sal hulle die ADC's versadig en geen bruikbare data kry nie. As hulle die sensitiwiteit te laag stel, sal hulle nie die sein waarna hulle soek opspoor nie! ALMA bied 'n sakrekenaar om die sterrekundiges te help: https://almascience.eso.org/proposing/sensitivity-calculator. Let daarop dat die sterrekundige sensitiwiteitseenhede kan kies van mikroJanskys tot grade Kelvin (wat ongeveer 'n megaJansky is).

Die tipiese manier om die sensitiwiteit van 'n radioteleskoop te verander, is deur die gebruik van 'n verswakker https://en.wikipedia.org/wiki/Attenuator_(elektronika). As die sein wat u waarneem u ADC's versadig, draai u die demper op totdat die hele sein golfvorm bevat. Vir sonwaarnemings het hulle gespesialiseerde dempers vir ALMA gebou, wat hier beskryf word: https://digitalcommons.njit.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1223&context=theses.

Omdat ALMA 'n lae dinamiese bereik het vir 'n spesifieke sensitiwiteit, moet sterrekundiges wat flou seine waarneem, dit doen as daar nie sterker emittors op dieselfde frekwensie in dieselfde hemelruim is nie. As ALMA 'n hoë dinamiese reikwydte gehad het, as Venus voor die son sou beweeg, sou 'n sterrekundige miskien die son se radio-uitstoot kon waarneem terselfdertyd as hy die fosfien-radio-uitstoot van Venus waargeneem het wat 12 orde minder sterk was. Maar vir nou sal sterrekundiges wat fosfine op Venus waarneem, goed aanraai om dit snags te doen as daar geen ander sterre of planete in die omgewing is nie!

Ten slotte, om die titelvraag te beantwoord, is ALMA se ADC's slegs 3 bisse, omdat ALMA nie 'n hoë dinamiese bereik benodig nie. In plaas daarvan moet sterrekundiges die sensitiwiteit van die teleskoop korrek instel om die seine waarin hulle belangstel, waar te neem en op te spoor.


National Radio Astronomy Observatory (NRAO)

Die National Radio Astronomy Observatory (NRAO), wat in 1957 gestig is, is 'n federaal befondsde navorsings- en ontwikkelingsentrum (FFRDC) wat deel uitmaak van die National Science Foundation (NSF) en onder samewerkingsooreenkoms bedryf word deur Associated Universities Inc., (AUI). Die NRAO het verskeie radioteleskope in die Noord-Amerikaanse streek ontwerp, gebou en bestuur en is 'n belangrike bydraende vennoot met die ontwerp, konstruksie en bedryf van die grootste internasionale radioteleskoopwerf tot dusver in Chili, Suid-Amerika. Daarbenewens het die NRAO kritieke komponente gebou vir 'n suksesvolle satellietprojek wat deur NASA van stapel gestuur is. Die veld van radiosterrekunde het 6 Nobelpryswinnaars opgelewer.

Missie

Die National Radio Astronomy Observatory is 'n fasiliteit van die National Science Foundation wat basiese en toegepaste navorsing in wetenskap en ingenieurswese doen, aangesien dit betrekking het op radiosterrekunde. Navorsingsingenieurs en sterrekundiges het die taak om moderne instrumente te skep uit komponente wat ontwerp is deur 'n groep navorsers met kundigheid op verskillende tegniese gebiede, insluitend halfgeleiers, fotonika, elektroniese beheerstelsels, sagtewarealgoritmes, kuberinfrastruktuur, databestuurstelsels, outomatiese verwerkingswerkvloei, RF-ontwerp, struktuur- / materiaalingenieurswese en kriogenie. Astronomiese waarnemers het die taak om die geheime van die kosmos te ontsluit.


1. Inleiding

Die Square Kilometer Array (SKA a) -projek is 'n internasionale poging om die wêreld se grootste radioteleskoop te bou, met uiteindelik meer as 'n vierkante kilometer versamelarea. Die omvang van die SKA verteenwoordig 'n groot sprong vorentoe in sowel ingenieurswese as navorsing en ontwikkeling in die rigting van die bou en aflewering van 'n unieke instrument, met die gedetailleerde ontwerp en voorbereiding wat nou goed aan die gang is. Op die oomblik is die SKA-gemeenskap volledig gekonsentreer op die taak om die eerste fase van die SKA-projek, die SKA Fase 1 (SKA1), te bou, insluitend 'n basisontwerp vir die SKA1-Mid wat tot 'n maksimum frekwensie van 15,4 GHz strek. 'N Moontlike uitbreiding van die SKA1-Mid na hoër frekwensies is egter reeds as 'n opsie in hierdie aanvanklike ontwerp ingesluit, met spasies beskikbaar om nuwe ontvangers op die SKA1-Mid-skottels te installeer. Aanvanklike voorspellings van die hoë frekwensie-prestasie van die SKA1-Mid-skottel en die webwerf dui aan dat die SKA1 baie keer beter kan werk as die huidige instrumente, ten minste tot 25 GHz, en miskien so hoog as 50 GHz. Die SKA sal uiteindelik duisende skottelgoed en tot 'n miljoen laefrekwensie-antennas gebruik, wat die sterrekundiges in staat sal stel om die lug in ongekende besonderhede te monitor en die hele lug baie vinniger te kan ondersoek as enige huidige stelsel. Suid-Afrika se Karoo sal die kern van die hoë- en middelfrekwensiegeregte aanbied (vir potensiële bedrywighede tot 50 GHz), wat uiteindelik oor die Afrika-kontinent strek. Australië se Murchison Shire sal die laefrekwensie-antennas (onder 650 MHz) aanbied. Die reuse-koste, sowel as die enorme kompleksiteit, het gelei tot die uitstel van gevorderde tegnologieë, insluitend die een van Phased Array Feed (PAF), wat nou deel uitmaak van die SKA Advanced Instrumentation Program (AIP). Die SKA AIP oor PAF's is ingestel om die haalbaarheid van hierdie tegnologieë binne die afsienbare toekoms te ondersoek, wat die volgende konsep ondersoek: 'n PAF wat in die fokusvlak van 'n antenne geplaas word, kan die Field-of-View (FoV) en die karteringdoeltreffendheid verhoog. deur die lug volledig te proe (Fisher & amp Bradely (2000) Warnick et al. (2016) Roshi (2018) Cortes-Medellin (2015) Warnick (2011) Bunton (2010)). 'N PAF bestaan ​​uit dig verpakte antenne-elemente met ongeveer halwe golflengte-skeiding wat deur ruimtelike monsterneming van die fokusvlak verskeie onafhanklike balke kan sintetiseer en ingestel kan word op die Nyquist-monster. Veelvuldige strale word gevorm deur die seine elektronies by te voeg van verskillende groepe stralingselemente van die skikking wat 'n antenne-element kan bydra om meervoudige strale te vorm. Die eienskappe van die balke kan oor 'n wye verskeidenheid frekwensies geoptimaliseer word deur elke elementfase en amplitude (komplekse gewigte) elektronies te reguleer, wat lei tot hoë diafragma-doeltreffendheid en lae verspreiding.

Die Australiese SKA Pathfinder (ASKAP), wat 36 gelyktydige strale lewer (DeBoer), is voorbeelde van radiosterrekundige sterrewagwagte wat gebaseer is op PAF-tegnologie. et al. (2009) Hotan (2014) Schinkel et al. (2012), en die APERture Tile In Focus (APERTIF) (Oosterloo et al. (2010), wat 37 gelyktydige balke op die Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) lewer.

Die werk wat in hierdie artikel beskryf word, is uitgevoer in die konteks van 'n projek vir die verbetering van die bestaande PAF-ontvanger Phased Arrays for Reflector Observing Systems (PHAROS), wat ontwerp en gebou is in die raamwerk van 'n Radionet b-projek. PHAROS is om verskillende redes 'n belangrike stap buite die bogenoemde PAF's: dit is 'n krioge stelsel (APERTIF en ASKAP is ongekoeld), en dit werk teen hoër frekwensies (C-band, terwyl APERTIF en ASKAP albei in die L-band werk). PHAROS is spesifiek 'n kriogekoelde 220 Vivaldi-antennes-PAF-demonstrator wat in die frekwensiegebied van 4–8 GHz werk. As demonstrator is daar 'n analoog balkvormer voorsien wat die radio-astronomiese uitvoering van die instrument noodwendig aansienlik beperk het.

Die hoofdoel van die PHAROS-opgegradeerde instrument, PHAROS2 (Navarrini et al., 2019a, b, c, d Naldi et al., 2018 Ortu et al., 2020), sou die ou analoog balkvormer vervang deur 'n nuwe digitale een, hierdie onderwerp is baie relevant, dit is inderdaad aangebied en bespreek in 'n paar konferensies vir sommige van die bogenoemde PAF's. c, d

PHAROS2 (wat egter steeds 'n demonstrator is) gebruik slegs 'n subset van 24 enkel-polarisasie-antenne-elemente van PHAROS, en daarom is ons daarop gemik om 'n digitale straalvormer te ontwerp wat 24 seine kan bestuur, wat geskik is om tot vier onafhanklike enkel-polarisasie-strale te sintetiseer. Die PHAROS2 4–8 GHz-frekwensiebereik kan in verskeie plaaslike ossillator-instellings behandel word. Die oombliklike bandwydte is 275 MHz. As gevolg hiervan het ons 'n digitale platform ontwerp wat 24 seine van 275 MHz breed kan verkry en verwerk vir die vorming van die bogenoemde vier strale. Al die vier balke wat geskep is, lewer 'n aansienlike hoeveelheid data - ongeveer 25 Gb / s - wat vereis dat een of meer kragtige werkstasies hanteer moet word sonder datale verlies van data, as gevolg van die swak presterende bediener wat ons gebruik het, kon ons bestuur en skryf slegs een van die vier spanningsbundels op die skyf. Daarbenewens kan 'n mens 'n geïntegreerde weergawe van die balke kry: vier integrators bied die ooreenstemmende straalkragspektra, deur dit toe te laat vir 'n gebruiker wat programmeerbaar is.

Vir hierdie doel het ons gebruik gemaak van die uitgebreide werk wat die Italiaanse gemeenskap doen, wat sterk betrokke is by die ontwikkeling van digitale seinverwerkingstoerusting vir SKA Aperture Array Verification System (AAVS1) en AAVS2, in die raamwerk van die SKA LFAA. Een van die belangrikste aktiwiteite is die ontwerp van die Italian Tile Processing Module (ITPM), 'n FPGA-gebaseerde bord wat spesifiek bedoel is vir die SKA-laefrekwensie-toepassings. Een van die funksies wat dit geskik maak vir algemene doeleindes, is die 16 dual-Analog to Digital Converters (ADC's) 1 GS / s wat aan boord gesoldeer is, wat in staat is om 32 analoogseine met tot 500 MHz bandwydte te digitaliseer. Daarom is die ITPM-funksies geskik vir die 24 enkel-polarisasie 275 MHz-wye seine wat deur die PHAROS2 verskaf word, duidelik met 'n groot (maar nie heeltemal nie) ander FPGA-persoonlikheid as die wat vir die SKA aangeneem is.

Die vraestel is soos volg gerangskik: na 'n gedetailleerde beskrywing van die PHAROS2 en die ITPM-kaart, beskryf ons al die FPGA digitale seinverwerkingswerk wat uitgevoer is om aan die verskillende behoeftes te voldoen, en in besonder die vier gelyktydige bundelvormers, saam met die bestuur van onbewerkte data ( noodsaaklik vir die kalibrasieprosedures). Ons wys ook die FPGA se hulpbronbenutting en die sluiting van die tydsberekening, die laboratoriumtoetse en die veldresultate wat behaal is, waarnemings gedoen op 'n subreeks van 24 antennas, wat deel uitmaak van die Northern Cross (NC) -fasiliteit. e Wat betref laasgenoemde, nog geen teleskoop waarop die PHAROS2 gebruik kan word nie, het ons die NC gebruik om 'n voorlopige toets van die digitale balkvormer uit te voer. Laastens rapporteer ons ons gevolgtrekking.


Soek die wêreld se grootste versameling toegepaste navorsing oor optika en fotonika.

SPIE werk saam met Editage om Engelse taalversorgingsdienste aan navorsers wêreldwyd aan te bied.

AANBIEDINGSTRANSKRIFTE NOU BESKIKBAAR

Lees die transkripsies van die aanbieding terwyl u na die opnames kyk. Transkripsies is beskikbaar vir alle 2018-aanbiedingsopnames en meer word daagliks bygevoeg.

GOOGLE VERTAL NOU BESKIKBAAR

Vertaal enige artikel in meer as 100 tale met behulp van die Google Translate-widget, beskikbaar langs die titel boaan elke artikeldetailbladsy.


Omskakeling van analoog na digitale seine en omgekeerd

2.2.1 Steekproefstelling

Die steekproefstelling stel die minimum bemonsteringsnelheid waarteen 'n deurlopende tydseinvorm uniform gemonster moet word, sodat die oorspronklike sein volledig deur hierdie monsters alleen herwin of gerekonstrueer kan word. Hierna word gewoonlik Shannon & # x27s-steekproefstelling in die literatuur genoem.

As 'n aaneenlopende tydsein geen frekwensie-komponente hoër as bevat nie W hz, dan kan dit volledig bepaal word deur eenvormige monsters wat vinnig geneem word fs monsters per sekonde waar

of in terme van die steekproefperiode

'N sein sonder frekwensie onder 'n sekere maksimum frekwensie staan ​​bekend as 'n bandbeperkte sein. Figuur 2.4 toon twee tipiese bandbeperkte sein-spektra: een laagdeurgang en een banddeurgang.

Figuur 2.4. Twee bandbeperkte spektrums

Die minimum steekproefpersentasie toegelaat deur die steekproefstelling (fs = 2W) word die Nyquist-koers genoem.

Dit is interessant om op te let dat alhoewel hierdie stelling gewoonlik Shannon & # x27s steekproefstelling genoem word, dit deur beide E.T. en J.M. Whittaker en Ferrar, almal Britse wiskundiges. In die Russiese literatuur is hierdie stelling deur Kotel & # x27nikov bekendgestel aan die kommunikasieteorie en het sy naam van hom afgeneem. C.E. Shannon het dit gebruik om in die veertigerjare wat nou bekend staan ​​as inligtingsteorie te bestudeer. Daarom word dit soms in Wiskunde en Ingenieurswese ook WKS-steekproefstelling genoem na Whittaker, Kotel & # x27nikov en Shannon.


4. Ontwerpkonsep

[39] Om die missie ekonomies uitvoerbaar te hou, is 'n mikrosatelliet-gebaseerde benadering gekies sodat al die interferometer-elemente met behulp van 'n enkele lanseervoertuig gebruik kan word. Die interferometer word beoog om 'n konstellasie van ongeveer 16 vryswewende drie-as-gestabiliseerde mikrosatelliete te bevat. Elke lid van die konstellasie sal as 'n interferometer-element dien. Soos in afdeling 3.5 genoem, ondersoek ons ​​die moontlikheid van 'n korrelator aan boord. Dit het tot gevolg dat nie al die ruimtetuie identies sal wees nie. Een van hulle ontvang die datastrome van al die ander en sal digitale signaalverwerking (DSP) aan boord uitvoer om die datavolumes wat na die aarde gestuur moet word, te verminder. Ons verwys na hierdie ruimtetuig as die moederruimtetuig. Om 'n enkele punt van mislukking in die ontwerp te vermy, is dit nodig om enkele van die satelliete, byvoorbeeld drie, toe te rus om die rol van die moederruimtetuig in te neem. Enkele besonderhede van 'n ontwerp wat op hierdie konsep gebaseer is, volg, asook kort motivering van die keuses wat gemaak is.

4.1. Frekwensie Dekking

[40] Die missie is ontwerp om die frekwensiegebied 0–40 MHz te dek. Die frekwensiebereik, nuttig vir radiosterrekunde, word aan die onderkant beperk deur die plasmafrekwensie van die IPM, wat bekend is dat dit ongeveer 'n paar tientalle kilohertz op 1 AU is. Analoog aan die ionosferiese effekte by lae radiofrekwensies (enkele tientalle megahertz), naby die IPM-plasmafrekwensie, word interferometriese metings so erg beskadig deur die voortplantingseffekte dat dit nie meer bruikbaar bly vir die bestudering van verre radiobronne nie. Dit is moontlik om betekenisvolle interferometriese waarnemings tot by ~ 0,1 MHz te doen. Aan die einde van die hoëfrekwensie verwag ons dat dit teen ~ 30 MHz wetenskaplik lonender en goedkoper sal wees om die kragtiger en veelsydiger komende grondgebaseerde laefrekwensie-instrumente soos LOFAR te gebruik. Desondanks bepleit ons sterk 'n oorvleueling in die frekwensiegebiede wat deur die ruimteskikking en die grondinstrumente gedek word, en stel 40 MHz voor as die boonste frekwensiegrens vir die ruimteskikking (Figuur 1). Die oorvleueling in frekwensiegebied sal help met die kalibrering en sal die ruimte skikking laat baat vind by die inligting van die lug wat deur die grond skikking verkry word. 'N Betroubare en gedetailleerde model vir die lae frekwensie lug wat verkry word deur die instrumente op die grond, sal 'n vaste ankerpunt bied om vanaf laer frekwensies te begin. Ons let op dat die instrument self ontwerp is om onder die plasmafrekwensie van die IPM te werk, en die metings in hierdie deel van die spektrum kan dien as plaaslike plasmametings wat gebruik kan word om verskillende wetenskaplike doelstellings te dien. Hul bespreking val buite die bestek van hierdie referaat.

4.2. Ontvang elemente

[41] Soos in afdeling 3.2 genoem, vir 'n VLF-interferometer beperk die betrokke lang golflengtes, die beperkinge van 'n ruimte-gebore missie en 'n mikro-satelliet-gebaseerde argitektuur die keuse van elemente tot kortdipool-antennas. Dit is baie moeilik om 'n optimale impedansie-aanpassing te bied vir kort dipole oor groot bandwydtes. Die meeste van die kragvoorval op hulle word dus afgekeur, wat dit ongeskik maak vir die meeste radiosterrekundige toepassings. Die intense galaktiese agtergrondemissie in die VLF-reeks en die geweldige wye primêre straal van die kort dipool verseker egter dat die geraas op die gemete sein oorheers word as gevolg van die galaktiese agtergrondemissie en nie die ontvangergeraas nie [ Bemanning, 2000 ].

[42] Die dipole kan gebaseer wees op die monopole-verdraaierontwerp wat gebruik word vir die WAVES-instrument aan boord van die Wind-ruimtetuig [ Bougeret et al., 1995] of die wat ontwerp is vir STEREO WAVES (SWAVES) aan boord van STEREO. Hierdie antennas is 6 m lank en die geluidsbydrae van die antenne self is minder as die van die galaktiese agtergrond in 'n frekwensie van ~ 400 kHz tot ~ 40 MHz, wat 'n goeie pasmaat bied by die behoeftes van 'n VLF-interferometer. Die keuse van die interferometer-element spesifiseer die FOV of die primêre balkgrootte vir die interferometer, en vir 'n kort dipool is dit ∼8π / 3 sr of ∼27,5 × 10 3 deg 2. Elke ruimtetuig sal toegerus wees met drie onderling ortogonale kort dipole om al die inligting in die elektromagnetiese veld wat op die ruimtetuig val, op te teken.

[43] Die gebruik van drie onderling ortogonale dipole bied 'n paar voordele bo die gewone gebruik van twee onderling ortogonale: Om al nege (3 × 3) kruiskorrelasies per basislyn te bereken, kan 'n mens Stokes-parameters konstrueer om die polarisasie van die straling wat van enige arbitrêre rigting [ Carozzi et al., 2000], in teenstelling met die beperking tot rigtings naby die loodreg op die vlak wat deur die twee dipole gedefinieer word, en wat toegerus is met die addisionele vermoë om al nege outokorrelasies te bereken, kan die gebruik van drie ortogonale dipole individuele ruimtetuie gebruik om rigting te vind van gepolariseerde bronne [ Ladreiter et al., 1995], 'n potensieel nuttige funksie vir aanvanklike ontplooiing van die konstellasie en vir kalibrasie, en laastens kan die gebruik van onafhanklike data vanaf 'n derde dipool beskou word as 'n toename in die effektiewe versamelarea of ​​'n effektiewe vermindering van die waarnemingstyd wat nodig is om 'n gegewe sensitiwiteit.

4.3. Seinpad en digitale seinverwerking aan boord

[44] Die sein van elk van die drie kort dipole op elke konstellasie-element word via 'n lae geluidsversterker na 'n analoog-na-digitale omsetter (ADC) gevoer. Die ADC Nyquist toon die sein op 80 MHz om die hele belang van radiofrekwensie (RF) te dek. Die insetsein moet met genoeg bitdiepte gemonster word om die getrouheid daarvan te behou. Bougeret [1996] het voorgestel dat die dinamiese omvang van die insetsein na verwagting vir 'n kort dipool 60-70 dB sal wees. Ons streef na 'n dinamiese reeks van 70 dB, wat monsterneming benodig met 12 effektiewe stukkies.

[45] Die primêre leidende beginsel vir die DSP-aanpak (Digital Signal Signal Processing), is om dit so groot moontlik te versprei, ten einde 'n opbou van DSP-vereistes in 'n later stadium in die seinketting te vermy. Die drie gedigitaliseerde tydreekse op elk van die ruimtetuie sal in realtime getransformeer word. Die spektrale breedte van die frekwensie kanale word bepaal deur die lengte van die langste basislyn en die vereiste om die hele primêre bundel te beeld (afdeling 3.4). 'N Maksimum basislyn van ~ 100 km (afdeling 3.6 en Figuur 3) en 'n vereiste dat die vermindering van die piekrespons as gevolg van dekorrelasieverlies & lt20% moet wees (β & lt 1 sien afdeling 3.4) vir bykans 4π sr sigvelde lei tot 'n bandwydte van ∼1 kHz vir die breedte van die spektrale kanale.

[46] Die DSP wat benodig word om hierdie spektrale resolusie te bereik, kan geïmplementeer word as 'n twee-fase vinnige Fourier-transform (FFT) enjin. Ter illustrasie neem die eerste fase 'n reële transformasie van 512 punte van die 40 MHz-wye sein en lewer 'n 256-punt-komplekse spektra met 'n spektrale resolusie van 156 kHz. 'N Tweede fase voer 'n 128-punt-Fourier-transform uit op 'n deelversameling van hierdie 156 kHz spektrumkanale, wat lei tot 1,22 kHz wye spektraalkanale. Die aantal kanale waarop die tweede fase FFT uitgevoer word, hang af van die rekenaarkrag wat aan boord beskikbaar is en die intrakonstellasie-bandbreedte vir telemetrie-bandwydte. Vir die monsterneming van 80 MHz bied die uitvoering van die tweede fase FFT op 25% van die spektraalkanale wat deur die eerste fase van FFT gelewer word, 'n RF-bandwydte van 10 MHz en lei tot 'n vereiste van ∼1 × 10 9 komplekse vermenigvuldigings en toevoegings per sekonde (CMACS) per polarisasie per ruimtetuig. Aangesien na verwagting die bandbreedte van intemekonstellasie-telemetrie die voorste knelpunt sal wees, word gepoog om die oordeelkundigste gebruik daarvan te maak. 'N Geselekteerde stel van die 12 bis-kanale uit die tweede fase FFT sal weer met 1 (of hoogstens 2) bisse bemonster word voordat dit na die moederruimtetuig oorgedra word. Die breuk van kanale vanaf die tweede FFT-stadium wat uiteindelik na die moederruimtetuig oorgedra word en die aantal bisse wat vir kwantisering gebruik word, hang af van die beskikbare bandwydte tussen telemetriese intrakonstellasie.

[47] Die moederruimtetuig sal die spektrumdata van die Nyquist-monsters van al die konstellasielede ontvang en die outokorrelasies en kruiskorrelasies bereken. Die gevolglike sigbaarheid word gemiddeld oor geskikte intervalle in frekwensie en tyd. Neem aan dat 25% van die beskikbare spektrumkanale van 1,22 kHz weer met 1 of 2 bisse bemonster word en na die moederruimtetuig oorgedra word. Dit lei tot 'n vereiste van ∼3 × 10 9 CMACS vir die berekening van 'n stel van nege (3 × 3) kruiskorrelasies en selfkorrelasies vir elke basislyn. As u in gedagte hou dat die bewerking op die individuele konstellasielede op 12 bis-gegewens gedoen word en die meeste op die moederruimtetuig op 1-2 bit-gegewens gedoen word, sal die totale rekenaarvereistes aan boord van die moederruimtetuig ongeveer twee keer soveel wees as dié vir ander konstellasie-lede vir die 2,5 MHz RF-bandwydte wat deur bogenoemde ontwerp verskaf word. Die korrelator self sal 'n buigsame en herinstelbare toestel wees. Dit laat 'n verskeidenheid kombinasies van spektrale en temporele resolusies toe en die aantal basislyne waarvoor die korrelasies bereken word, terwyl die totale deurvoer van die korrelator konstant gehou word en die beperking van beskikbare telemetriebandwydte na die aarde respekteer. Dit sal byvoorbeeld moontlik wees om 'n hoër temporale en / of spektrale resolusie te kry teen die vermindering van die bandwydte van waarneming en / of die aantal basislyne wat gebruik word. Dit is wenslik dat die korrelator die vermoë het om te reageer op selfgegenereerde en eksterne triggers om na 'n geskikte tydelike en spektrale resolusiemodus oor te skakel. Die gemiddelde sigbaarheid sal uiteindelik na die aarde oorgedra word, waar die res van die analise sal plaasvind. Die mees veeleisende wetenskaplike vereistes vir die tydoplossing van sigbaarheidsdata, tot 'n klein fraksie van 'n sekonde, kom uit studies van intense verganklikhede soos sonstrale. Benewens die wetenskaplike vereiste, sal die tydelike gemiddeldes van sigbaarheid ook afhang van die wentelafhanklike maksimum duur waarvoor die konstellasie-basislyne as onveranderd beskou kan word (afdeling 4.7) en die beskikbare telemetriebandwydte (afdeling 4.4) en kan wissel van 'n breukdeel van 'n sekonde tot tien sekondes. Die spektrumgemiddelde sal afhang van die wetenskaplike vereiste en die beskikbare bandbreedte vir telemetrie.

[48] ​​Op die eerste gesig lyk die take om 'n 40 MHz-breë band te digitaliseer en Fourier in kilohertz-wye spektraalkanale te omskep, 'n onwaarskynlike taak vir 'n mikrosatelliet. Die hedendaagse tegnologie kom egter baie naby daaraan om aan hierdie vereistes te voldoen. Volgens sy gegewensblad kan die ruimtelik gekwalifiseerde 12-bit ADC van analoog toestelle wat in Julie 2003 beskikbaar is, AD9042, 'n maksimum monsternemingsnelheid van 41 MHz handhaaf, het 'n tipiese kragverspreiding van 595 mW en bied 'n vals gratis dinamika bereik van 80 dB oor 20 MHz. Dit lyk waarskynlik dat teen die tyd dat dit nodig is, die beskikbare tegnologie die sein kan laat oormonster om die verliese in die digitaliseringsproses te herstel. Die QPro Virtex-II 1,5 V-familie van ruimte-gekwalifiseerde veldprogrammeerbare hekskikkings met tot 6 × 10 6 hekke is sedert Januarie 2004 beskikbaar vanaf Xilinx. Vir die voorbeeldkonfigurasie wat hier bespreek word, sal net een van hierdie toestelle per ruimtetuig gemaklik wees in staat wees om die DSP-vereistes vir al drie dipole te hanteer. Voorlopige studies dui aan dat dit selfs moontlik sal wees om aan die bykomende rekenaarvereistes van die moederruimtetuig op dieselfde toestel te voldoen, of dat dit hoogstens die gebruik van 'n ander soortgelyke toestel benodig. Dit lyk nie as 'n wesenlike probleem om aan die DSP-vereistes van 'n VLF-interferometer in die nabye toekoms te voldoen nie.

4.4. Telemetrie en bandwydte van waarneming

[49] Telemetrie-kwessies kan onderverdeel word in probleme rakende intrakonstellasie-telemetrie en telemetrie vanaf die moederruimtetuig na die aarde. Ons bespreek eers eersgenoemde. Soos in afdeling 3.5 genoem, het die beperking van die telemetriebandwydte tot die aarde ons daartoe gelei om die benadering van die vermindering van datavolume aan boord te oorweeg. Dit is egter onmoontlik om die datatempo's te verminder tot onder die Nyquist-vereistes voordat die sigbaarheid bereken word. As gevolg hiervan stuur alle konstellasielede Nyquist-tempo datastrome na die moederruimtetuig. Dit is insiggewend om hierdie getal per megahertz RF-bandwydte te bereken. Vir elke konstellatielid wat data na die moederruimtetuig stuur, is dit 2 × 10 6 × Ndipole × nstukkies = 6 Mbits s −1 MHz −1, met Ndipole, die aantal dipole per ruimtetuig, van 3 en nstukkies, die aantal bisse per monster, van 1. Vir 'n konstellasie van Nhandwerk ruimtetuig, die moederruimtetuig ontvang data van Nhandwerk - 1 ruimtetuig gelyktydig. Vir die konstellasie van 16 elemente wat oorweeg word, impliseer dit 'n tempo van 90 Mbits s −1 MHz −1. Die telemetriesnelheid groei met 'n orde van grootte om die 10 MHz RF-bandwydte te akkommodeer wat die DSP aan boord gemaklik kan lewer. Hierdie ontwerp het dus intrakonstellasie-telemetrievereistes in die reeks van 0,1–1 Gbits s −1.

[51] Die RF-bandwydte waaroor die sigbaarheid uiteindelik bereken word, word bepaal deur die mees beperkende bottelnek in die datapad. In die lig van die groot vereistes vir telemetrie in die intrakonstellasie van hierdie ontwerp, verwag ons dat dit die mees beperkende bron sal wees. Om hierdie skaars hulpbron so oordeelkundig moontlik te benut, word die 12-bis-spektrum wat by individuele ruimtetuie beskikbaar is, met 1 bis hermonsters voordat dit na die moederruimtetuig gestuur word, soos genoem in afdeling 4.3.

[52] Die finale sensitiwiteit wat deur die ontwerp behaal word, sal afhang van die bandwydte wat beskikbaar is vir intrakonstellasie-telemetrie. Die ontwerp bied 'n teoretiese puntbronsensitiwiteit van 5,6 en 2,0 Jy by onderskeidelik 3 en 30 MHz vir 1 MHz bandwydte en 1 min tydintegrasie.

[53] Daar kan geargumenteer word dat hierdie ontwerp die telemetrie-bottelnek eenvoudig van die konstellasie-aarde-telemetriesegment na die intrakonstellasie-telemetriesegment verskuif. Hierdie ontwerp verminder egter die afstand waaroor telemetrie met 'n hoë bandwydte benodig word vanaf die baanafstand van die konstellasie (∼10 6 km sien afdeling 4.7) tot die dimensies van die konstellasie (≤100 km sien afdeling 4.5), wat dit maak 'n inherent meer hanteerbare probleem. Die datavolume kan nie verminder word tot die Nyquist-vereistes voordat die sigbaarheid bereken word nie, behalwe deur die verminderde RF-bandbreedte te verminder. Ons glo dat die hoofrede vir die bestaan ​​van hierdie bottelnek is dat hierdie funksionaliteit tot dusver nooit nodig was nie en nie dat dit 'n moeilike probleem is om op te los nie. Die ruimtebedryf oorweeg nou entoesiasties missies wat formasievlieg. Aangesien meer missies met meervoudige ruimtetuie wat met 'n ander moet kommunikeer en inligting in real-time moet uitruil, aan die orde kom, sal hierdie vereiste aangespreek word en geskikte tegnologiese oplossings sal voorkom.

4.5. Konstellasie-konfigurasie

[54] Die ruimtelike opset van die konstellasie moet op die behoeftes van VLF-interferometrie afgestem word (afdeling 3). Dit moet rekening hou met die aard van die VLF-lug, die wetenskaplike doelstellings en die ingenieursbeperkings. Die hoekoplossing van die konstellasie sal byvoorbeeld in die meeste rigtings beperk word deur die hoekverruiming as gevolg van IPM en ISM buite die basislyne van ~ 80-100 km (Figuur 3) om sensitief te wees vir die intense groot hoekskaal en galaktiese agtergrondemissie, kort basislyne wat wissel van enkele λ tot 'n fraksie van λ is nodig, en die naby-isotropiese straal en die vereiste om die hele FOV gelyktydig in kaart te bring, vereis 'n baie goeie u-v-w dekking. Dit is nie heeltemal duidelik of dit voordeliger is om te streef na 'n volledige en eenvormige dekking of om 'n kompromie aan te gaan oor volledigheid ten gunste van 'n Gaussiese afval in die u-v-w dekkingsdigtheid. In hierdie vraestel het ons gekies om te streef na 'n volledige en eenvormige u-v-w dekking. In die ALFA-sendingvoorstel is 'n belowende opset vir die bereiking daarvan aangebied [ Jones et al., 2000]. Die ruimtetuig is op 'n pseudorandomiese manier op 'n bolvormige oppervlak versprei, terwyl die minimum skeidingsbeperking tussen die naaste bure in ag geneem word. Die u-v-w die dekking wat deur so 'n opset verskaf word, wat in die literatuur 'n Unwin-sfeer genoem word, is opvallend eenvormig en isotrop van aard en kan goeie 4π-sintese-beeldvermoëns bied.

[55] Ideaal gesproke moet die resolusie deur 'n VLF-interferometer naby die limiet wees wat deur verspreiding in alle rigtings verstrooi word. Die hoekverbreding as gevolg van verstrooiing deur die IPM is egter 'n sterk funksie van die hoekafstand van die son vir rek & lt90 °. Naby die son is die hoekverruiming as gevolg van die IPM so groot dat daar verwag word dat basislyne groter as ~ 5-10 km die sonkrag heeltemal sal oplos. In die rigting ver van die son af, is selfs 'n 100 km-basislyn nie beperk tot verspreiding nie.Dit stel 'n sterk anisotropie in die VLF-resolusie-vereistes vir sintese-beeldvorming.

[56] Gegewe die beperkte aantal onmiddellike basislyne sou dit wenslik wees om almal sensitief te wees vir sonvrystelling vir 'n missie met belangrike sonwetenskaplike doelstellings. Vir 'n konstellasie van die Unwin-sfeer dui dit op 'n maksimum deursnee van ~ 8 km vir die sfeer, wat lei tot 'n resolusie van 43 'by 3 MHz. ('N Basislyn van 17,2 km bied 'n resolusie van ~ 1 ° by 1 MHz.) In die lig van die anisotropie in die hoekresolusievereistes, is dit die moeite werd om die moontlikheid te oorweeg om 'n ooreenstemmende anisotropie in die Unwin-sfeerkonfigurasie op te neem. Om 'n hoër hoekresolusie in ander rigtings te kan bied, terwyl al die geprojekteerde basislyne, gesien vanaf die son, voldoende klein is, stel ons voor om die ruimtetuig op 'n bykans willekeurige manier op 'n prolaat te versprei, met inagneming van 'n soortgelyke minimum skeidingsbeperking as die Unwin-sfeer (Figuur 4). Die ooreenstemmende sigaarvormige struktuur kan ∼80 km lank en at8 km dwars in sy middel wees en sodanig gerig wees dat dit altyd in die rigting van die Son wys. In plaas daarvan dat die ruimtetuig op 'n geometriese oppervlak geplaas word, is dit meer gepas om dit te beskou as geplaas in 'n sigaarvormige omhulsel van eindige dikte. As die konstellasie op 'n baan om die son gaan, sal die lang basislyne wat oor die lengte van die sigaar lê, deur verskillende rigtings beweeg en 'n goeie dekking van die u-v-w volume benodig vir hoëresolusie-beelding van die hemelse sfeer.

[57] 'n Ooglopende beperking van hierdie konfigurasie is dat al die lang basislyne in die ekliptiese vlak lê. Die enigste manier om dit reg te stel, is deur van die ruimtetuig uit die sigaar te haal en dit so in te span dat dit lang basislyne loodreg op die ekliptiese vlak bied. As u selfs 'n paar ruimtetuie uit die sigaar verwyder, verminder dit die aantal nuttige basislyne vir sonwaarnemings aansienlik. Gegewe die beperkte aantal interferometer-elemente wat beskikbaar is, is dit moeilik om tegelykertyd aan al hierdie eise te voldoen. 'N Ander beperking van die konfigurasie is dat dit die moontlikheid uitsluit om waarnemings met hoë resolusie te maak in die rigting wat die minste beïnvloed word deur die interplanetêre verstrooiing, die anti-son rigting. Met hierdie konfigurasie word die hoogste resolusie-waarnemings altyd in die rigting van die verlengings van 90 ° verkry.

[58] 'n Alternatiewe benadering om die teenstrydige vereistes van son- en astronomiese beeldvorming op te los, is dat die missieduur tussen die twee verdeel word, eerder as om minder as perfekte, kompromie-oplossings vir beide stelle doelstellings te probeer vind en probeer om aan die vereistes van net een daarvan op 'n slag. 'N Unwin-bol waarvan die radius stadig styg van byvoorbeeld 5 tot 80 km oor die duur van die missie, is 'n goeie oplossing vir hierdie benadering. By klein diameters kan die konstellasie die doelwitte van die son bereik, en namate die deursnee groei, verminder die vermoë om sonwetenskap te doen. Die gegewens wat met behulp van die klein deursnee-fase versamel word, sal natuurlik ook nuttig wees vir astrofisiese doelstellings, indien 'n bevredigende oplossing vir die probleem van nie-lugareas in die lug gevind kan word (afdeling 3.8). Die geleidelike toename in die konstellasieradius sal ook beter bied u-v-w dekking.

[59] 'n Gedetailleerde studie wat die beeldingseienskappe van verskillende konfigurasies en hul verenigbaarheid met verskillende wetenskaplike doelstellings ondersoek, is nodig om tot 'n geskikte konstellasiekonfigurasie vir 'n VLF-interferometer te kom. Soos in afdeling 3.4 genoem is, hou die breedte van die spektrale kanaal verband met die maksimum basislyn in die konfigurasie. Die huidige keuse van ~ 1 kHz-wye spektraalkanale maak voorsiening vir maksimum basislengtes van ~ 100 km, waarbinne dekorrelasieverliese as beduidend beskou kan word (afdeling 4.4). As die finale konfigurasies baie kleiner is, kan die spektrumwydtes van die frekwensiekanale vergroot word, wat lei tot 'n groter dekking van RF-bandwydte terwyl dieselfde telemetrie-bandwydte tussen die moederruimtetuig en die aarde gebruik word.

4.6. Die aanpak van die radiofrekwensie-inmenging

[60] Soos bespreek in afdeling 3.7, sal RFI 'n oorheersende kwessie vir naby-Aarde-wentelbane wees en sal dit selfs vir die ver-Aarde-bane 'n probleem wees. Daar is twee aspekte van RFI wat deur ruimtebasisinstrumente gesien word, wat die probleem anders maak as die een waarmee grondgebaseerde instrumente te kampe het.

[61] 1. 'n Ruimtegebaseerde instrument trek voordeel uit die 1 /r 2 meetkundige verdunning van die RFI-intensiteit, waar r is die afstand tussen die aarde en die ruimtelike interferometer.

[62] 2. In teenstelling met die onderdompeling in 'n see van RFI, net soos op aarde, sien 'n ruimte-gebaseerde instrument dat RFI vanuit 'n spesifieke rigting in die lug kom, dié van die aarde. Om 'n verwysingspunt te gee, sal die aarde vanaf 'n afstand van ∼1,0 × 10 6 km onopgelos word met ongeveer 25 km basislyne by 1 MHz.

[63] Dit is ook belangrik om in gedagte te hou dat, ondanks die feit dat die hele VLF-band aan spesifieke gebruikers toegeken word, die RFI-spektrale besetting baie minder is as 100% vanweë die frekwensie-skeiding tussen uitsendings op aangrensende toegekende frekwensie kanale. Die RFI-geryde VLF-band word afgewissel deur streke met 'n relatiewe skoon spektrum wat gebruik kan word vir radiosterrekunde. Die kilohertz-wye spektraalkanale pas goed by die frekwensie-resolusie wat nodig is om die dele van die band tussen aangrensende uitsendings te gebruik. Ons stel die volgende voor om die skadelike gevolge van RFI te versag.

[64] 1. Om die geometriese verdunning van RFI te maksimeer, sou dit verkieslik wees om te kies uit alle beskikbare wentelbane wat die konstellasie die verste van die aarde af plaas.

[65] 2. Die goed gedefinieerde rigtinggewende aard van RFI sal gebruik word om dele van die band met sterk RFI te identifiseer en te verwerp. Die astronomiese waarneming sal van tyd tot tyd onderbreek word tydens 'n lae dienssiklus, vir RFI-opsporing. Die interferometer gaan deur die RF-band van belang en sal ingestel wees om die sein wat uit die rigting van die aarde kom eers konstruktief (in fase) en dan vernietigend (buite fase) by te voeg. Daar word verwag dat RFI sal verskyn as smalbandemissie wat verskyn wanneer die sein van die aarde in fase bygevoeg word en daal wanneer dit buite fase bygevoeg word. Die verskille in die spektra wat in die twee gevalle verkry word, sal ondersoek word om RFI-besmette frekwensie kanale te identifiseer, wat dan uitgesluit word van verdere verwerking. Frekwensie- en tydintegrasie kan uitgevoer word om die sensitiwiteit van RFI-opsporing te verbeter, maar teen die prys van 'n afname in die tyd wat beskikbaar is vir astronomiese waarnemings. Deur 'n gemiddelde tydsduur van 'n minuut en meer as vier aangrensende frekwensie-kanale te behaal, verwag ons om 3σ-opsporing van RFI op 20% van die galaktiese agtergrond te verkry, wat bevredigend is. Die frekwensie waarmee hierdie oefening uitgevoer word, moet ooreenstem met die tydskaal waarop die RFI-omgewing na verwagting sal verander. Die data van die WAVES-eksperiment aan boord van Wind kan nuttig wees in hierdie bepaling [ Kaiser et al., 1996]. Aangesien hierdie skema die sigbaarheid moet ondersoek om RFI te identifiseer, moet dit op die moederruimtetuig geïmplementeer word. Vir die optimale benutting van die intra-konstellasie-telemetrie-bandwydtehulpbron, sal 'n lys van spektrale kanale wat as RFI-besmette geïdentifiseer is, aan die konstellasie-lede oorgedra word. Hierdie geïdentifiseerde kanale sal nie na die moederruimtetuig oorgedra word nie, en die lys sal opgedateer word elke keer as RFI-opsporing uitgevoer word.

[66] 3. Alhoewel dit moontlik is om die relatiewe sterk RFI in kort tydintegrasies te identifiseer, is dit baie moeiliker om swakker RFI te identifiseer en te voorkom dat dit die data besoedel. Gelukkig, vir 'n ruimtegebore skikking, verseker die hoogs rigtinggewende aard daarvan dat die oorblywende RFI wat insluip, in 'n spesifieke voorspelbare rigting in die lug, die rigting van die Aarde, sal inskakel. Hierdie rigting sal die pad gevolg deur die aarde in die lug, soos gesien vanuit die skikking. Dus, in plaas van die hele kaart te besoedel, sal die RFI-sein beperk word tot hierdie lokus van die aarde deur die lug. Aangesien die effek van RFI in die beelddomein gelokaliseer is, dui dit daarop dat dit nuttig sal wees vir 'n heeltemal nuwe klas RFI-versagtingstegnieke, wat in die beelddomein werk en nuttig gebruik kan word.

4.7. Keuse van wentelbane

[67] Om dit moontlik te hou om die konstellasie in die gewenste konfigurasie vir die hele duur van die missie te handhaaf, is dit nodig om die keuse van wentelbane te beperk tot diegene waar die differensiële swaartekrag oor die lengteskale van die konstellasiegrootte laag is . Hierdie wentelbane laat ook toe dat die sigbaarheidsdata vir 'n beduidende tydsduur (baie tien sekondes) bereken word, wat die bandbreedtevereistes vir telemetrie verminder. Dit word moontlik omdat die relatiewe posisies van die ruimtetuig, en dus die basislyne, net stadig ontwikkel. Bane van verre aarde bied ook relatief beter RFI-omgewings (afdeling 4.6). Bogenoemde oorwegings pleit ten sterkste ten gunste van 'n afstand om die aarde. Aan die ander kant is 'n moeiliker probleem met telemetrie as gevolg van die wentelbane op die aarde. Desondanks beskou ons slegs baanbane in die verte as geskik vir hierdie missie, veral in die lig van die feit dat die voorgestelde ontwerp die telemetrie-intensiewe aard van die sending op 'n baie aansienlike manier verminder. Halo-wentelbane om die L1 Lagrange-punt, verre retrograde en progressiewe wentelbane om die Aard-Maan-barisentrum op afstande van ongeveer 10 6 km van die Aarde af, blyk geskikte kandidate te wees. Die keuse van wentelbane in die omgewing van die L1 Lagrange-punt impliseer dat die interferometer altyd na die sonlig-kant van die aarde sal kyk. Dit sal lei tot 'n beter afskerming van die uiters intense aardse kilometriese bestraling [ Gallagher en Gurnett, 1979] en sal voordelig wees vir die son- en astronomiese wetenskaplike doelstellings.


Ek sou 'n "Low-IF" -stelsel aanbeveel, waar die band naby, maar nie heeltemal na 0 (DC) geskuif word nie. Hiermee kan u 'n DC-blokkeerfilter (en miskien selfs 'n 60 Hz kraglynfilter) bewaar, wat sal help om steurings- en stroombaanfoute, soos offset-spanning, te verminder.

U skuif byvoorbeeld die 20 MHz bandbreedte tussen 88-108 MHz af tot ongeveer 3-23 MHz. Hiermee kan u op 50 MHz steek, wat u moontlik 'n 18 bit ADC sal vind, wat ongeveer 12 dB by die dinamiese bereik kan voeg. nog steeds nie veel nie.


Waarom is die ADMA-ontvangers se ADC's slegs 3-bis? - Sterrekunde

("freenet" webwerf is verwyder omdat hul hosting diens nie meer gratis is nie)

Spectrum Analyzer met watervalskerm en intydse klankverwerking

Hierdie program het lank gelede begin as 'n eenvoudige FFT-program wat onder DOS uitgevoer word, maar dit is nou 'n gespesialiseerde klankontleder, filter, frekwensie-omskakelaar, hum-filter, datalogger, ens. (Sien geskiedenis). U kan dit van hierdie webwerf aflaai. Of kyk na die handleiding (in HTML-formaat), al is die handleiding wat in die argief opgeneem word, meer op datum. Verder is dieselfde handleiding af en toe omgeskakel in 'n enkele PDF (SpecLab_Manual.pdf), maar elke poging om 'n gemeenskaplike indeks en inhoudsopgawe vir hierdie PDF te skep, deur OpenOffice te gebruik (met regte bladsynommers in plaas van die hiperskakels), het klaaglik misluk. - sien aantekening in die voorwoord van die PDF-dokument.
As u op soek is na 'n kort beskrywing in die Duitse taal, kyk hier. Die hersieningsgeskiedenis is hier. Hoe u SpecLab met SDR-IQ kan gebruik word hier beskryf hoe u SpecLab met PERSEUS kan gebruik (sonder 'n irriterende virtuele klankkabel) en hoe u SpecLab kan gebruik met sagteware-gedefinieerde radio's wat ExtIO ondersteun (in plaas van 'n geluidskaart), soos FiFi- SDR, RTL-SDR, FunCube, SDRplay RSP, ensovoorts, word hier beskryf.
As u hulp nodig het om die program aan die gang te kry, of vrae het oor 'n spesifieke funksie, kan u die forum van die Spectrum Lab-gebruiker besoek by groups.io (nie meer by Yahoo nie) ..

(SpecLab-skermkiekie in die modus "Color Direction Finder", VLF-spektrum, kleur

Spectrum Lab loop onder Windows 98, 2000, ME, XP (tuis en professioneel), Linux / WINE, maar uiteraard nie onder Windows Vista nie. Die rede waarom dit nie onder 'Vista' werk nie, is onbekend. Aangesien ek nie self Vista gebruik nie, kan ek min hieraan doen. Gebruik Linux / WINE, of 'n virtuele rekenaar met XP (in u glinsterende Vista-masjien).

  • Invoer kan vanaf die klankkaart geneem word, maar die koppelvlak "audio utility" maak dit moontlik om 'n koppelvlak te skep vir enige A / D-omskakelaar wat u wil (byvoorbeeld 'n PIC met seriële koppelvlak). Met 'n invoegtoepassing vir Winamp kan u klankstrome vanaf die internet analiseer (sien aflaai-afdeling).
    Behalwe die klankkaart en die koppelvlakke wat deur die "audio utilities" ondersteun word, ondersteun SpecLab direk SDR-IQ en SDR-14 (deur RFSpace, Inc), en PERSEUS (deur Microtelecom s.r.l.).
  • Gedemoduleerde uitvoer word gewoonlik na die geluidskaart gestuur, maar kan na enige ander plek gestuur word (insluitend 'n MP3- of OggVorbis-gekodeerde stroom met Winamp / Oddcast en 'n spesiale Audio-I / O DLL, wat dien as 'n invoegtoepassing vir Winamp).
  • Met die kiesbare en verstelbare watervalkleurpalet kan u die kontras van die watervalskerm verander tydens en na ontvangs van spektrumlyne ("contrast" en "helderheid" - skuifblaaie)
  • Die frekwensiebereik kan aangepas word terwyl u hardloop, die ou deel van die watervalskerm sal outomaties weer geteken word sonder om die klankverwerking te stop.
  • Spesiale watervalmodus vir "Radio Direction Finder" met kleurgekodeerde azimut-vertoning, gebaseer op DF6NM se Wideband Direction Finder met kleurgekodeerde spektrogramskerm. Nou met tot drie "kepe" (verstelbare nulle in die gesintetiseerde antennepatroon) om geraas uit sekere rigtings te onderdruk.
  • Spesiale "multi-strook" waterval-modus vir langtermyn waarneming van relatief smal bande
  • Toegewysde spektrogram vir hoër tyd- en frekwensie-resolusie, indien aan sekere voorwaardes voldoen word (sedert 2009-06)
  • Ondersteuning vir beeldkansellerende direkte omskakelingsontvangers (kwadratuurinvoer via stereoklankkaart)
  • Baie skerp, FFT-gebaseerde klankfilters wat ook gebruik kan word om frekwensies te skuif en om te skakel, met outomatiese kerf, denoiser, ens. Nuut (2007-02): Skryf u eie inprop vir die FFT-filter!
  • Watervalskerm kan van bo na onder, of van regs na links loop (goed vir HELE modusse)
  • Berekening van piekvlakke, piekfrekwensies, geraasvlakke, effektiewe waardes, SINAD, ens
  • Lêerregistrasie en lêeranalise met WAVE-lêers (nou met 'Triggered Audio Recorder' + opsie voor sneller)
  • Periodieke of geskeduleerde aksies, byvoorbeeld om die skerm as 'n BMP- of JPEG-lêer vas te lê
  • Klankmonstersnelhede van 8000 tot 192000 monsters per sekonde.
    192 kS / sekonde is slegs met enkele kaarte getoets met ASIO-drywers en / of standaard multimedia-bestuurder. Met ekstra hardeware (soos sagteware-gedefinieerde ontvangers met hoëspoed-USB-koppelvlakke), is selfs hoër monstersnelhede (en dus bandwydtes) moontlik.
  • 16-bit ADC-resolusie wat ongeveer 90 dB invoerreeks bied (plus addisionele FFT-versterking!)
  • 24-bis resolusie moontlik met sekere kaarte (getoets met Audigy 2 ZS 2004-05)
  • Frekwensie-resolusie in die sub-milliHertz-reeks (oorskry die stabiliteit van die klokopwekker van die klankkaart).
  • FFT-uitvoer word gebuffer in 'n skikking met verstelbare grootte vir langtermynwaarnemings (met 'terug-in-tyd' terwyl die analise voortgaan). Verder kan die FFT-uitvoer in verskillende formate opgeneem (uitgevoer) word.
  • Seinopwekkers met kiesbare golfvorm, frekwensie en opsionele modulasie, plus ruisgenerator
  • Bromfilter om 50 Hz (of 60 Hz) plus harmonieke te verwyder, gebaseer op Paul Nicholson se algoritme vir 'n meervoudige kamfilter met outomatiese opsporing. Lees Paul se aantekeninge oor huishoudelike VLF-ontvangs as u belangstel om u Natural Radio-ontvangs te verbeter.
  • Frekwensie-omskakelaar om lae "IF" -frekwensies (bv. 17,2 kHz) na hoorbare toon (650 Hz, ens.) In reële tyd te verskuif. Kan in 'n 'soft-VLF-RX' gebruik word. Ander demoduleerders in DSP-blackbox.
  • Dekodeerder vir sommige tydkode-senders: MSF (60kHz), HBG (75kHz), DCF77 (77.5kHz) kan nou gebruik word om u rekenaarklok op 'n hoë akkuraatheid te stel. Al wat u nodig het, is u langgolf-ontvanger en die klankkaart.
  • Modulator en dekodeerder vir sommige 'eksperimentele' digitale kommunikasiemodusse soos PSK31, BPSK, QPSK, FSK, multi-tone HELL, MSK (minimum skuifsleutel sedert 2004-12), versending en ontvangs van letters met 'n klein 'terminale' venster.
    'N DLL-koppelvlak is beskikbaar om Spectrum Lab vir nuwe digitale transmissiemodusse te gebruik (maar nog nie in gebruik nie).
  • Vinnige waterval met tot 200 watervallyne per sekonde, wat dit moontlik maak om selfs vinnige Morse-kode per oog te dekodeer (alhoewel dit nie daarvoor bedoel is nie, is dit lekker om na te kyk)
  • veelsydige uitvoerfunksie (gebaseer op tekslêers, vir na-verwerking met Excel, ens.). Brian, CT1DRP het die uitvoerfunksies gebruik om spektrogramme en seingrafieke van die 136kHz-band te skep.
  • Ingeboude HTTP-bediener sodat u 'n (eenvoudige) gebruikerskoppelvlak vir SpecLab in HTML kan skryf (bedoel om in 'n LAN te gebruik, nie as 'n volwaardige webbediener nie).
  • Kommunikasie met ander toepassings deur middel van 'n eenvoudige boodskapsgebaseerde stelsel, wat ook deur SpecLab gebruik word om met die RDF-sakrekenaar te kommunikeer (sakrekenaar met reikafstand + kaartplotter, skakel kan slegs op die hoofwerf werk).


(skermkiekie van die venster "Components" vanaf 'n ouer weergawe)

  • Vanweë die 'laboratorium'-aard is hierdie analiseerder nie so maklik om te gebruik soos ARGO (deur I2PHD en IK2CZL, beskikbaar op Alberto se tuisblad: www.weaksignals.com).

Sommige toepassings

AMSAT-DL se Aarde-Venus-Aarde-eksperiment op 2,4 GHz by die Bochum-radioteleskoop

In Maart 2009 het 'n groep radioamateurs 'n radiosein van Venus suksesvol gebons, oor 'n afstand van (2 *) 45 miljoen kilometer. 'N Kort beskrywing van die ontvangstegniek (sagteware) kan hier gevind word. Meer besonderhede is op die AMSAT-DL webwerf en binnekort in die AMSAT-joernaal. Dankie aan DD5ER, DJ1CR, DJ4ZC, DH2VA, DK8CI, DL1YDD, G3RUH, ON6UG, en almal wat bygedra het, omdat hulle deel van die span was.
Die konfigurasie wat vir die (2.4 GHz) EVE-toets gebruik word, is nou deel van die installasiepakket (EVE-SDR-IQ-5kHz_2G4.usr) en ons het die SDR-IQ hiervoor gebruik. As u iets soortgelyks wil probeer en 'n PERSEUS-ontvanger wil hê, gebruik dan EVE-Perseus_2G4.usr.

Hoe om Spectrum Lab te gebruik om veldsterktepersele van DI2AG, 'n eksperimentele mediumgolfbaken op 440 kHz in die suide van Duitsland, te produseer. Dit besef 'n paar idees waaroor ons op die Ham Radio-beurs in Friedrichshafen (Junie 2005) gepraat het. Meer inligting in hierdie dokument (tot dusver, slegs in Duitse taal): Beschreibung des Einsatzes von Spectrum Lab als Bakenlogger f & uumlr DI2AG. Update 2007: DI2AG is nou verskuif na 505 kHz (wat in baie lande 'n nuwe amateurradioband is - met die uitsondering van Duitsland ..).

Daar is 'n spesiale smalband-transmissiemodus in die 'digimode-terminale' van Spectrum Lab genaamd Chirped Hell, gebaseer op 'n idee van Markus, DF6NM.Ons gebruik dit op die amateur-langgolfband (136 kHz) om 'n smalbandoordrag te lewer. 'N Spesiale eienskap van Markus se Chirped Hell-beginsel is die relatief lae toppuntfaktor, dus kan dit gebruik word om karakters (en selfs klein beelde) redelik effektief uit te stuur, maar (anders as opeenvolgende meervoudige hel), het u 'n lineêre sender nodig. 'N Beeld wat op 'n waterval in die "QRSS 3" -modus ontvang word, kan soos volg lyk:

LowFER-ontvanger met 'n "sagteware" INDIEN

Hierdie artikel van Lyle Koehler, K & OslashLR, beskryf 'n eenvoudige "sagteware-gedefinieerde" ontvanger en 'n paar ander (makliker om te gebruik) alternatiewe vir SpecLab. Moenie Lyle se afbreekbane misloop wat hy suksesvol gebruik vir die ontvangs van die Amerikaanse en Amerikaanse LowFER bakens nie. Die laaste deel beskryf hoe u veldsterktes van LowFER-bakens kan aanmeld met die plotvenster van Spectrum Lab.

G7IZU Radiorefleksie-opsporingsbladsy

Hierdie pragtige webwerf deur Andy G7IZU monitor Meteor Shower, Aurora Sporadic-E en Solar Flares in reële tyd, meestal deur weerkaatsing van radioseine in die 50 MHz-streek.

VE2AZX presiese frekwensie metings

Jacques, VE2AZX, beskryf hier hoe Spectrum Lab gebruik kan word vir presiese frekwensiemetings in die millihertz-streek. Moenie sy gedetailleerde beskrywing mis nie - dit is eintlik beter as die ingeboude hulpstelsel van SpecLab -)

As u 'n geskikte klankkaart het, kan u SpecLab gebruik om ultrasoniese vlermuisoproepe intyds sigbaar en hoorbaar te maak. Kies "Vinnige instellings" in die menu. "Natuurlike radio- / dierestemme" .. "Vlermuisomskakelaar". Hierdie konfigurasie vereis 'n klankkaart met 'n ware samplingsnelheid van 96 kHz, en 'n rekenaar met minstens 1,7 GHz. Die sagteware wys die oproep in 'n vinnige spektrogram (met 'n hoë resolusie, maar min frekwensie-resolusie), en skakel die ultraklank om na klank, sny konstante frekwensie "draers" uit (soos die lynsinkfrekwensie van u CRT-monitor, wat irriterend is as dit is in die "vlermuisband") en gee uiteindelik die afwaartse en gefiltreerde sein deur 'n outomatiese versterkingsfase.

As 'n toets het ek 'n goedkoop miniatuur-elektretmikrofoon gebruik om hierdie opname van vlermuisgeluide te maak (96 kHz, 16 bit, mono .. regs-kliek om dit op te slaan). As u dit met 'n gewone klankspeler speel, sal u niks hoor nie. Maar as u dit in SpecLab (menu "File" .. "Audio Files" .. "Analyze and Play" speel, met die instelling "Bat Converter" gelaai, sal u die kolf hoor roep. Ek weet nie watter spesie dit is nie) is nog, maar dit lyk asof hulle redelik gereeld in hierdie deel van Duitsland voorkom.

Die FFT-gebaseerde filter in Spectrum Lab is al baie veelsydig, maar dit kan steeds uitgebrei word met 'n 'filter plugin'. Hierdie invoegtoepassings kom in die vorm van 'n spesiale Windows-DLL wat vanaf die filterbeheerpaneel gelaai kan word. Sulke inproppe kan met enige C / C ++ -samesteller geskryf word (aanbeveel: Borland C ++ Builder V4 of DevCpp V4.9.9.2, laasgenoemde is 'n gratis ontwikkelingsstelsel gebaseer op die GNU / MinGW-samesteller). Om u eie invoegtoepassing te ontwikkel, laai hierdie FFT Filter Plugin-pakket af - dit bevat alle vereiste inligting wat benodig word om 'n filter-inprop te skryf, en 'n voorbeeld-inprop wat in die "C" -programmeringstaal geskryf is. OPMERKING: DIE DLL-INTERFACE is NOG "ONDERWORP AAN VERANDERING"!

  • Primêr: www.qsl.net/dl4yhf/speclab/install_speclab.zip,
    (V2.95 b3, saamgestel 2020-10-03 of later, met nuwe uitsetskakelaars, 'n bugfix in die noiseblanker, Ogg / Vorbis-klanklêerleser en -skrywer, golflêers met 24-bis heelgetal en 32-bis-drywende puntmonsters , GPS (NMEA) dekodeerder ook deur die klankkaart, invoer resampler opsioneel met behulp van die GPS PPS-uitvoer vir sinchronisasie, ondersteuning vir Winrad-versoenbare ExtIO-DLL's (ook vir FiFi-SDR), nuwe kontroles vir die filterbande op die hooffrekwensie skaal. sien hersieningsgeskiedenis.
    Die nuutste toevoegings was:
    • OpenWebRX-bediener vir afgeleë lewendige klank en waterval in 'n webblaaier (besonderhede hier)
    • Uitgebreide CAT / CI-V-protokol om breëbandspektra te vertoon vanaf 'n IC-7300, IC-7610, IC-7851, ens (?)
    • Stuur van CI-V-boodskappe van en na verskeie kliënte (bv. WSJT-X, RS-BA1) op ekstra seriële poorte
    • Tydtydse gebeurtenisry vir die voorwaardelike aksies
    • Nie-differensiële kodering vir eksperimentele (B) PSK-uitsendings
    • Nuwe voorbeeldformate wat oor die seriële poort ontvang word (bv. Van die GPSDO wat tans ontwikkel word)
    • Het die leser gewysig vir nie-saamgeperste, tydgestempelde webstrome (en hul loglêers * .dat)
    • Gewysigde geaktiveerde klankopnemer
    • Gewysigde COM-poortopname omdat 'n dom Bluetooth-bestuurder die toepassing vir baie sekondes geblokkeer het
    • Spektrumbuffer kan as JSON-voorwerp via die geïntegreerde webbediener van SL opgespoor word
    • Verskillende buffergroottes vir klankverwerking en klankkaart-I / O
    • Gewysigde Audio-I / O DLL-koppelvlak (bugfix in die konfigurasiedialoog)
    • Ondersteuning vir RTL-SDR (via ExtIO-DLL)
    • Verbeterde spoed, ten koste van verenigbaarheid met antieke 80486
    • EbNaut-opnemer-konfigurasielêers
    • Gekomprimeerde Ogg / Vorbis-lêer kiesbaar vir opname van klank (behalwe nie-saamgeperste Wave-klank)

    As alternatief, kyk na die aflaai-afdeling op Ko Versteeg se webwerf.

    Vertrou geen ander aflaaiplek nie - nie 'softpedia' of 'freedownloadmanager' of iemand anders nie, want u weet nooit wat die webwerwe aan / met die lêers gedoen het nie. Sommige van hierdie webwerwe beweer dat hulle 'n ekstra 'viruskontrole' uitgevoer het, maar geen van die eienaars van die werf het my (die skrywer van Spectrum Lab) ooit om toestemming gevra om die installateur weer te versprei of selfs te verpak nie, dus 'by verstek' Ek vertrou geen van hierdie webwerwe nie.

    Die argief bevat EXE-lêers, voorbeeldinstellingslêers, hulpsisteem (in HTML-formaat) en 'n paar ander lekkernye, maar nie hulpprogramme hieronder nie.

    • Winamp-uitvoer-inprop om klankdata direk vanaf Winamp na Spectrum Lab te stuur (nie via 'n klankkaart nie)
    • Met FFT-filter-inproppe kan u u eie subroetines (saamgestel in 'n DLL) in die seinpad plaas, waar seine in die frekwensiedomein verwerk word.
    • Die sleutelkodes vir klankkaarte bevat 'n voorbeeld om 'n klankstroom na Spectrum Lab te stuur met behulp van WM_COPYDATA-boodskappe.
      Die rits-argief bevat ook die "C" -kopskrifte met struktuurdefinisies vir interaksie tussen SL en ander toepassings (audiomsg.h).

    As u u eie program wil skryf om Spectrum Lab te beheer, lees hierdie dokument wat verduidelik hoe u daarmee kan kommunikeer deur middel van eenvoudige WM_COPYDATA-boodskappe (dieselfde datastrukture word ook gebruik om klank uit te ruil via UDP of TCP).

    U het dit nie nodig as u nie van plan is om SL as 'Webontvanger' (bediener) te gebruik nie!

    Sedert 2020-06 kan die HTTP-bediener wat in Spectrum Lab geïntegreer is, 'n aangepaste variant van HA7ILM se Open Web Receiver 'host', soos beskryf in die Spectrum Lab-handleiding. Omdat die OpenWebRX 'htdocs'-lêergids 'n groot aantal Javascript-modules bevat wat nie nodig is vir normale gebruik nie, word hierdie lêers nie vervat in die Spectrum Lab-installeerder (aflaai van 'n skakel in die vorige hoofstuk). In plaas daarvan, as u Spectrum Lab soos 'n OpenWebRX-bediener wil gebruik, kry u die effens gewysigde lêers van hier af:
    & emsp www.qsl.net/dl4yhf/speclab/OpenWebRX_for_SpectrumLab.zip

    Benewens Spectrum Lab self, is die bogenoemde lêers (gebaseer op die oorspronklike OpenWebRX 'htdocs'-gids) alles wat u nodig het om dit aan die gang te kry. Pak hierdie lêers net uit in 'n map van u keuse (bv. "C: OpenWebRx") en laat die HTTP-bediener van Spectrum Lab weet waar die lêers is soos hier beskryf. Daar is geen afhanklikhede om te installeer nie, u het nie Python of CSDR nodig nie, aangesien die hele HTTP-bediener as 'n C / C ++ module in Spectrum Lab geïntegreer is. Die gedemoduleerde klank en waterval word eenvoudig van SL self geneem (of van 'n IC-7300 / IC-9700 se 'Spectrum Scope' -skerm). Dus, in teenstelling met 'n multi-kanaal Kiwi SDR, sal alle kliënte wat aan ons bediener gekoppel is, dieselfde sien en hoor een van die gebruikers die ontvanger kan beheer - as jy hom toelaat om. Maar dit is baie lekker as u gedurende 'n QSO die URL van die webwerf (of IP-adres) van 'n webwerf kan gee waar hy kan luister syne sein in jou ontvanger, of kyk hoe stampvol die band is jou einde (in plaas daarvan om een ​​van die honderde WebSDR's en KiwiSDR's regoor die wêreld te gebruik).

    Die oorspronklike OpenWebRX self was beskikbaar (*) op Github, sien
    & emsp github.com/simonyiszk/openwebrx

    Moet ook nie Andras se BSc-proefskrif oor OpenWebRX, wat (in 2019) afgelaai kan word, misloop nie
    & emsp sdr.hu/openwebrx

    Opmerking: die Github-bewaarplek is deur die eienaar (Andras, HA7ILM) gearchiveer, aangesien die oorspronklike OpenWebRX-ontwikkeling in 2019-12-29 gestaak is. Daar is miskien vurke van die oorspronklike projek wat nog aktief ontwikkel is (die Kiwi Web SDR is ook daarop gebaseer), maar ek het nie nagegaan of die gevurkte HTML- en Javascript-modules ook deur Spectrum Lab aangebied kan word nie.

    Aangesien die oorspronklike OpenWebRX deur HA7ILM gepubliseer is onder Affero GPL v3-lisensie, word die gewysigde lêers hier onder dieselfde lisensie versprei. Anders as die oorspronklike OpenWebRX-lisensie, is daar geen kommersiële lisensie daarvoor beskikbaar nie (nie vir die gewysigde OpenWebRX-lêers of vir Spectrum Lab nie).


    Verwysings

    Heiles C .: 'n Heuristiese inleiding tot radioastronomiese polarisasie. In: Stanimirovic, S., Altschuler, D., Goldsmith, P., Salter, C. (reds.) Single-Dish Radio Astronomy: Techniques and Applications, ASP Conference Proceedings, Arecibo single-dish summer school, pp. 131– 152, vol. 278. ISBN: 1-58381-120-6. Astronomical Society of the Pacific, San Francisco (2002)

    Bergano, J., et al.: Ontwerp van 'n IF-afdeling vir C-band polarimetrie. Voorgelê aan IEEE Trans. Mikrogolf Theor. Tegnies. (2010). astro-ph arXiv: 1010.3224

    Fonseca R., et al.: Terreinevaluering en RFI-spektrummetings in Portugal met die frekwensiegebied 0,408-10 GHz vir 'n GEM-gepolariseerde galaktiese radio-emissie-eksperiment. Nuwe Astron. 11, 551–556 (2006)

    Camps, A., Marchan-Hernandez, J.F., Ramos-Perez, I., Bosch-Lluis, X .: Nuwe radiometerbegrippe vir afstandswaarneming in die oseaan: beskrywing van die PAU (Passive Advanced Unit). In: Verrigtinge van die IEEE International Geoscience and Remote Sensing Symposium, IGARSS 2006, Denver, Colorado. 31 Julie – 4 Augustus 2006

    Bosch-Lluis X., Camps A., Marchan-Hernandez J.F., Ramos-Perez I., Prehn R., Izquierdo B., Banque X., Yeste J .: FPGA-gebaseerde implementering van 'n polarimetriese radiometer met digitale balkvorming. EEE Internasionale Konferensie oor Geowetenskap en Afstandswaarnemingsimposium, IGARSS (2006)

    Parsons, A., Backer, D. et al .: PetaOp / Second FPGA Signal Processing for SETI and Radio Astronomy, Signals, Systems and Computers, 2006. Veertigste Asilomar-konferensie oor ACSSC '06 (2006). http://dx.doi.org/10.1109/ACSSC.2006.355123

    Woods A., Inggs M., Langman A .: Versnelling van 'n sagteware radio sterrekunde korrelator met behulp van FPGA mede-verwerkers. Simposium oor toepassingsversnellers in hoëprestasie-rekenaars (2009)

    Von Herzen B .: seinverwerking by 250 MHz met behulp van hoëprestasie FPGA's. IEEE Trans. Baie grootskaalse integrasie. (Vlsi) Syst. 6(2), 238–246 (1998)

    Klein B., Philipp, D.S.D., Gsten R., Krmer I., Samtleben D .: A new generation of spectrometers for radio astronomy: fast fourier transfor spectrometer, 2006. In: Proc. Van die SPIE, millimeter- en submillimeterdetektore en instrumentatio vir sterrekunde III, vol. 6275, pp. 627511

    Hotan, A.W .: 'n nuwe seinverwerkingsplatform vir radiosterrekunde. A & ampA 485, 615–622 (2008). doi: 10.1051 / 0004-6361: 200809396

    Efstathiou, G., Lawrence, C., Tauber, J., et al.: Planck: The Scientific Program (Blue Book), ESA-SCI (2005) 1

    Kovac, J.M., et al .: Opsporing van polarisasie in die kosmiese mikrogolfagtergrond met behulp van DASI. Aard 420, 772–787 (2002)

    Leitch, E.M., et al .: Meting van polarisasie met die interferometer van die hoekhoekskaal. Aard 420, 763–771 (2002)

    Jarosik, N., et al .: Sewe jaar lange waarnemings van die Wilkinson-mikrogolfanisotropie-sonde (WMAP). Voorgelê aan Astrophys. J. Aanvulling Ser. (2010). arXiv: 1001.4744v1

    Dunkley, J., et al.: Vyf jaar lange waarnemings van die Wilkinson-mikrogolfanisotropie-sonde (WMAP). Astrofis. J. 701, 1804–1813 (2009). arXiv: 0811.4280v2

    Torres, S., et al.: Die GEM-projek: 'n internasionale samewerking om galaktiese stralingsemissie te ondersoek. Astrofis. Ruimte wetenskap. 240, 225 (1996)

    Tello, C., et al .: Die 2,3 GHz-kontinuumopname van die GEM-projek. Voorgelê aan Astron. Astrofis. (2007). arXiv: 0712.3141

    Fowler, J.W., et al .: CMB-waarnemings met 'n kompakte heterogene 150 GHz-interferometer in Chili. Astrofis. J. Aanvulling Ser. 156, 1–11 (2005)

    Chang, J.W.C. et al.: Bee2: 'n hoë-end herkonfigureerbare rekenaarstelsel. IEEE Des. Toetsrekenaar. 22, 114–125 (2005)

    de Souza, L., Bunton, J.D., Campbell-Wilson, D., Cappallo, R.J., Kincaid, B .: 'n Radiosterrekundige korrelator wat geoptimaliseer is vir die Xilinx Virtex-4 sx FPGA. IEEE (2007)

    Kokkeler, A.B.J., Fridman, P., van Ardenne, A .: Degradation due to quantization noise in radio astronomy phased arrays. Exp. Astron. 11(1), 33–56 (2001)

    Fonseca, R., Barbosa, D., Cupido, L., Santos, D.M., Bergano, J., et al.: 'N 5 GHz-opname van die galaktiese gepolariseerde emissie. Aangebied tydens URSI Spanish National Meeting, 2007. La Laguna, Tenerife, Spanje (2007) http://www.av.it.pt/gem/publications1.htm

    Tello, C.: Galaktiese emissie kartering (GEM) polarisasie resultate by 5 GHz en huidige ontwikkeling by 10 GH. by die skeiding van CMB-komponente en die fisika van die voorgrondkonferensie, IPAC Caltech, Pasadena, Kalifornië. 14–18 Julie 2008. http://planck.ipac.caltech.edu/ForegroundsConference/presentationsForWEB

    King, O., et al .: The C-Band All-Sky Survey: instrumentontwerp, status en eerste kyk-data. In: Holland, W.S., Zmuidzinas, J. (reds.) Millimeter-, submillimeter- en ver-infrarooi detektore en instrumentasie vir sterrekunde V. Proceedings of the SPIE, vol. 7741, pp. 77411I-1–77411I-10 (2010)


    Waarom is die ADMA-ontvangers se ADC's slegs 3-bis? - Sterrekunde

    Prok. SPIE. 11453, millimeter-, submillimeter- en ver-infrarooi detectors en instrumentasie vir sterrekunde X

    SLEUTELWOORDE: Bolometers, Teleskope, Radon, Polarisasie, Sensors, Weerstand, Meetapparate, Technetium, Temperatuurmetrologie, Instrumentmodellering

    Kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB) -polarisasie-eksperimente maak gebruik van skikkings van laetemperatuur-detektore, soos supergeleidende oorgangsensors (TES) bolometers. Spanningsbevooroordeelde TES-bolometers moet ingebed wees in 'n uitleeskring wat stabiele werking moontlik maak. Om stabiliteit te verseker en om ons fisiese en elektrotermiese model van hierdie toestelle te toets, word metings wat daarop gemik is om die dinamika van die sensor oor die omvang van detektorvooroordeel en laai-toestande relevant vir ons toepassing, te karakteriseer vir verskeie bolometerontwerpe. In hierdie werk bied ons bolometer-elektrotermiese eienskappe aan wat afgelei is van stroomspanningskurwes, effektiewe elektrotermiese tydkonstante metings en komplekse impedansiemetings van AlMn TES-bolometers wat bedoel is vir die Ali CMB-polarisasieteleskoop (AliCPT). Alle bolometers bestaan ​​uit 385 nm dik 1400 ppma AlMn film met gemete supergeleidende kritieke temperatuur Tc= 480 mK. Die bolometers word goed beskryf deur 'n eenvoudige, een-pool elektrotermiese model met 'n natuurlike tydskonstante en tau0 dat ons aanpas deur die beenmeetkunde en die hoeveelheid PdAu-termiese ballast op die bolometer-eiland te varieer. Uit hierdie metings bepaal ons dat die volumetriese hittevermoë van gesputterde PdAu (atoompersentasies 67,6% / 32,4%) by 480mK 0,22 fJ / (K · & mamma 3) is. Laastens, bied ons die TES-parameters aan as 'n funksie van bedryfsweerstand en oor 'n reeks laai-toestande.

    Verrigtingsartikel | 22 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11453, millimeter-, submillimeter- en ver-infrarooi detectors en instrumentasie vir sterrekunde X

    TREFWOORDE: Starrende skikkings, Teleskope, Polarisasie, Sensors, Ontvangers, Multiplexing, Polarimetrie, Ontwerp van optiese instrumente, Refraktorteleskope, Alternatiewe beligting van oppervlaktes

    Uitgewersnota: Hierdie vraestel, oorspronklik gepubliseer op 22 Desember 2020, is op 12 Maart 2021 vervang deur 'n gekorrigeerde / hersiene weergawe. As u die oorspronklike PDF afgelaai het, maar nie toegang tot die hersiening het nie, kontak asseblief SPIE Digital Library se kliëntediens vir hulp.

    AliCPT-1 is die eerste polariteitsmeter van die CMB-graad wat op 5.250 m bo na die Tibetaanse plato ontplooi word. AliCPT-1 is 'n diafragma van 95/150 GHz 72 cm, twee lensbrekende teleskope wat afgekoel word tot 4K. Alumina-lense beeld die CMB af op 'n 636 mm wye fokusvlak. Die gemodulariseerde fokusvlak bestaan ​​uit dichroïese polarisasie-sensitiewe Transition-Edge Sensors (TESes). Elke module bevat 1 704 opties aktiewe TES's wat op 'n 6-inch Silicon-wafer vervaardig is. Elke TES-skikking word gelees met 'n mikrogolfmultipleksing met 'n multiplexfaktor tot 2000. Met so 'n groot faktor kon tien's van duisende detektors op 'n praktiese manier oorweeg word, wat 'n ontvanger ontwerp het wat tot 19 TES-skikkings vir 'n totaal van 32.300 TES's kan gebruik. AliCPT-1 maak gebruik van die tegnologiese vooruitgang van AdvACT en BICEP-3. Die kryostaat-ontvanger word tans onder integrasie en toetsing gedoen. Hier bied ons die AliCPT-1-ontvanger aan, onderliggend aan hoe die geoptimaliseerde ontwerp aan die eksperimentele vereistes voldoen.

    Verrigtingsartikel | 21 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11443, Ruimteteleskope en instrumentasie 2020: optiese, infrarooi en millimeter golf

    TREFWOORDE: Teleskope, vuurpyle, polarisering, satelliete, kwantumfisika, ruimtelike resolusie, algoritme-ontwikkeling, mikrogolfstraling, astrofisika, refraktorteleskope

    LiteBIRD, die Lite (ligte) satelliet vir die studie van B-modus polarisasie en inflasie vanuit kosmiese agtergrond Bestralingsdeteksie, is 'n ruimtemissie vir primêre kosmologie en fundamentele fisika. JAXA het LiteBIRD in Mei 2019 gekies as 'n strategiese grootklas (L-klas) missie, met sy verwagte lansering in die laat 2020's met JAXA se H3-vuurpyl. LiteBIRD beplan om die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB) polarisasie met ongekende presisie oor die volle lug in kaart te bring. Die belangrikste wetenskaplike doelwit daarvan is om 'n definitiewe soektog na die sein van kosmiese inflasie uit te voer, hetsy om 'n ontdekking te maak of om goed gemotiveerde inflasionêre modelle uit te sluit. Die metings van LiteBIRD sal ons ook insig gee in die kwantumaard van swaartekrag en ander nuwe fisika buite die standaardmodelle van deeltjiefisika en kosmologie. Om dit te doen, sal LiteBIRD drie-jaar-opnames op die Sun-Earth Lagrangian-punt L2 vir 15 frekwensiebande tussen 34 en 448 GHz met drie teleskope uitvoer, om 'n totale sensitiwiteit van 2,16 en muK-boogmin met 'n tipiese hoekoplossing te verkry. van 0,5 & deg by 100 GHz. Ons bied 'n oorsig van die LiteBIRD-projek, insluitend wetenskaplike doelstellings, missievereistes, stelselvereistes op die hoogste vlak, werkingskonsep en verwagte wetenskaplike uitkomste.

    Verrigtingsartikel | 16 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11453, millimeter, submillimeter en ver-infrarooi opspoorders en instrumentasie vir sterrekunde X

    TREFWOORDE: Reflektors, Diffraksie, Teleskope, Polarisasie, Satelliete, Antennes, Ruimtelike resolusie, Verdwaalde lig, Mikrogolfstraling, Ontwerp van optiese instrumente

    LiteBIRD is gekies as JAXA se strategiese groot missie in die 2020's, om die kosmiese mikrogolf-agtergrond (CMB) B-modus polarisasie oor die volle lug op groot hoekskale waar te neem.Die uitdagings van LiteBIRD is die wye-field-of-view (FoV) en breëband vermoëns van millimetergolf polarisasie metings, wat afgelei word van die stelselvereistes. Die moontlike paaie van verdwaalde lig neem toe met 'n wyer FoV en die kennis van -56 dB aan die ander kant is 'n uitdagende optiese vereiste. 'N Gekruiste-Dragone-konfigurasie is gekies vir die lae frekwensie teleskoop (LFT: 34-161 GHz), een van LiteBIRD se teleskope aan boord. Dit het 'n wye sigveld (18 & deg x 9 & deg) met 'n opening van 400 mm in deursnee, wat ooreenstem met 'n hoekresolusie van ongeveer 30 boogminute rondom 100 GHz. Die brandpuntverhouding f / 3.0 en die dwarshoek van die optiese asse van 90◦ word gekies na 'n uitgebreide studie van die dwaallig. Die primêre en sekondêre weerkaatsers het reghoekige vorms met tande om die afbrekingspatroon van die rande van die spieëls te verminder. Die weerkaatsers en struktuur is gemaak van aluminium om proporsioneel saam te trek van afwaarts tot die bedryfstemperatuur by 5 K. 'n 1/4 skaalmodel van die LFT is ontwikkel om die wye gesigsveldontwerp te bekragtig en om die verminderde afstand te demonstreer. sidelobes. 'N Polarisasie-modulasie-eenheid (PMU), gerealiseer met 'n halfgolfplaat (HWP), word voor die diafragma-aanslag geplaas, die ingangspupil van hierdie stelsel. 'N Groot fokusvlak met ongeveer 1000 AlMn TES-detektors en frekwensie-multiplexerende SQUID-versterkers word afgekoel tot 100 mK. Die lens en die draai-antennas het breëbandvermoë. Prestasiespesifikasies van die LFT en 'n uiteensetting van die voorgestelde verifikasieplan word aangebied.

    Verrigtingsartikel | 15 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11443, Ruimteteleskope en instrumentasie 2020: optiese, infrarooi en millimeter golf

    SLEUTELWOORDE: optiese komponente, teleskope, polarisering, lense, sensors, golfplate, ruimtebewerking, mikrogolfbestraling, kriogen, refraktorteleskope

    LiteBIRD is 'n JAXA-geleide Strategiese Grootklas-missie wat ontwerp is om te soek na die bestaan ​​van die oer-swaartekraggolwe wat gedurende die inflasionêre fase van die Heelal geproduseer word, deur die afmeting van hul afdruk op die polarisasie van die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB). Hierdie metings, wat 'n ongekende sensitiwiteit vereis, sal oor die volle lug uitgevoer word, op groot hoekskale en meer as 15 frekwensiebande van 34 GHz tot 448 GHz. Die LiteBIRD-instrumente bestaan ​​uit drie teleskope, naamlik die lae-, medium- en hoëfrekwensie-teleskoop (onderskeidelik LFT, MFT en HFT). Ons bied in hierdie artikel 'n oorsig van die ontwerp van die mediumfrekwensie-teleskoop (89 <224 GHz) en die hoëfrekwensie-teleskoop (166 <448 GHz), die sogenaamde MHFT, onder Europese verantwoordelikheid, wat twee kriogeen breking is. teleskope afgekoel tot 5 K. Dit bevat 'n deurlopende roterende halfgolfplaat as eerste optiese element, twee hoë-digtheid poliëtileen (HDPE) lense en meer as drieduisend deteksie-sensor (TES) -detektors wat tot 100 mK afgekoel is. Ons gee 'n oorsig van die konsepontwerp en die oorblywende spesifieke uitdagings waarmee ons die wetenskaplike doelwitte van LiteBIRD moet bereik.

    Verrigtingsartikel | 13 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11453, millimeter-, submillimeter- en ver-infrarooi detectors en instrumentasie vir sterrekunde X

    TREFWOORDEN: Starrende skikkings, optika op platvlak, teleskope, optiese filters, beeldvorming van millimetergolf, resonators, silikon, polarimetrie, mikrogolfstraling, induktansie

    TolTEC is 'n 3-band-millimetergolfbeeldingspolarimeter wat beplan word om in Januarie 2020 in die Large Millimeter Telescope (LMT) in gebruik geneem te word. TolTEC bestaan ​​uit drie monolitiese skikkings van mikro-kinetiese induktansedetektors (MKID's) op kilopixel-skaal, wat saam meer as 7,000 bevat polarisasiesensitore. Hier beskryf ons baie van die unieke aspekte van die TolTEC-silikon-fokusvlakontwerp. Ons bied dan beide laboratorium- en volledig geïntegreerde in-ontvanger-metings aan in die laboratorium waarmee ons die optiese, resonator- en ruis-eienskappe van die skikkings kenmerk.

    Verrigtingsartikel | 13 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11453, millimeter-, submillimeter- en ver-infrarooi detectors en instrumentasie vir sterrekunde X

    TREFWOORDE: Fotoniese toestelle, resonators, sensors, supergeleiers, interferensie (kommunikasie), aluminium, mikrogolfstraling, seinopsporing, induktansie, blik

    Ons demonstreer mikrogolf kinetiese induktansedetektore (MKID's) waarvan die sensitiwiteit beperk word deur fotonruis by 50 mHz seinfrekwensies. Die sub-Hz-deel van die opsporingsspektrum is belangrik vir millimetergolfinstrumente, maar fotonruis onder 1 Hz in MKID's is nog nie voorheen ondubbelsinnig gedemonstreer nie. Toestelle is gekoppel, direk-absorberend, en bestaan ​​uit supergeleidende resonators met 'n enkelvoudige element, vervaardig uit 'n baster van stoïgiometriese TiN, Al en 'n amorfe-Si-passiveringslaag. Die apparaat se geraas spektrum is wit tot 50 mHz en het 'n amplitude wat ooreenstem met foton geraas. Ons sal hierdie metings aanbied en die veelvuldige ontwerpkeuses bespreek wat tot die resultaat lei.

    Verrigtingsartikel | 13 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11444, Ruimteteleskope en instrumentasie 2020: ultraviolet tot gammastraal

    SLEUTELWOORDE: Elektronika, Ruimte-ingenieurswese, Sensors, Multiplexing, Detector-skikkings, Omgewingswaarneming, Fused deposition modellering

    CNES (Franse Ruimteagentskap) is verantwoordelik vir die ontwikkeling van die X-IFU-instrument vir Athena. Die hoofsensor-opsporingsketting-substelsel van die X-IFU-instrument is een van die belangrikste substelsels van die instrument, as die belangrikste bydraer tot die uitvoering. Hierdie substelsel betrek belangrike vennote van die X-IFU-instrument, byvoorbeeld GFSC, SRON, VTT, APC en IRAP. Die doel van hierdie referaat is om die basislyn van die definisie van die X-IFU-opsporingsketting in die raam aan die einde van fase A / begin van fase B. weer te gee. Die uitlees is gebaseer op Time Domain Multiplexing (TDM). Daar is sterk ontwerpkwessies wat die verskillende subkomponente van die opsporingsketting verbind (die hoofsensoropstelling, die koue elektroniese stadiums en die warm elektronika). Die opsporingskettingomgewing (termiese, meganiese en EMI / EMC-omgewing) vereis ook 'n dwarsanalise. Hierdie referaat fokus op daardie aspekte, terwyl die ontwerpbeskrywing van die subkomponente van die opsporingsketting verskaf word.

    Verrigtingsartikel | 13 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11445, grond- en lugteleskope VIII

    SLEUTELWOORDE: termografie, teleskope, spieëls, magnetisme, wolke, ruimtelike resolusie, ontwerp van optiese instrumente, submillimeter-teleskope

    Die volgende generasie submillimeter-teleskoop met groot diafragma (BLAST-TNG) was 'n unieke instrument om die gepolariseerde submillimeterhemel met 'n hoë hoekoplossing te karakteriseer. BLAST-TNG het in Januarie 2020 vanaf die Long Duration Balloon Facility in Antarktika gevlieg. Ondanks die kort vlugduur, het die instrument baie goed gewerk en verskaf dit belangrike inligting oor elke substelsel wat van onskatbare waarde sal wees vir toekomstige ballonmissies. In hierdie bydrae bespreek ons ​​die prestasie van teleskoop en gondel.

    Verrigtingsartikel | 13 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11453, millimeter-, submillimeter- en ver-infrarooi detectors en instrumentasie vir sterrekunde X

    TREFWOORDE: Teleskope, kameras, sensors, polarimetrie, optiese toetsing, sensorprestasie, swart liggame, kriogenie, induktansie, onbewaakte grondsensors

    TolTEC is 'n drieband-beeldpolarimeter vir die Large Millimeter Telescope. Gelyktydig waargeneem met slaagbande van 1.1mm, 1.4mm en 2.0mm, het TolTEC diffraksie-beperkte balke met FWHM van onderskeidelik 5, 7 en 11 boogsek. Oor die komende dekade sal TolTEC 'n kombinasie van PI-geleide en Open-Access Legacy Survey-projekte uitvoer. Hierin gee ons 'n oorsig van die instrument en gee ons die eerste kwantitatiewe metings van die prestasie daarvan in die laboratorium voordat dit in 2021 na die teleskoop gestuur word.

    Verrigtingsartikel | 13 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11453, millimeter-, submillimeter- en ver-infrarooi detectors en instrumentasie vir sterrekunde X

    TREFWOORDE: Observatoriums, Optiese versterkers, Optiese litografie, Sensors, Detector-skikkings, Detektorontwikkeling, Multiplexers, Mikrogolfstraling, Kryogenika, Induktansie

    Kinetiese induktansie-reisgolfparametriese versterkers (KIT's) word tans ontwikkel vir die uitlees van groot kriogenetiese detektore. Ons bied nuwe KIT-ontwerpe aan wat gebaseer is op 20 nm NbTiN-films wat gebruik word deur standaard optiese fotolitografie. Ons rapporteer die versterkings-, bandwydte- en geraas-eienskappe van toestelle wat die kwantumlimiet nader. Verder demonstreer ons 'n KIT-voorversterker met 'n mikrogolf-SQUID-multiplexer. Die verbeterde insetverwysingsstroomgeraas, vergeleke met die standaard HEMT-uitlees, bied nuwe moontlikhede vir kriogeniese ontvangers. Ons bespreek hierdie voordele.

    Verrigtingsartikel | 13 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11453, millimeter-, submillimeter- en ver-infrarooi detectors en instrumentasie vir sterrekunde X

    TREFWOORDE: Teleskope, polarisering, sensors, ontvangers, mikrogolfstraling

    In hierdie werk beskryf ons die opgradering van die Spider-ballon-teleskoop ter voorbereiding van sy tweede vlug, wat tans beplan word vir Desember 2021. Die Spider-instrument is geskik om te soek na 'n oer-B-modus polarisasiehandtekening in die kosmiese mikrogolfagtergrond met hoekhoekskale . Tydens sy eerste vlug in 2015 het Spider gekarteer

    10% van die lug op 95 en 150 GHz. Die loonvrag vir die tweede Antarktiese vlug bevat drie nuwe 280 GHz-ontvangers saam met drie opgeknapte 95- en 150 GHz-ontvangers van Spider se eerste vlug. In hierdie werk bespreek ons ​​die ontwerp en karakterisering van hierdie nuwe ontvangers, wat gebruik maak van meer as 1500 voerkanaal-gekoppelde oorgangsensors. Ons beskryf laboratoriummetings voor die vlug van detector-eienskappe en die optiese prestasie van voltooide ontvangers. Hierdie ontvangers sal 'n wye gebied op 280 GHz in kaart bring en nuwe inligting verskaf oor gepolariseerde Galaktiese stofvrystelling wat sal help om dit van die kosmologiese sein te skei.

    Verrigtingsartikel | 13 Desember 2020

    Prok. SPIE. 11453, millimeter-, submillimeter- en ver-infrarooi detectors en instrumentasie vir sterrekunde X

    TREFWOORDE: Sensors, magnetisme, rekenaarstelsels, ontvangers, seinverwerking, mikrogolfbestraling, seinopsporing, kriogenie, induktansie, submillimeter-teleskope

    The Next Generation Balloon-born Large Aperture Submillimeter Telescope (BLAST-TNG) is 'n submillimeter-polarimeter wat ontwerp is om interstellêre stof en galaktiese voorgrond op 250, 350 en 500 mikron tydens 'n Antarktiese vlug van 24 dae te karteer. Die BLAST-TNG-detector-skikkings bestaan ​​uit onderskeidelik 918, 469 en 272 MKID-pixels. Die pixels is gevorm uit twee ortogonaal georiënteerde, gekruiste, lineêr-polarisasie-sensitiewe MKID-antennas. Die skikkings word afgekoel tot minder as 300 mK temperature en gestabiliseer via 'n geslote 3-sorpsiekas in kombinasie met 'n 4 He-vakuumpot. Die detektors word gelees deur 'n kombinasie van die tweede generasie herkonfigureerbare rekenaarhardeware vir oop argitektuur (ROACH2) en persoonlike RF-elektronika wat ontwerp is vir BLAST-TNG. Die firmware en sagteware wat ontwerp is om hierdie detektors uit te lees en te karakteriseer, is van nuuts af deur die BLAST-span rondom hierdie detektors gebou, en is aangepas vir gebruik deur ander MKID-instrumente soos TolTEC en OLIMPO.1 Ons bied 'n oorsig van hierdie stelsels sowel as diepgaande metodologie van die grondkarakterisering en die gemete prestasie tydens die vlug.

    SPIE Journal Paper | 31 Mei 2019

    SLEUTELWOORDE: X-strale, sensors, veldeffektransistors, elektronika, mikrogolfbestraling, starende skikkings, prototipering, beeldresolusie, kriokoelers, supergeleiers

    Lynx is 'n x-straalteleskoop, een van vier groot satellietmissiekonsepte wat tans deur NASA bestudeer word om 'n vlagskipmissie te wees. Een van Lynx se drie instrumente is 'n beeldspektrometer genaamd die Lynx-röntgen-mikrokalorimeter (LXM), 'n x-straal-mikrokalorimeter agter 'n röntgenoptiek met 'n hoekresolusie van 0,5 boogsekonde en ∼2 m2 oppervlakte by 1 keV. Die LXM bied ongeëwenaarde diagnosering van verlengde uitgebreide strukture, en sal veral die rol van kosmiese terugvoer in die evolusie van die heelal uitvoerig kan ondersoek. Ons bespreek die basislynontwerp van LXM en enkele parallelle benaderings vir sommige sleuteltegnologieë. Die basislynsensortegnologie gebruik oorgangsensors, maar ons beskou ook 'n alternatiewe benadering met behulp van metale magnetiese kalorimeters. Ons bespreek die vereistes vir die instrument, die pixel-uitleg en die basislyn-uitleesontwerp, wat gebruik maak van mikrogolf-supergeleidende kwantum-interferensie-toestelle en hoë-elektronmobiliteitstransistorversterkers en die kriogeen verkoelingsvereistes en -strategie om aan hierdie vereistes te voldoen. Vir elk van hierdie tegnologieë bespreek ons ​​die huidige vlak van tegnologiese gereedheid en ons strategie om dit te bevorder om gereed te wees vir vlug. Ons beskryf ook die huidige stelselontwerp, insluitend die blokdiagram, en ons skatting vir die massa, drywing en datatempo van die instrument.

    SPIE Journal Paper | 22 Maart 2019

    TREFWOORDE: mikrogolfstraling, multiplexing, resonators, sensors, X-strale, multiplexers, modulasie, veldeffektransistors, induktansie, tydverdeling multiplexing

    Die Lynx x-ray microcalorimeter (LXM) is 'n beeldspektrometer vir die Lynx-satellietmissie, 'n x-straalteleskoop word deur NASA as 'n nuwe vlagskipmissie beskou. Lynx maak unieke astrofisiese waarnemings in die x-straal-heelal moontlik vanweë sy hoë hoekoplossing en groot gesigsveld. Die LXM bestaan ​​uit 'n reeks van meer as 100.000 pixels en is 'n belangrike tegnologiese uitdaging om die hoë vlak van multiplexing te bereik wat nodig is om hierdie sensors uit te lees. Ons bespreek die besonderhede van mikrogolf-supergeleidende kwantuminterferensietoestel (SQUID) multiplexing en beskryf waarom dit ideaal is vir die behoeftes van die LXM. Hierdie saak word gemaak deur die huidige en voorspelde prestasie van mikrogolf SQUID multiplexing op te som en die stappe te beskryf wat nodig is om ontwerpe vir al die LXM-skikkings te optimaliseer. Laastens beskryf ons ons plan om die tegnologiese gereedheidsvlak (TRL) van mikrogolf-SQUID-multiplexing van die LXM-mikrokalorimeters tot TRL-5 te bevorder teen 2024.

    Verrigtingsartikel | 31 Julie 2018

    Prok. SPIE. 10708, millimeter, submillimeter en ver-infrarooi opspoorders en instrumentasie vir sterrekunde IX

    TREFWOORDE: Starrende skikkings, Wafer-vlakoptika, Observatoriums, Teleskope, Lense, Sensors, Fisika, Ontvangers, Halfgeleidende wafers, Cryogenics

    Die Simons Observatory (SO) sal presiese temperatuur- en polarisasiemetings van die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB) maak met behulp van 'n reeks teleskope wat hoekskale tussen 1 boogminuut en tien grade sal bedek, meer as 40 000 detektors bevat, en monsterfrekwensies tussen 27 en 270 GHz. SO sal bestaan ​​uit 'n teleskoop van ses meter diafragma, gekoppel aan meer as 20.000 detektors, tesame met 'n reeks brekingskameras van 'n halfmeter diafragma, gekoppel aan nog 20.000+ detektors. Die unieke kombinasie van groot en klein diafragma's in 'n enkele CMB-sterrewag, wat in die Atacama-woestyn op 'n hoogte van 5190 m geleë is, sal ons in staat stel om 'n wye verskeidenheid hoekskale oor 'n gemeenskaplike opmetingsgebied te proe. SO meet fundamentele kosmologiese parameters van ons heelal, vind hoë rooiverskuiwingsgroepe via die Sunyaev-Zeldovich-effek, beperk die eienskappe van neutrino's en soek na handtekeninge van donker materie deur gravitasie-lens. Die ingewikkelde stel tegniese en wetenskaplike vereistes vir hierdie eksperiment het gelei tot innoverende instrumentasie-oplossings wat ons sal bespreek. Die groot diafragma-teleskoop kan gekoppel word aan 'n kriogeniese ontvanger van 2,4 m in deursnee en meer as 2 m lank, wat 'n aantal interessante tegniese uitdagings skep. Terselfdertyd ontwerp ons 'n reeks kristogene kameras met 'n opening van half meter wat ook uitdagende ontwerpuitdagings het. Ons gee 'n oorsig van die dryfvere vir en ontwerpe van die SO-teleskope en die kriogenkameras wat die koue optiese komponente en detektorreekse sal huisves.

    Verrigtingsartikel | 27 Julie 2018

    Prok. SPIE. 10708, millimeter, submillimeter en ver-infrarooi opspoorders en instrumentasie vir sterrekunde IX

    SLEUTELWOORDE: Bolometers, datamodellering, sensors, foutanalise, weerstand, versterkers, vaste stowwe, mikrogolfstraling, seinopsporing, termiese modellering

    Huidige en toekomstige kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB) polarisasie anisotropie metings vereis groot (10 4 -10 5) getalle hoëpresterende detektors om minuutseine te onthul. Aan die voorpunt van die detector-opsies wat beskikbaar is vir hierdie veld, is die TES-bolometers (transision-edge sensor), wat supergeleidende dun films gebruik as uiters sensitiewe termistors. Die begrip van die gedrag van hierdie TES's is van kardinale belang om hul volle potensiaal te benut en die kompromieë tussen robuustheid en sensitiwiteit in hul ontwerp te identifiseer. In hierdie werk rapporteer ons oor metings van TES-bolometers wat ontwerp is vir die Advanced ACTPol (AdvACT) -opgradering na die Atacama Cosmology Telescope (ACT). Met behulp van 'n driefase SQUID-versterkerketting, tydverdeling-multiplexing-elektronika en 'n eksterne seingenerator kenmerk ons ​​die impedansie- en ruis-eienskappe van 'n stel TES-toetsmeters wat in die laboratorium gemeet word, wat verskillende ontwerpe oor 'n wye seinband insluit. Met behulp van die impedansiedata kan ons afwykings verken van die veronderstelde bolometer-model wat gebruik word vir TES-ontwerp en instrumentgevoeligheidsvoorspellings. Deur die modellering van hierdie afwykings as gevolg van ontkoppeling van bolometer-elemente, haal ons parameters uit wat hierdie uitgebreide model beskryf. Ons kan dan die geluidsspektrum van die toestelle vergelyk met vooruit modellering gebaseer op die TES-parameters in die uitgebreide model. Ons ondersoek hoe oortollige geraas wissel, en sluit af met 'n bespreking van hoe ons resultate nuttig kan wees vir die ontwerp van toekomstige TES-skikkings op grond van die verwagte impak van die gemete effekte op instrumentele sensitiwiteit, en die relevansie van hierdie resultate vir bolometerontwerpe vir komende CMB-eksperimente. soos Simons Observatory en CMB-S4.

    Verrigtingsartikel | 24 Julie 2018

    Prok. SPIE. 10708, millimeter, submillimeter en ver-infrarooi opspoorders en instrumentasie vir sterrekunde IX

    TREFWOORDE: Bolometers, Polarisasie, Sensors, Silikon, Supergeleiers, Optiese toetsing, Detector-skikkings, Halfgeleidende wafels

    Die Advanced Atacama Cosmology Telescope Polarimeter (AdvACT) is 'n opgegradeerde instrument vir die Atacama Cosmology Telescope, wat gebruik maak van TES-sensors (Transition Edge Sensor) om kosmiese mikrogolf-agtergrond (CMB) polarisasie-anisotropiee in verskeie frekwensiebande te meet. Ons kyk na die integrasie en karakterisering van die finale polarimeter skikking, wat die lae frekwensie (LF) skikking is, bestaande uit 292 TES bolometers wat waargeneem word in twee bande gesentreer op 27 GHz en 39 GHz.Hierdie skikking is sensitief vir sinchrotronstraling van ons sterrestelsel sowel as vir die CMB, en is 'n aanvulling op die AdvACT-skikkings wat werk by 90, 150 en 230 GHz om robuuste opsporing en verwydering van voorgrondbesoedeling te bied. Ons bied detectorparameters vir die LF-skikking wat in die laboratorium gemeet word, insluitend versadigingskragte, kritieke temperature, termiese geleidingsvermoë, tydkonstantes en optiese doeltreffendheid, en hul eenvormigheid oor die hele wafer.

    Verrigtingsartikel | 18 Julie 2018

    Prok. SPIE. 10708, millimeter, submillimeter en ver-infrarooi opspoorders en instrumentasie vir sterrekunde IX

    SLEUTELWOORDE: Elektronika, resonators, sensors, versterkers, multiplexing, veldprogrammeerbare hekskikkings, multiplexers, mikrogolfstraling, Cryogenics

    Die volgende generasie krioogene CMB- en submillimeter-kameras wat tans ontwikkel word, benodig sensoriese skikkings met 'n digte instrument om hul wetenskaplike doelwitte te bereik. Die uitlees van groot getalle (

    10.000-100.000 per kamera) sub-Kelvin-sensors, byvoorbeeld soos voorgestel vir die CMB-S4-eksperiment, sal aansienlike verbeterings in koue en warm uitleestegnieke benodig. Om die uitleeskoste per sensor en die integrasie-kompleksiteit te verlaag, word tans gefokus op die bereiking van hoër multiplexing-digtheid, terwyl die uitleesgeraas onderdominant tot intrinsieke detectorgeraas behou word en die hanteerbare termiese vragte aangebied word. Krag-uitleestegnologieë met 'n baie veelvoud in aktiewe ontwikkeling sluit in mikrogolf kinetiese induktansensors (MKID's) en mikrogolf rf-SQUID's. Albei benut die hoë kwaliteit faktore van supergeleidende mikrogolfresonators om sub-Kelvin-sensors dig te kanaliseer in die bandwydte van 'n mikrogolf-transmissielyn. In die geval van mikrogolf-SQUID-multiplexing word skikkings van oorgangsensors (TES) multiplexeer deur elke TES aan sy eie supergeleidende mikrogolfresonator deur 'n rf-SQUID te koppel. Ons bied vooruitgang in die ontwikkeling van 'n nuwe warmafleesstelsel vir mikrogolf SQUID multiplexing, die SLAC Superconducting Microresonator RF elektronika, of SMuRF, deur die SLP National Accelerator Laboratory se Advanced Telecommunications Computing Architecture (ATCA) FPGA Common Platform aan te pas. SMuRF beoog om 4000 mikrogolf SQUID-kanale tussen 4 en 8 GHz per RF-lyn uit te lees. Elke kompakte SMuRF-stelsel is op 'n enkele ATCA-draaglem gebou. Dogterborde op die lem implementeer RF-frekwensie-verdelingsmultipleksering met behulp van FPGA's, vinnige DAC's en ADC's, en 'n analoog op- en af-omskakelingsketting. Die stelsel lees veranderinge in die vloed in elke resonator-gekoppelde rf-SQUID voor deur die verandering in die uitgesende amplitude en frekwensie van RF-tone wat by die basiese frekwensie van elke resonator geproduseer word, te monitor. Die SMuRF-stelsel is uniek in sy vermoë om elke toon op te spoor, wat die totale RF-krag wat nodig is om elke resonator uit te lees, tot 'n minimum beperk, waardeur die lineêre vereistes vir die koue en warm aflees aansienlik verminder word. Hier bied ons metings aan van die uitleesgeruis en lineariteit van die eerste volledige SMuRF-stelsel, insluitend 'n demonstrasie van geslote-lus-toonopsporing op 'n 528-kanaal kriogiese mikrogolf SQUID multiplexer. SMuRF word ondersoek as 'n potensiële uitleesoplossing vir 'n aantal toekomstige CMB-projekte, waaronder Simons Observatory, BICEP Array, CCAT-prime, Ali-CPT en CMB-S4. Daarbenewens is 'n parallelle ontwikkeling van die platform aan die gang om SMuRF aan te pas om MKID- en vinnige X-straal-TES-kalorimeterreeksen uit te lees.

    Verrigtingsartikel | 10 Julie 2018

    Prok. SPIE. 10699, Ruimteteleskope en instrumentasie 2018: ultraviolet tot gammastraal

    SLEUTELWOORDE: kodedelingsmultipleksering, ligbronne, sensors, X-strale, spektrometers, multiplexing, gammastraling, synchrotrons, tyddelingsmultipleksing, multiplexers

    SQUID Time-Division Multiplexing (TDM) is 'n tegniek vir die uitlees van skikkings van Transition-Edge Sensors (TES's) vir x-straal- en gammastraalwetenskap. TDM is in baie onlangse instrumente van 250 pixel-skaal ingespan, onder meer by sinchrotron-ligbronne en deeltjiesversnellerfasiliteite, sowel as in eksperimente op tafelblad. Twee TES-spektrometers wat TDM-uitlees gebruik, word binnekort in elektronstraal-ioonval-fasiliteite ingespan. TDM word ook ontwikkel as 'n aanvullende opsie vir die X-straal-integrale veldeenheid (X-IFU) van die Athena-satellietmissie. Die 3,840 TES-pixels van die X-IFU maak doeltreffende, hoë resolusie spektroskopie (2.5 eV FWHM by 7 keV) van uitgebreide astrofisiese bronne moontlik. Multiplekseringsfaktore van 40 of meer sensors per uitleeskolom word vir die X-IFU beplan. Om die volwassenheid van TDM-uitlees vir Athena te bevorder, skep ons 'n fokusvlak-samestelling vir die uitlees van 960 TES-pixels in 'n 24 kolom by 40 ry konfigurasie. Ons sal die ontwerp en eksperimentele vordering met hierdie tegnologiedemonstrator beskryf. In 'n TDM-stelsel het elke DC-bevooroordeelde TES sy eie eerste-fase SQUID. Rye van hierdie eerste-fase-SQUID's word opeenvolgend aan- en uitgeskakel, sodat die sein van slegs een TES per keer per uitleeskolom na 'n reeks-reeks SQUID, na 'n voorversterker by kamertemperatuur en na digitale terugvoer-elektronika oorgedra word. . Onlangse implementasies van TDM het 'n ryperiode van 160 ns en 'n vermenigvuldigde versterkergeraas van 0,19 mikro-Phi_0 / sqrt (Hz), wat na die eerste-fase SQUID verwys word. Sommige standaard demonstrasies van TDM met X-straal TES-sensors bevat die bereiking van 2,55 eV FWHM energie resolusie by 5,9 keV in 'n 32-ry konfigurasie met 1 kolomme. Hier was die vinnigste verswakkingskoerse in die TES-strome soortgelyk aan dié van die X-IFU "LPA2" -detektormodel. Ons het ook 2,72 eV FWHM-resolusie behaal in 'n konfigurasie van 32 ry, met 6 kolomme, wat 144 TES's van hoë gehalte bevat wat soortgelyk was aan die veel vinniger X-IFU "LPA1" -pixels. Ons sal die voortdurende pogings om TDM-skikkings op die 6x32-skaal en groter voor te lees, beskryf, asook pogings om die prestasie van TDM-stelselonderdele te verbeter. Ons sal ook prestasiemaatstawwe op stelselvlak soos kruisgesprekke beskryf. SQUID Code-Division Multiplexing (CDM) is nou verwant aan TDM, maar hou belangrike prestasievoordele in. Die werking van CDM en TDM is soortgelyk, met die grootste verskil dat CDS te alle tye deur die multiplexer waargeneem word, terwyl die polariteit van die TES-seine tussen rye gewissel word. Omdat alle TES's te alle tye deur die multiplexer waargeneem word, word die sqrt (N_rows) geraas-aliasing agteruitgang inherent aan TDM uitgeskakel. Ons is besig om CDM met vloedopsomming te ontwikkel om inskakelbaar te wees met bestaande TDM-stelsels. Die mees onlangse CDM-implementering het 'n nie-meervoudige geraasvlak van 0,17 mikro-Phi_0 / sqrt (Hz), verwys na die eerste-fase SQUID en 'n ryperiode van 160 ns. Ons het 2,77 eV FWM-resolusie getoon by 5,9 keV in 32-ry CDM-toets met 1 kolomme.

    Verrigtingsartikel | 10 Julie 2018

    Prok. SPIE. 10708, millimeter, submillimeter en ver-infrarooi opspoorders en instrumentasie vir sterrekunde IX

    SLEUTELWOORDE: Bolometers, sterrewagte, modulasie, resonators, kameras, sensors, ontvangers, multiplexing, multiplexers, mikrogolfstraling

    Om die volgende generasie bolometriese kameras moontlik te maak, ontwikkel ons die mikrogolf SQUID multiplexer (μMUX). Komende ontvangers soos Simons Observatory, CCAT-prime, BICEP array, Ali-CPT en CMB-S4 beplan om fokusvliegtuie te instrumenteer met 50,000-500,000 sensors. Sensortelling word bereik deur baie digter verpakte detektorreekse van 150 mm in hierdie fokusvlak te teël. Die vervaardiging en kwaliteit van groot-formaat bolometer-skikkings is getoon en is nou volwasse. Daarenteen moet die uitleestegnologie benodig vir die volgende generasie ontvangers ontwikkel word. Die sensitiwiteit, lae dwarsbespreking, hoë meervoudige digtheid en klein komponentgrootte maak die μMUX geskik vir hierdie doel. In hierdie benadering moduleer die TES-sein die induktansie van 'n rf-SQUID wat 'n hoë-Q mikrogolfresonator laai. Die gekoppelde sein moduleer dus die mikrogolfresonansiefrekwensie, wat met homodynetegnieke uitgelees kan word. Deur elke resonator aan dieselfde mikrogolf toevoerlyn te koppel, kan baie detektors op een enkele koaksiale kabelpaar uitgelees word. Die digtheid van multiplexing word in die praktyk beperk deur seinbandwydte, toelaatbare kruisgesprek en die digitaliseringsbandwydte van die elektroniese uitlees van kamertemperatuur. Ons bied die ontwerp en werkverrigting aan van 'n skaalbare 64-kanaals multiplexer-skyfie wat geoptimaliseer is vir bolometriese toepassings. Ons gebruik 'n nuwe kwartgolfresonatorontwerp wat die fisiese lineêre digtheid met 'n faktor van twee verhoog, en dus 'n kleiner voetspoor vir vereenvoudigde detectorverpakking behaal. Metings van hierdie ontwerp toon 'n resonatorbandbreedte van 100 kHz, eenvormige 1,8 MHz frekwensie-afstand, en 'n ingangsverwysingsstroomgeraas van 35 pA / √Hz wat ver onder die vlak van 'n geoptimaliseerde, agtergrondbeperkte TES-bolometer is. Met behulp van 8 skyfies wat deur 'n geketting en frekwensie geskaal is, skep ons 'n 512-kanaal multiplexer en gebruik dit om 'n 512 TES-bolometer-skikking uit te lees. Ons bied die resultate van hierdie grootskaalse μMUX-demonstrasie aan, insluitend stelselopbrengs, sein-kruispraat en 'n analise van geraas in verskillende TES-vooroordeelkonfigurasies. Die resultaat toon die multiplexing digtheid wat nodig is om 2000 sensors tussen 4-8 GHz uit te lees.

    Verrigtingsartikel | 10 Julie 2018

    Prok. SPIE. 10708, millimeter, submillimeter en ver-infrarooi opspoorders en instrumentasie vir sterrekunde IX

    SLEUTELWOORDE: fotonpolarisasie, polarisasie, sensore, silikon, beeldresolusie, ruimteteleskope, ruimtelike resolusie, mikrogolfstraling, beeldskikkings, induktansie

    Mikrogolf-kinetiese induktansedetektore (MKID's) het al meer as 'n dekade lank belofte gebring as die fokusvlak-waarnemende elemente in grootformaat-beeldskikkings en het nou toepassing gevind in verskeie instrumente op die grond. In hierdie aanbieding bespreek ons ​​die eerste implementering van MKID's vir 'n suborbitale instrument in die ballongedraagde submillimeter-teleskoop met groot diafragma - The Next Generation (BLAST-TNG), 'n suborbitale beeldopstelling wat ontwerp is om die rol van magnetiese velde in stervorming en oorbrug die hoekskale tussen Planck se algehele kaarte met lae resolusie en ALMA se ultra-hoë resolusie smal velde. BLAST-TNG sal volgens Antarktika in Desember 2018 van stapel gestuur word. Hierdie eksperiment sal agt keer soveel polarisasie-sensitiewe detektors gebruik en sal 16 keer groter karaktersnelheid hê as sy voorganger BLASTpol. Dit sal ook 'n demonstrasie wees vir toekomstige MKID-instrumente vir teleskope op die grond, bv. TolTEC-skikkings op die LMT, sowel as voorgestelde ruimtelike missies. Ons het drie MKID-skikkings met groot formaat vir BLAST-TNG gebou. Elke monolitiese skikking met 'n deursnee van 100 mm is sensitief vir 'n ander golfband wat gesentreer is op 250 mikron, 350 mikron of 500 mikron saam, wat 3318 individuele polarisasie-sensitiewe detektore bevat. Die detektorreeksies word met hoë vlakke van multiplexing uitgelees, en elke mikrogolf-toevoerlyn is afhanklik van die skikking tussen 466 en 938 unieke resonators. Die ontwerp vir ruimteagtige lae fotonlaste, polarisasie-sensitiwiteit, verskillende frekwensiebande en 275 mK-werking bied alles unieke uitdagings. Ons spreek hierdie uitdagings aan deur gebruik te maak van voerhoorn-gekoppelde, dubbelpolarisasie-sensitiewe pixels wat vervaardig is uit TiN / Ti-meerlae wat 'n hoë responsiwiteit, hoë eenvormigheid, lae verlies en 'n afstembare supergeleidende Tc kombineer. Hier bied ons die gedetailleerde ontwerp en vervaardiging van hierdie skikkings aan, wat 'n geoptimaliseerde kwarts golflengte silikoon-agterkort vir elke band bevat wat 'n silikon op isolator (SOI) -wafer mikromasjien, aluminiumvlek van die TiN / Ti-absorberende induktor om die respons en stemme te verhoog. die effektiewe optiese koppelingsimpedansie, en 'n semi-outomatiese uitlegskema om 'n stepper-voldoenende litografieproses te maak wat identiese trapbeelde oor die skikking teël en dan afsonderlik afsny om hul frekwensieverspreiding en kruispraat te verminder. Dit lei tot hoë gehalte, maklik herkonfigureerbare en eenvormige skikkings van MKID's. Ons toon metings wat hoë pixelopbrengs,> 98% polarisasie-isolasie en 'n geraasekwivalente krag (NEP) toon wat beperk word deur fotonruis by die verwagte fotonlading tydens vlug.

    Verrigtingsartikel | 10 Julie 2018

    Prok. SPIE. 10699, Ruimteteleskope en instrumentasie 2018: ultraviolet tot gammastraal

    TREFWOORDE: X-straaloptiek, satelliete, spektroskopie, X-strale, beeldresolusie, versterkers, suurstof, X-straalbeelding, X-straalteleskope, Cryogenics

    Lynx is 'n x-straalteleskoop wat een van vier groot satellietmissiekonsepte is wat tans deur NASA bestudeer word om die volgende vlagskipmissie te wees. Een van Lynx se drie instrumente is die Lynx X-ray Microcalorimeter (LXM), 'n beeldspektrometer wat in die fokus van 'n x-straaloptiek geplaas word met 'n hoekoplossing van 0,5 boogsekonde en ongeveer 2 m2 oppervlakte by 1 keV. Dit sal gebruik word vir 'n wye verskeidenheid waarnemings, en daar word aan die ryprestasievereistes voldoen deur verskillende substreke van die reeks. Dit bied 'n energie-resolusie van beter as 3 eV oor die energiebereik van 0,2 tot 7 keV, met pixelgroottes wat in skaal wissel van 0,5 tot 1 boogsekondes in die binneste gesigsveld van 5 boogminute, en om 5 boog-sekondes in die uitgebreide 20-boog-minuut-gesigspunt. Die Main Array bestaan ​​meestal uit 1 boogsekonde-pixels in die sentrale 5 boogminute met minder as 3 eV-energieresolusie (FWHM) in die energiebereik van 0,2 tot 7 keV. Dit word verbeter in die binneste 1 boogminuut-streek met 0,5 boogsekonde-pixels wat die puntverspreidingsfunksie van die X-straaloptiek beter sal bemonster. Die binneste vyf-boog-minuut-streek is spesifiek ontwerp vir die waarnemings wat verband hou met kosmiese terugvoerstudies, wat die interaksie van AGN met die plaaslike streke rondom hulle ondersoek. Die 0,5 "pixelgrootte laat gedetailleerde studies van winde en strale op 'n fyner hoekskaal toe. Dit is ook geoptimaliseer vir ruimtelik opgeloste metings van troskerns. Die buitenste streke van die skikking is ontwerp om tydens 'n heel ander stel waarnemings te werk. Array sal gebruik word vir opnames oor groot dele van die hemel; die 20-minuut-boog-gesigspunt maak dit prakties om waarnemings te maak van die sagte diffuse emissie van groter skaalstruktuur, soos uitgebreide sterrestelsels, die buitenste streke van sterrestelsels. en trosse en ook kosmiese filamente. Hierdie skikking is geoptimaliseer vir hoë energie-resolusie tot 2 keV deur die gebruik van dun (0,5 um) goudabsorbeerters. Die Ultra-High-Res Array is spesifiek ontwerp om die onstuimige studie van die studie moontlik te maak deur die studie van die hoogs geïoniseerde suurstoflyne, dit is geoptimaliseer vir energie-resolusie vir die suurstof VII- en VIII-lyne, met beter as 0,4 eV-energieresolusie. In hierdie referaat bied ons aan die ontwerp van die basislynkonfigurasie en die wetenskaplike motivering. Ons bespreek die tegnologieë wat vir hierdie instrument ontwikkel word, veral die oorgangsensor (TES) en metalliese magnetiese kalorimeter (MMC) sensortegnologieë. Ons plaas hierdie tegnologieë in die konteks van die vereiste energie-resolusie, energie-reeks, pixelgrootte en tel-tempo, asook strategieë vir die pixel-uitleg en bedrading. Ons sal die gebruik van mikrogolf-SQUID's, HEMT-versterkers en parametriese versterkers vir die uitlees en die implikasies vir die kriogene ontwerp bespreek. Ons beskryf ook die ontwerp van die volledige instrument, insluitende die krioogene ontwerp van die strooijonker, sowel as 'n skatting van die massa, krag en datatempo.


    Die kode

    Skakel aan

    As dit aangeskakel word, word die i / o-penfunksies ingestel, die M / S (merk / spasie) -waarde ingestel op '0' (die 'laagste snelheid'), die voorskaler op 64: 1 en die telling is gewis. Die 'motor-begin'-pen word dan Lo aangedryf (as die PIC nie loop nie, sal hierdie pen deur 'n eksterne weerstand getrek word). Die sagteware laat die motor dan draai

    As gevolg van die elastiese dryfband (wat spesifiek 'ontwerp' is om te verhoed dat 'n rilling 'by die kamera kom as gevolg van spoedveranderinge), sal die wiel reageer wanneer die motor eers aangeskakel word. Om spanning op die band te verminder, word die motor met sy laagste snelheid aangeskakel en dan meer as 4 sekondes opgeskiet tot maksimum snelheid. Die pseudokode volg: -
    Sodra die wiel op 'spoed' is, kan ons die M / S-waarde na die 'middelpunt'-snelheid laat val en wag totdat dit gaan lê.

    Let daarop dat die motorsnelheid beheer word deur die 6-bit-waarde / spasie-verhoudingwaarde. 'N Waarde van 32 is die' middelpunt ', dus as ons die waarde' net 'met 1 op elke sekonde / wiel' regmerk 'aanpas, sal dit (ten minste) 32 sekondes neem om' werksnelheid 'te bereik. In plaas daarvan begin ons met 50% spoed (M / S 0) en beweeg na 2s na 75% spoed (M / S 32) en dan na nog 2's na 100% spoed (M / S 63). Die idee is om die wiel 'aan die gang te sit' - eers as die wiel 75% spoed verbysteek, val ons terug na 75% M / S

    Spoedsinkronisering

    Die 'doel' is om 'n spoed in te stel wat 'n wielbosluis van 1 sekonde lewer. (Ondanks al ons noukeurige berekeninge) lewer 'n merk / spasie-waarde van 32 miskien nie die 'presiese' 1s-wielbosluis nie (dit kan 31 of 33 wees). Ons moet dus eintlik ontdek wat die 'middelpuntwaarde' is

    Aangesien ons van batterye gebruik maak, sal die 'middelpunt' waarskynlik in elk geval verander (namate die batteryspanning daal). Natuurlik sal die PIC-kode die feit dat die motor te stadig werk, 'raaksien' en die M / S-waarde daarvolgens aanpas

    Vervolgens is die metode wat deur die hoofluskode gebruik word (vergelyk die wieletiket met die interne timer en pas die motorsnelheid aan) 'n klassieke 'geslote lus'-terugvoerstelsel - en by so 'n stelsel sal daar 'n vertraging tussen die' vraag 'wees. (stel 'n nuwe motorsnelheid in) en die 'reaksie' (nuwe wielsnelheid). Hierdie vertraging moet in ag geneem word as ons wil voorkom dat 'oorkompenseer' word, dws oor- en onderskiet die vereiste spoed wat kan lei tot 'jag' oor die regte spoed, of (nog erger) 'weghardloop' na groter en groter groter veranderinge.

    Die hoofbron van 'terugvoervertraging' is die tyd wat geneem is om die wielbosluis (1s) te meet, plus die sagtewaretyd wat nodig is om die meting te verwerk (Loop1: Wag tot die telling 64 (.5s, waarop die wielbosluis Lo moes geslaag het) deur) Wag op wielbosluis (Lo), op watter punt ons die telling lees (stoor dit as 'spoed1') en stel dit terug op 0. Bereken die absolute spoedverandering, = ABS (spoed1-spoed2) dws huidige spoed minus vorige spoed As minder as die akkuraatheidsbeperking (3), gaan kode2: (ons neem aan dat die spoed gestabiliseer het) Stoor spoed1 as spoed2 onder loop1:

    Op hierdie stadium moet daar gekontroleer word of die stelsel in die 'karakteriserings'-modus of' normale loop'-modus is. As die 'karakteriserings'-modus word, word die stelsel' vir ewig 'met 'n konstante spoed bedryf, terwyl die tellingtellingwaardes via 'n seriële skakel na 'n rekenaar oorgedra word

    Op hierdie stadium sal u opmerk dat ons i / o-penne op is. Gelukkig onthul 'lees' van 'n i / o-pen die werklike spanning op die pen, nie die waarde wat 'uitvoer' is nie. Dus kan ons die LED-pen 'dubbel gebruik' (die pen dryf die LED via 'n stroombeperkende weerstand - as ons die pen op Hi stel 'en

    Die spoed het nou gestabiliseer, maar dit kan te vinnig (of te stadig) wees. Dus meet ons nou die werklike snelheid. Let op as ons hier aankom, is die huidige gemeet telspoed in snelheid1

    Hierdie gedeelte van die kode is taamlik ingewikkeld omdat nie net die 'foutaanpassings' in ag geneem moet word nie (sien 'karakterisering' hierbo) voordat daar op 'n spoedverandering besluit word, maar ook as die spoed verander moet word, vertraging moet toegelaat word (dws gemeet)

    Waarom neem u nie net die spoed elke keer as ons 'n verandering maak nie, en wag tot dit 'gaan lê'? Wel, as u vooraf weet dat dit N sekondes neem om 'te gaan sit', hoef u nie vir N + 1 sekondes te wag nie (om te ontdek dat die spoed by N + 1 dieselfde is as by N) en, meer om die punt, in plaas daarvan om die teiken voortdurend te 'oorskiet', kan ons 'n akkurate 'voorspelling' van die fout maak.

    Die hooflus

    Die verskil tussen die 'hooflus' en die 'spoedsinkronisering'-kode is dat die teller nie meer tussen wielbosluise teruggestel word nie. Dit beteken dat alle tydsfoute outomaties 'oorgedra' word na die volgende 'aanpas'-siklus. As gevolg hiervan, sal die wiel na X minute se werking presies X keer +/- 1/100ste draai draai (eerder as +/- X / 100ste)

    Die toonbank loop nou 'heeltyd'. Aangesien 128 tel == 1 sekonde, moet 'n wiel 'regmerkie' op 'n telling '128 of 'n telling' 0 val. Terwyl enige fout nou sal 'ophoop', is die nadeel dat eenvoudige sinkronisering verlore sal gaan as die fout ooit 64 tellings bereik (as gevolg van die aanname dat die 'teiken' (0 of 128) die naaste aan die werklike telling is - wat werk solank die fout nie meer as 63 is nie).

    Moenie vergeet dat die toonbank (slegs) na 64 instruksies die waarde sal verander nie (en 'wag vir telling 64' (0,5s) beteken 'n 4096 instruksieverbruikende lus)

    Laastens, die vinnige en vertraagde subroetine. Dit moet die M / S-waarde (s) wat ingestel moet word om 'weer op dreef te kom' voorspel. Onthou: terwyl die vertraging van die spoedverandering 'afgetel' word, sal die wieletjie verder van die 'teiken' af kom. Ons moet dus die 'foutsyfer' sowel as die 'absolute waarde' in ag neem wanneer ons besluit watter M / S-waarde (s) om in te stel


    Kyk die video: Analog Devices presents: What is an ADC? (November 2022).