射电望远镜天线物理参数和校准
500m球反射面射电望远镜FAST
中国科学G辑物理学力学天文学 2005, 35(5): 449~466 449500 m球反射面射电望远镜FAST*南仁东**(中国科学院国家天文台, 北京 100012)摘要 500 m口径球反射面射电望远镜FAST将是国际上最大星系演化中性氢和奇异暗弱天体成像等课题蕴藏着巨大的发现机遇. 作为一个多学科研究平台, 拟回答的问题不仅是天文的, 也是面对人类与自然的; 它将在日地环境研究主动反射面接收机等进行了可行性研究和模型实验. 迄今, 该2005-05-05收稿, 2005-07-22收修改稿*中国科学院和科技部基金资助项目**E-mail: nrd@1)南仁东等, 1994,国际大射电望远镜(LT)争建建议 书450 中国科学G辑物理学力学天文学第35卷 工程方案的可行性已得到确认, 处在国家大科学装置遴选立项过程中.1主要科学目标1)FAST拟回答的科学问题不仅是天文的, 也是面对人类与自然的. 除在本节中阐述的重要课题方向, 它的科学产出也许我们今天还难以预测.1.1中性氢氢是宇宙间最简单暗物质空间分布及宇宙低峰扰动等天文学热点问题.星系的演化效应只有在红移为0.3或更大时才开始变得明显, 大质量星系可能在z > 2时才开始形成, 目前发现的最年轻类星体在z = 6~7, 将中性氢的观测距离延伸至z=0.3甚至更远的宇宙空间, 才能真正构造星系演化的图像. FAST 1 h的积分观测可将宇宙探测距离延伸到红移0.7; 对那些处于活动星系周围壳层中的高密度暖氢云, FAST可回溯至红移3的宇宙距离.我们观测到的最遥远宇宙, 即宇宙微波背景辐射是zµÚÒ»ÅúºãÐÇ»òÐÇϵÊÇÈçºÎºÍºÎʱÐγɵĸßÆ·ÖʵĽÓÊÕ»ú/D, 即以波长记口径的倒数. 对射电天文望远镜, 其工作波长为光学的几百万倍, 若想获得与光学相当的分辨率, 就得把这口美国网VLBA和亚太网APT等. 主要单元天1) 南仁东等, 2004,第5期 南仁东: 500 m球反射面射电望远镜FAST 451线口径在20~40 m, 最大的单元100 m. 如果500 m口径FAST加入, 由于它巨大的接收面积和地处所有联测网边缘的地域优势, 可将基线检测灵敏度提高10倍, 可成图的目标数增加1000倍, 成为国际VLBI网俱乐部的地面100 m天线和空间10 m左右天线构成的VLBI系统, 其灵敏度也将比现有的设备提高0.5~1个数量级. 有可能以优于0.1个日地距离分辨本领, 获得少数热谱源精细图像, 研究恒星类天体的形成与演化. 甚至直接为近邻双星系统和太阳系外行星成像.1.3脉冲星观测脉冲星和脉冲双星的研究由于证认了中子星及间接证明引力辐射的存在, 分别获1974和1993年诺贝尔物理学奖. 目前已发现脉冲星1700余颗, 毫秒脉冲星100余颗, 河外脉冲星10多颗. 脉冲星是极端物理条件下的实验室, 是双中子星系统脉冲星中的行星系统毫秒脉冲星脉冲星行星系统1 h积分时间, 将能用一年巡视时间发现7000多颗新的脉冲星. 如果幸运, FAST也许会观测到目前尚未发现而可能存在的新品种, 如奇异星和黑洞双星等. FAST的非积分高灵敏度(raw sensitivity)特别适用于脉冲星偏振氨气452 中国科学G辑物理学力学天文学第35卷 图1 可发现|b|<5° 7000颗脉冲星的仿真结果电击注入能量, 生成了多种与生命过程有关的有机分子. 射电天文学认为, 前生命期复杂分子的发生可能不需要从零开始, 20世纪60年代初, 由于毫米波天文学的发展, 在星际介质中观测到不同转动能级跃迁产生的分子谱线, 这些分子中包括书写蛋白质公式的基本化学字母C, H, N和O等. 分子天文学的奠基人Townes 获1964年诺贝尔物理学奖. 至2004年, 已证认星际分子123种, 其中有8种脉泽分子, 包括50多条非热脉泽谱线. 在银河系已发现几千个脉泽源, 在河外星系中发现了106个OH超脉泽源和20多个H2O超脉泽源.星际分子广泛存在于多种天文环境. 约有20%的分子谱线处于厘米甲醇(CH3OH)和甲醛(HCHO)等 17种分子谱线. 利用其高灵敏度, 可对超强红外星系超脉泽与核活动的关系第一门球 １处被探测到, 这使OH超脉泽的宇宙学研究成为可能. 目前OH超脉泽的光度函数测定得不准确, 也不了解它们的物理机制. 在多波束模式下, 用FAST做OH超脉泽的巡天工作, 将增进我们对其光度函数的理解, 为我第5期 南仁东: 500 m球反射面射电望远镜FAST 453们提供有关它们起源的必要信息. CH3OH脉泽是河内最亮的射电点源, 强出邻近OH脉泽近一个数量级, 它的研究正成为示踪恒星及行星形成和研究吸积盘的重要工具, 但国际寻找河外CH3OH超脉泽的努力至今未见结果. 考虑到FAST与Arecibo望远镜相比有大得多的天区覆盖, 我们将有机会利用其极高灵敏度在世界上第一个发现河外CH3OH超脉泽. 除此之外还可能发现高红移巨脉泽(giga- maser)星系, 研究宇宙早期演化.1.5高分辨率微波巡视HRMS和寻找地外文明SETI人类仰望上苍时, 我们的天性会发问: 我们是谁? 我们从哪里来? 我们是否孤独? 也就是茫茫宇宙有没有人类的兄弟, 地球之外有没有其他的文明社会. SETI的学科风险是不言而喻的, 但它一旦成功, 将使人类所有的科学成就黯然失色. 所以科学界的探索极限生命环境地外水和太阳系外行星系统的三项科学进展, 使SETI科学升温.与地外文明通讯的惟一可行的方法是寻找来自地外的水洞水族454 中国科学G辑物理学力学天文学第35卷 表1 FAST与其他3架望远镜巡视能力的比较地外发射机功率Parks Bonn Arecibo FASTEIRP/MW 检测距离/ly 恒星数检测距离/ly恒星数检测距离/ly恒星数检测距离/ly恒星数10 1 1.8 2.7100 1.4 3 5.8 1 8.7 2 1000 4.5 1 9 1 18 12 27 40 10000 14 5 28 45 58 390 87 1300 100000 45 173 90 1430 185 12000 280 40000 1000000 140 5480 280 45200 583 328000 870 1100000能使目前我们的深空通讯数据下行速率提高100~1000倍, 强有力地支持我国未来载人航天勇气号的变轨着陆过程都使用低频的全向低增益天线, 以获得稳定的通讯链路和好的信号绕射特性, 作为一个低频地面接收设备, FAST是独一无二的. 我国西南的经纬度使它处在全球深空网DSN一个有利的位置, 在X和Ku波段虽然效率不高, 但它的有效口径仍然可达90多米, 加之它的易变结构, 有较大的升级改造空间, 它将在全球24 h日不落合作中发挥重要作用.观测电离层对卫星和射电源信号的闪烁, 研究电离层不均匀的时空结构, 为我国军民用通讯和卫星定位服务. 观测行星际闪烁IPS和Faraday旋转现象, 跟踪探测日冕物质抛射事件, 了解太阳风的行星际传播, 服务太空天气预报.毫秒脉冲星自转频率具有很高的长期稳定度, 被誉为自然界中最稳定的时钟. 目前, 世界上在继续进行脉冲星搜寻的同时, 已有约10个脉冲星计时阵PTA 先后投入工作, 开始用PTA建立独立于原子时的脉冲星时间标准. FAST能将所使用的不足20颗毫秒脉冲星数目增加至100颗, 实现新时间标准的突破. FAST脉冲星到达时间的精确测量, 有可能应用于未来深空飞行器的自主导航.2望远镜的基本结构和主要技术指标自1994年起, 根据我国现有的科学技术储备和台址资源, 开始了建造巨型射电望远镜中国工程方案的研究[1], 迄今, 已形成完整的FAST工程方案设计. 如图2(b)所示, 在贵州喀斯特洼地[2]内铺设口径为500 m的主动反射面球冠[3], 通过主动控制在观测方向形成300 m口径瞬时抛物面; 采用光机电一体化的索支撑轻型馈源平台[4], 加之馈源舱内的2次调整装置[5], 在馈源与反射面之间无刚性连接的情况下, 实现高精度的指向跟踪; 在焦舱内配置多波段多波束馈源和覆盖频率0.13~5 GHz的接收机系统; 针对FAST科学目标建设不同用途的终端设备. 望远镜的主要技术参数见表2. 下面是主要3项关键技术的分析介绍.第5期 南仁东: 500 m球反射面射电望远镜FAST 455图2(a) FAST微波光学, (b) FAST的3维图像, 其中洼地采用真实数据2.1主动反射面的几何光学当焦距调整到某个长度时, 抛物面的中心部分会非常接近球面. 如图2(a)所示, 对300 m的照明口径, 如果焦距F取为0.467R(~140 m), 抛物面与球面沿着径向的最大偏移只有0.67 m, 根据天体的最大跟踪速度要求, 这一偏差的最大变化律为0.7 mm/s, 通常的机械控制能满足变形控制的需要. 为实现变形拟合, 中性球面要分割成小单元. 为保证反射面的各向同性, 每一个小单元应有相同的曲率. 由于抛物面上各点的曲率与其轴高有关, 拟合误差与位置相关并随单元尺度456 中国科学G辑物理学力学天文学第35卷 增大而变大. 精度与成本之间需要工程上的优化考虑, 例如15 m尺度约2000片单元构造的主动反射面, 拟合误差在4 mm水平, 按Ruze公式估计天线的效率, 基本满足5 GHz频段的精度要求.反射面的拟合误差与单元曲率3次反射面改正, 避免了万吨重的空间指向跟踪平台. 主动反射面的120°大张角, 加之口径边缘的偏轴照明, 使其天空覆盖接近主流望远镜.2.2光机电一体化的馈源支撑天文观测时, 馈源在反射面之上约140 m高第5期 南仁东: 500 m球反射面射电望远镜FAST 457何一点的空间绝对定位精度需控制在4 mm之内.望远镜口径已远超出地面全可动望远镜的工程极限, 反射面与馈源舱之间不可能有任何刚性连接. 刚性空间平台由于重量及其遮挡, 技术上无可行性. FAST采用光机电一体化的馈源索支撑技术, 用悬索在接收机控制下通过伺服装置改变其长度, 实现馈源舱的扫描运动. 在没有质量调谐阻尼的情况下, 馈源舱的空间位置可控制在50 cm之内.由于风载和驱动力等扰动, 加之控制的延迟, 柔性索系支撑的馈源舱内要加入并联机器人作为二次稳定机构, 承载望远镜馈源前端, 以实现4 指向精度. 包括并联机器人和接收机在内的馈源舱总重量约为30 t, 台直径6 m的机器人下平台载荷能力约3 t. 下平台和上平台的空间位姿分别由天文轨迹规划和远距离测量给出, 通过Stewart平台逆解和自抗扰等策略来实现两级稳定机构之间的解耦控制1), 两级稳定机构之间的动力学解耦至关重要[6].2.3测量技术FAST的主反射面和馈源之间无刚性连接, 原则上需要相对同一整体参考系2) 的高精度绝对空间位姿测量. 根据主动反射面和馈源控制精度的要求, 基准测量网其基准点的精度在1 mm. 所涉及的接触和非接触现代测量技术众多, 分别应用于台址勘查接收机和终端系统, 以及未来望远镜运行时的实时检测和健康监测.FAST巨大的空间尺度毫米甚至亚毫米精度和高采样率的非接触测量技术. 目前尚无满足这些要求的单一测量系统, 这给我们提出了理论和技术上都有挑战性的难题, 其中最主要测量课题有两个:(1) 馈源跟踪测量: 对馈源舱, 实际是测量Stewart上平台的动态3维空间坐标, 测量距离达500 m采样频率大于10 Hz. 拟采用技术方案1: 馈源仓上固定4个可随位置测量设备转动的靶标, 在图2(b)反射面中心部分留有空间, 放置4台API(Auto Precise Inc)激光跟踪全站仪, 完成馈源位姿测量. 理论上只需3套测量设备, 第4套可增加冗余并提高测量精度. 方案2: 采用两套6自由度API激光跟踪系统, 其中1套为冗余测量. 自备精密伺服机构的靶标提供馈源舱的姿态坐标, 地面全站仪与合作目标之间采用光纤或红外通讯.(2) 反射面位形扫描: 反射面上节点数超过2000, 照明区内接近1000, 测量目标数目巨大, 必须分区同步进行. 最关注的测量量是节点沿反射面法线方向的位移, 其精度应该在1~2 mm. 由于节点伺服机构有自己的半闭环检测, 每一个节1) 黄一韩京清, 1999大射电望远镜FAST测量技术预研究报告458 中国科学G辑物理学力学天文学第35卷 点的采样率要求远低于馈源舱, 单点采样周期可在10 s甚至分钟的水平. 拟采用技术方案1: 采用高精度数码扫描测量的方法, 用多台数码照相设备结合精密旋转平台完成反射面的分区测量, 反射面可以如图4进行区划1), 每个对应一台扫描相机. 如果节点沿切向位移过大, 可使用两台数码扫描测量并通过三角测量求解3维坐标. 拟采用技术方案2: 采用美国GBT100 m望远镜发展的激光测距仪类似系统, 1 km的测距精度为0.1 mm, 采样频率5 Hz. 3台激光测距仪同时对准一个靶标, 给出其3维位置坐标. 使用9台构成测量系统相当于3台全站仪, 观测时对照明区内约1000个控制点扫描, 单点采样周期估计为1 min. 在此周期内, 控制点的最大位移约为35 mm, 结合动力学分析预测, 可满足反射面变形闭环控制的要求.图4 主动反射面数码扫描分区示意图表2 FAST的主要技术参数台址: 贵州南部东经 107°21 北纬25°48 海拔约1000 m球反射面: 半径R500 m, 球冠张角θ1500, Tsys3关键技术可行性分析自1994年, 以中国科学院国家天文台为核心, 联合相关领域20余所大学和,研究所, 汇集了百余名科研人员加入了此项合作研究. 1999年µØò·¢Óý¿ØÖÆÒòËع¤³ÌµØÖÊʸÁ¿-栅格数据转换及等值线插值, 生成数字地形模型(DTM), 以DTM影像为基础进行相对高程分类, 迭加DTM网格和高程分类图像, 实现Karst洼地的3维显示. 最后, 根据各洼地的不同有效直径和动态变化的天线参数设定直径与洼地进行拟合, 得出天线在洼地中的最佳位置和最大有效口径, 并得出土木工程量估计, 如图6所示, 候选洼地大窝凼的总土木工程量约为200¾-¼Ã·¢Õ¹Öͺó, 加之喀斯特山峰的地方屏障, 台址的电波环境安静, 并且已经以中国科学院的名义与地方政府签订了频率保护协议.3.2主动反射面FAST创新工程概念的核心是主动反射面, 为实现图2(a)微波光学中300 m照明区主动变形时总体电性能指标, 若干关键技术的可行性需要通过理论分析和球冠的分割与变形策略模型实验证明, 其中包括500 mSCIENCE IN CHINA Ser. G Physics, Mechanics & Astronomy图5(a) 根据洼地数据库, 平塘县洼地形态分布统计, (b) 候选洼地之一尚家冲洼地的DTM 图像的驱动与控制ＦＡＳＴ实验模型背架与面板的研制图6 大窝凼洼地球冠拟合挖填方量与球半径关系曲线为土木工程总量有足够的占空比, 降低风荷同时满足洼地植被透光量要求. 每块单元由3个促动器支撑, 每个促动器连接相邻3个单元, 观测过程中通过促动器沿图2(a)的径向运动, 最大行程67 cm. 促动器与反射面单元之间应有补偿接头1), 对由球面变换成抛物面时引起的长度和角度的变化给以自动补偿, 这种补偿无需依赖于控制系统.根据图7所示的球冠分割, 在中等高度选择4块有代表性的六边形单元, 作了1:3的缩尺模型实验[8], 实验结果显示, 主动反射面沿球心方向的变形控制精度能满足未来望远镜观测的需要, 证实了技术的可行性. 由于单元下滑使反射面上的间隙分布不均匀, 由此引起的效率损耗可以忽略. 模型研制显示了反射面单元过多品种给批量生产带来的困难, 新的反射面球冠分割方案将原品种数目由178减少至28种. 在实验基础上优化设计的预应力张拉结构背架, 将反射面单元的重量减轻三分之二.3.2.2整体索网主动反射面针对上述方案结构复杂洼地土木工程潜在的高造价, 近年来对整体索网变形的反射面设计进行了分析和实验, 其原理非常简单, 假想在500 m直拉索中点施力, 使其位移1 m, 索长度增加0.004 m, 小1)屈元根三杆模块姿态控制机构及本地控制实验系统SCIENCE IN CHINA Ser. G Physics, Mechanics & Astronomy于总长的十万分之一, 其变形基本是不可见的. 如图2(a)所示, FAST 变形抛物面与中性球面之差为67 cm, 虚线表示的抛物线长度与下面弧段的长度只相差36 cm. 这些提示我们, FAST 反射面的刚性分快基底可以由整体张拉索网代替. 由于照明区与球形中性面之间微小的差别, 可以通过索网上控制点的切向位移加之钢索在弹性区内的轴向形变, 不附加任何伺服机构来改变索长, 完成抛物面拟合[7]. 新的工程概念将机构由压力主导转化成张力主导, 充分利用了材料和结构的性能.图7 500 m 球冠分割成1788个六边形单元, 选择4单元主动反射面1︰3缩尺模型实验由若干索网构型中选择了三角形短程线分割, 反射面总体设计如图8(a)所示. 使用弹性模量147~170 kN/mm 2钢索, 主索网有约7000根索段, 下拉索约2400根, 将整个反射面分割成约4800个三角形单元. 观测时通过固定在洼地中的卷索机构控制下拉索长度, 使索网变形. 根据图8(b)所示的仿真分析, 主索和下拉索的最大拉力估计分别为37 t 和4.5 t. 反射面单元通过有自适应功能的索节点与索网连接, 对由球面变换成抛物面时引起的长度和角度的变化得到自动补偿1). FAST 已有的预研究工作基本可以回答这一方案中的测量与控制问题(见2.3小节).实际上, 索网变形所涉及的工程力学问题繁杂. 例如, 利用索轴向变形的同时也应该允许节点的切向位移, 照明区内外的变形需要整体考虑, 选择合理的索网刚度, 分析反射面在复杂流场中的响应等. 通过对变形策略的优化, 减轻对测量和控制部分的压力,提高精度范峰整体索网主动反射面结构研究报告图8(a) 整体索网主动反射面, 阴影部分表示已经铺设反射面单元, (b) 主索应力分布ANSYS 软件仿真结果Hz, 在候选台址最高的历史记录风速17 m/s 时, 馈源舱最大位移约为50 cm. 加入下拉索后, 固有频率随系统刚度提高而提高, 最大位移可降至24 cm [9]. 另一个独立的力学分析给出前18阶固有频率0.15~0.55 Hz, 系统固有频率未能完全避开风谱的主峰, 由于风谱模型差异, 风致振动响应在0.15 Hz 附近较大. 极限风速时的最大位移与前者相当1).馈源舱的光机电一体化支撑是一个具有明显风险的关键技术课题, 作了两个独立设计的50 m 模型实验, 以验证2.2节中技术方案和指标的可行性. 模型都包括了一次支撑索系及其索驱动机构支撑塔申仲翰悬索支撑系统的静动力响应分析及舞动估计SCIENCE IN CHINA Ser. G Physics, Mechanics & Astronomy量与控制系统等重要元素. 图9(a)显示了一个模型的运行情况, 实验完成了索驱动的开环与闭环控制, 实现了馈源舱在焦面上的运动, 并能将馈源舱的位置控制在预测的误差内, 实现了馈源舱的粗定位. 在现场风速2 m/s À¡Ô´²ÕÐü¹ÒStewart 平台, (b) Stewart 室内吊装实验图9(b)为成功研制的Stewart 平台, 根据∏定理建立了柔性支撑Stewart 平台振动控制的相似律关系. 利用振动台通过减速机构模拟各种风谱的振动激励上平台, 激光测量设备实时提供上平台位姿数据, 参与反馈控制, 同时测量下平台位姿. 图10显示Stewart 平台抑制振动的实验结果, 图中由上至下为x , y , z 方向图10 下平台控制精度万方数据位移, 以及3维空间位移均方差. 试验表明在上平台扰动频率低于1.1 Hz 时, 下平台的控制精度在亚毫米. 工作空间和响应速度满足馈源精确定位的要求.包括两级馈源定位机构的模型是严格根据相似律原则建造的[10]. 为同时满足相似律对索的弹性与惯性的要求,提出用承力索提供轴向拉力指向电机编码器中频信号传输主动反射面和馈源支撑的可行性都通过理论分析和实验得到证明, 项目具备初步设计的条件. 在未来的项目研究中,首先需兼顾性能工程地址和水文地址等条件, 这些需要在进一步的台址勘测基础上, 加以完善. 最后, 由于经费限制, 有些实验模型的机构尚不完整,例如反射面单元下拉索地锚等, 需要细化, 为最终设计提供依据.很多技术进步是指数包络的, 例如反映计算能力发展的莫尔定律, 芯片功能每18个月翻倍. 射电望远镜的灵敏度从1940年开始, 按指数增长至今, 提高了十万倍, 每3年翻一倍, FAST 符合望远镜进步曲线的预测. FAST 作为一个多学科研究平台, 将极大地提升我国在天文学和其他基础学科的研究能力; 同时将在日地环境研究参考文献1 Nan R D, Peng B. A chinese concept for the 1 km2 radio telescope. Acta Astronautica, 2000, 46(10~12):667~6752 Nan R D, Nie Y P, Peng B, et al. Site surveying for the LT in Guizhou province of China. In: Strom R G,Peng B, Nan R D, eds. Proceedings of the LTWG-3&W-SRT. 1995, Beijing: IAP, 1996. 59~663 Qiu Y H. A novel design for a giant Arecibo-type spherical radio telescope with an active main reflector.MNRAS, 1998, 301: 827~8304 Duan B Y, Xu G H, Wang J L. Integrated optimum design of mechanical and electronic technologies forantenna structural system. In: Strom R G, Peng B, Nan R D, eds. Proceedings of the LTWG-3&W-SRT.1995, Beijing: IAP, 1996. 144~1515 Zhang H, Ye P, Qi L, et al. Stability analysis of a suspended parallel manipulator. In: Huang T, eds.Proceedings of The 11th World Congress in Mechanism and Machine Science. Beijing: China Machine Press,2004, 4: 1772~17766 Ren G X, Lu Q H, Hu N, et al. On vibration control with Stewart parallel mechanism. Mechatronic, 2004,14: 1~137 Nan R D, Ren G X,Zhu W B, et al. Adaptive Cable-mesh Reflector for the FAST. Acta Astronomica Sinica,2003, 44 Suppl: 13~188 Li G Q, Shen L, Luo Y F, et al. Analysis for reflector aluminum mesh panels of Five-hundred meterAperture Spherical Telescope. Ap&SS, 2001, 278(1): 225~2309 Duan B Y. A new design project of the line feed structure for large spherical radio telescope and itsnonlinear dynamic analysis. Mechatronics, 1999, 9(1): 53~6410 Ren G X, Lu Q H, Zhou Z. On the cable car feed support configuration for FAST. Ap&SS, 2001, 278(1):243~247SCIENCE IN CHINA Ser. G Physics, Mechanics & Astronomy 万方数据。
射电望远镜天线并联式副面调整机构动力学仿真研究
得到其具体参
位置矢量表示。 根据各球铰和虎克铰坐标表示，即可求得各驱动杆长 度为
平分线方向，ZB 轴铅垂向上；动坐标系 OA-XAYAZA 与动平
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第 26 卷第 5 期 2014 年 5 月
Vol. 26 No. 5
李建军, 等: 65 米射电望远镜天线并联式副面调整机构动力学仿真研究
1
系统描述
65 米射电望远镜天线副反射面调整机构采用 Stewart
并联机构，其运动范围为：X、Y、Z 方向平移±100mm；X 方向旋转+8°~-2°；Y 方向旋转±2°。如图 2 所示，Stewart 机构由定动两个平台以及 6 条可伸缩支链组成，每条支链 一端通过虎克铰与定平台连接，另一端通过球铰与动平台 连接，机构具体构型参数包括定平台虎克铰中心所在圆半 径 R，动平台球铰中心所在圆半径 r，定、动平台之间距离 h，定、动平台上铰链点夹角 θ1，θ1， 1 ， 2 。采用基于各 分支杆受力最小和工作空间的优化方法 数如表 1 所示。 个虎克铰中心所在圆的圆心重合， YB 轴方向为 B1B2 夹角 1 机构定坐标系 OB-XBYBZB 与定平台固连，其原点与 6
引言1
65 米射电望远镜
[1,2]
洲第一，工作频率最高，频段数量最多，具有世界先进水 是目前总体性能世界排名第四、 亚 平的大型全可动射电望远镜天线系统。如图 1 所示，该射 电望远镜主面口径为 65 米、高为 70 米、重约 2700 吨。其 副反射面口径为 6.5 米，重量约 1.6 吨。 为了适应 L 频段馈源工作要求，并补偿由于重力变形 或者外界风、雨、雪等因素而引起的天线性能和指向的变 化，需要根据天线主面的工作状态对副面进行实时的位姿 调整，以满足观测精度要求。副面调整机构一端连接天线
天文学研究中的射电望远镜
天文学研究中的射电望远镜射电望远镜，即利用电磁波（射电波）来研究星体和天体现象的望远镜。
与光学望远镜不同，射电望远镜能够突破大气层的限制，探测到远离地球的宇宙物体，并通过分析射电信号的强度、频率和偏振等特性，对宇宙物理学、天体物理学、宇宙学等领域进行深入探究。
由于射电望远镜能够探测到光学望远镜看不到的天体现象，因此在宇宙学研究中扮演着极其重要的角色。
例如，通过射电望远镜的观测，我们可以探究黑洞的性质、星际介质的物理特征、银河系中各种气体的分布以及宇宙微波背景辐射等，这些都为我们更深入地理解宇宙提供了基础数据。
射电望远镜大致可以分为单天线望远镜和干涉阵列望远镜两种形式。
单天线望远镜是最早应用的一种射电望远镜，单个天线接收并转换射电波为电信号，再通过放大器进一步增强信号，最终对信号进行记录和分析。
但是由于天线越大，它的灵敏度越高，辐射接受区也越大，因此天线本身就比较昂贵，如果想要建造一支性能出色的射电望远镜，单天线望远镜所需要的天线数量和面积也会相应增加，这使得它的成本不断攀升，成为设计上的限制。
与此相对，干涉阵列望远镜则更加高效，不仅可以提供更高的分辨率和灵敏度，而且成本相对较低，因此在当前的射电望远镜建造中逐渐成为主流。
干涉阵列望远镜本质上是由多个单天线望远镜组成的，每个单天线同时接收来自同一方向的射电波，并将信号发送到中央处理器进行分析和重构，得到高精度的射电图像或者数据结果。
目前，全球最大的射电望远镜——中国的“500米口径球面射电望远镜”（FAST），就是一种干涉阵列望远镜，它的口径为500米，可接收到距离地球5亿光年以外的天体信号。
射电望远镜在未来也将继续发挥重要作用。
例如，随着深空探测的不断深入，我们需要更加高效、快速的射电望远镜来探测更远、更精细的天体现象，这将进一步推动射电望远镜技术的创新和发展。
此外，随着多波段天文学的发展，射电望远镜也将和其他类型的望远镜一起，共同致力于对宇宙的探索和解析。
佳木斯66 m射电望远镜指向精度测量及改进
佳木斯66 m射电望远镜指向精度测量及改进∗喻业钊;韩雷;周爽;余烨;张建辉;彭灵翔;唐德毓;韩金林【摘要】指向误差是射电望远镜运行的重要性能指标之一。
为保证射电流量的测量精度，一般要求射电望远镜的指向误差小于十分之一波束宽度。
对佳木斯66 m 射电望远镜的指向进行了大量的测量，详细分析了指向误差的分布。
利用新的基本参数模型进行误差修正后，佳木斯66 m射电望远镜的指向误差仍然随方位和俯仰有较明显的变化。
分析认为，这种变化趋势是方位轴与俯仰轴夹角和重力变形两个参量对方位俯仰变化的高阶项引起的。
通过引入两个误差源的一阶展开项对基本参数模型进行改进，使佳木斯66 m射电望远镜的指向精度有了明显的提升，从45″改进到20″以内。
%Pointing accuracy is one of the most important characteristics for a large radio telescope;it is very fundamental for telescope running. To ensure good performance for measuring the flux density of a radio source, pointing accuracy must be kept within 10% of telescope beam size. In this paper we present results of large measurements of telescope points for Jiamusi 66m radio telescope, and show the basic-parameter model and the fitting residuals of pointing data. We find that even after the correction of a new best-fitting basic-parameter model, the pointing uncertainty data still have a systematic variations of concentration along with the azimuth and elevation, which we believe is caused by the high order variations of the angle between the azimuth axis and elevation axis as well as the gravity deformation. We improve the basic-parameter model for the pointing corrections, and weget much improved pointing accuracy for Jiamusi 66m radio telescope from 45″to less than 20″.【期刊名称】《天文研究与技术－国家天文台台刊》【年(卷),期】2016(013)004【总页数】8页(P408-415)【关键词】大口径天线;指向误差;指向模型【作者】喻业钊;韩雷;周爽;余烨;张建辉;彭灵翔;唐德毓;韩金林【作者单位】中国科学院国家天文台，北京 100012; 中国科学院大学，北京100049;西安卫星测控中心佳木斯深空站，黑龙江佳木斯 154002;西安卫星测控中心佳木斯深空站，黑龙江佳木斯 154002;西安卫星测控中心佳木斯深空站，黑龙江佳木斯 154002;西安卫星测控中心佳木斯深空站，黑龙江佳木斯 154002;西安卫星测控中心佳木斯深空站，黑龙江佳木斯 154002;西安卫星测控中心佳木斯深空站，黑龙江佳木斯 154002;中国科学院国家天文台，北京 100012【正文语种】中文【中图分类】TP311.5理想情况下，射电望远镜应该能够精确对准要观测的目标射电源。
射电望远镜天线物理参数和校准
Tsys TN Tbg Tsky Tspill Tloss
系统温度
射电望远镜-参数
射电天线温度和亮温度的关系
一个射电源的辐射可以表示为TA，也可以表示为TB TA和TB关系？？？ 按照定义 Bm (l , m) F m / 天线在(l,m)接收到的功率
定义Ｐ( l , m ) 和它的平均值之比
观测整个波段： 光学：一架望远镜 射电：多架望远镜
射电望远镜-引论
各个波长代码
频 率 范 围 （GHz） 0.30-0.34
1.24-1.70 2.65-3.35 4.6-7.0 8.1-8.8 14.6-15.3 22.0-24.0
近 似 波 长 （cm） 90
20 13 6 3.6 2 1.3
在单位频率间隔内，向单位立体角发射的功率
射电望远镜-辐射
辐射强度的 I不变性-1
射线既通过 dA, 也通过 dA,能流相 等
天体上p点，dA平面，在l 方向，向d发射的辐射，
投射在dA上， dA与法线夹角为n
地面上p点，看天体所张的的立体角为d
射电望远镜-辐射
辐射强度的 I不变性-2
天线温度仅仅是天线输出功率的另一种表示
P kTA A
天线温度TA = 1K, PA = 1.38 10-23 WHz-1 典型射电源辐射天线输出功率 天线指向天空背景时，有功率输出 包括：天空背景 Tbg; 大气辐射 Tsky; 地面辐射 Tspill
馈源和波导损失 Tloss; 接收机噪声 TN
射电望远镜天线物理参数和校准
郑兴武 南京大学天文学系
目录
• • • • • • 引论 两个基础知识 射电天线基本理论和重要参数 抛物面天线的性质 天线的校准 天线性质对天文观测的影响
TM65m射电望远镜Ku、K、Ka和Q频段天线性能测量
TM65m射电望远镜Ku、K、Ka和Q频段天线性能测量王锦清;夏博;左秀婷;苟伟;郭文;陆雪江;刘庆会;范庆元;蒋栋荣;钱志瀚;虞林峰;蒋甬斌;赵融冰;孙正雄;李斌;仲伟业;董健;MICHAEL Kesteven【摘要】The critical performance indicators of the TM65 m radio telescope are described.We report the antenna efficiency,sensitivity,and system noise temperature performance measurements in Ku,K,Ka,and Q bands.The key indicators of the four bands' receiving systems are introduced firstly.The issues which are critical to the measurements are discussed.These include pointing,sub-reflector model,noise diode calibration,and the atmosphere.The current antenna efficiency,sensitivity,and system noise temperature of the four bands are reported.The measurement results show that 50％ efficiencies can be achieved in all four bands at the mid-point of the elevation range.Currently,at higher and lower elevations,there is a significant decline in the efficiency as a result of the main surface deformation with elevation.The sensitivities of the four bands in the mid-elevation about 50° are 38 Jy,120 Jy,200 Jy,and 110 Jy,respectively.%讨论了TM65 m射电望远镜Ku、K、Ka和Q 4个高频段天线效率、灵敏度以及系统噪声温度的性能测量工作.首先介绍了TM65 m接收系统4个高频段的关键指标,接着对测量工作中需要注意的方面进行了论述,主要包括望远镜指向和副面位姿模型的构建、噪声源的定标以及大气的影响.最后给出了TM65 m在这4个频段的天线效率、灵敏度以及系统噪声温度的实测结果.测量结果表明:在最佳俯仰角45° 65°范围内,Ku、K、Ka和Q4个波段天线效率均可以达到约50％,而在较高和较低的俯仰角上,由于主面变形的缘故,效率有明显的下降现象.当俯仰角为50°左右时,4个波段的灵敏度分别为38 Jy、120 Jy、200 Jy和110 Jy.【期刊名称】《天文学报》【年(卷),期】2017(058)004【总页数】16页(P68-83)【关键词】大气效应;望远镜;技术:雷达天文;宇宙背景辐射;方法:观测【作者】王锦清;夏博;左秀婷;苟伟;郭文;陆雪江;刘庆会;范庆元;蒋栋荣;钱志瀚;虞林峰;蒋甬斌;赵融冰;孙正雄;李斌;仲伟业;董健;MICHAEL Kesteven【作者单位】中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;上海市空间导航与定位技术重点实验室上海200030;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030;中国科学院射电天文重点实验室南京 210008;中国科学院上海天文台上海 200030【正文语种】中文【中图分类】P111上海天马65m射电望远镜(简称TM65m)是目前国内口径最大的实面全可动射电望远镜,其工作波段覆盖L、S、C、X、Ku、K、Ka及Q 8个波段,基本覆盖50 GHz以下70％频率范围,也是目前国内波段最全的射电望远镜.该射电望远镜采用卡塞格林式天线结构,主面直径65m,具有主动面系统,用于高频观测时补偿主面面形的重力变形.副面直径6.5m,安装于一六杆机构平台上,可以根据不同的俯仰角度调整副面姿态,以补偿由于重力和撑腿形变导致的副面相对主面的位姿变化.当前,该天线已经配备了所有波段的致冷接收机,其中S/X和X/Ka为双频馈源,K和Q为双波束馈源,其余均为单频馈源.关于射电法测量天线的效率和灵敏度的方法以及TM65m上L、S、C、X 4个低频段的性能情况已经有过报道[1−4],这里不再赘述.本文主要针对Ku、K、Ka和Q 4个高频段的性能测量工作和测量结果进行阐述,涉及这4个频段的设计指标、实测情况,以及测试过程中需要注意的方面.天线效率和灵敏度是射电望远镜的两项关键指标.影响抛物面天线效率的关键因素主要有:天线口面的照明设计、天线面精度误差、副面及其撑腿等遮挡、对焦误差、天线的指向误差、天线面的欧姆损耗以及周围的噪声情况.在射电天文领域,天线的灵敏度通常采用系统等效流量密度(system equivalent fl ux density,SEFD)来衡量,定义为系统噪声温度和单位流量天线温度(degrees per fl ux unit,DPFU)的比值.因此,灵敏度的提高可以通过降低系统噪声温度来实现,也可以通过提高单位流量天线温度来实现.本文先给出了TM65m上述4个波段的设计指标,见表1;然后论述了在这4个频段上进行性能测试的准备工作,这主要包括对焦和指向模型以及大气亮温辐射等方面;最后给出了TM65m射电望远镜这4个频段的实际测试情况,并对测量的性能进行了一定的分析.在进行高频段性能测试前,必须先要实现良好的主面面形精度,并使副面准确对焦,即对副面模型进行准确的测定,使之在各个方位、俯仰位置上都工作在最佳位姿;然后开启副面模型进行指向模型测定,以保证天线的指向误差好于1/10波束宽度.此外,需要准确的噪声源定标值,否则测量所得系统噪声温度和效率就会有系统性偏差;最后对于大气亮温也要有大致合理的估计.对焦和指向校准是对天线机械方面的系统性偏差进行校准,我们可以选取一个频段进行精细的建模工作.由于接收机馈源安装的位置差异,在不同的馈源切换到工位时,副面模型和指向模型依然会有一个固定的偏差值,但是在特定的接收机上这个偏差值是不变的.我们可以在前面建模的基础上检测这个偏差,然后作为特定接收机的模型进行偏差置入,也可以重新调节馈源的安装位置,使其位于工位时相心一致,但是这个工作并不容易,除非馈源的安装机构可以灵活调节且可提供足够的刚度和稳定性.在TM65m上的实践表明,前一方法更为有效可行.我们对副面的X、Y、Z方向位姿进行建模[5],定义X方向为俯仰轴方向,Y方向为垂直X方向,而Z方向为光轴方向.从拟合误差最小化出发,对X和Y方向模型构造采用傅里叶函数,与传统的副面模型相比,它的拟合误差更小,Z方向依然采用传统模型构造.模型系数拟合误差好于1mm,见表2,表中A、B、···、H为模型系数;ωX、ωY分别为拟合的圆周频率.此外,对X和Y方向单位位置偏移引起指向偏差进行了精细测量,并进行模型化,与之前传统的方法(采用比例常数)相比,也更加准确,见表3,表中ΩX、ΩY分别表示单位毫米副面移动引起的指向偏差;p1–p6为指向补偿系数.表2–3中俯仰角el的单位均为弧度.在副面随动时,在Ku波段13.5 GHz进行指向测试和拟合,采用十字扫描方法进行单点指向偏差检测,模型拟合采用22参数,与传统的8参数模型相比,可以获得更小的拟合残差;模型代入后,经过检测,误差大约为8′′(指RMS,root mean square),这一精度对Ku波段尚可胜任;而在Ka波段上盲指1/10波束宽度为4′左右,因此当前的误差是不可接受的.为了解决这一问题,对Ka波段和Q波段我们均采用预扫描附近强源的方法,准实时修正指向误差,通过该手段,我们预计可以达到好于5′′(接近4′′)的指向误差.对于K和Q两个双波束频段,我们设置同一波段采用相同的副面模型,安装时使两波束相心连线平行于俯仰轴,两波束的俯仰偏差相同,而方位偏差只是一个固定常数. 此外,我们采用俯仰角53°上的同步卫星信标信号,采用相位干涉微波全息法结合主动面调整,使系统主面精度达到了0.3mm(RMS).频率接近22.3 GHz水分子吸收线频率时,大气亮温会明显上升,这将导致系统噪声温度的显著恶化,这在Ku波段上端和K波段以及Ka波段的下端变得十分明显,图1给出了上海地区大气亮温随频率和天顶角的变化情况.黑体的辐射温度与辐射频率相关[6],严格的噪声标定式为采用近似算法的误差公式(详见(1)–(2)式),可用于高频测量时的校正.其中f为频率;h为普朗克衡量6.6262×10−34J·s;k为玻尔兹曼常数1.3806488×10−23 J·K−1;TN为与频率相关的黑体辐射温度;T为物理温度;TC为近似算法的误差.随着频率的上升,TC误差将加大(TC定义详见(2)式),参见图2.在X频段8 GHz以下时,误差只有0.2 K左右,只有在系统噪声温度本身很低(几K量级)或高精度测量时需要予以考虑,而到Q频段43 GHz时,这个误差为1 K左右.大气不透明度的算法可以归结为对系统噪声温度随俯仰角的拟合[7],如(3)式所示: 式中Tsys为系统噪声温度;Trec为接收机噪声温度;Tspill为从后瓣和旁瓣进入的地面辐射,一般小于几K;Tatm为大气绝对物理温度,在粗略情况下,取−15°C为高层大气的平均温度;τ0为天顶方向大气不透明度(又称光深),在精确情况下,需要模型代入;airmass表示大气的归一化厚度,取airmass=1/sinel.在厘米波段,当τ0很小的情况下,对上式进行泰勒展开,并取第1项,且认为Tspill近似为0,则可以用如下(4)式进行近似:在Tatm已知的情况下,通过一组不同俯仰角上的Tsys,可以拟合出Trec和τ0.当频率上升至毫米波段时,采用非线性拟合将更加真实地获得τ0.表4给出了线性拟合和非线性拟合的情况.图3中给出了不同τ0时,(3)式完全模型和(4)式近似模型之差随俯仰角的变化,可以看到,当τ0大于0.1时,在低仰角上近似模型计算得到的Tsys明显比实际值偏大,因此在高频段时,我们采用了非线性拟合方法以获得τ0,这是因为在毫米波段随着τ0的增大,上述近似的线性拟合误差将增加,而采用非线性拟合可以很好地获得τ0和Trec.在高频段大气的影响更加剧烈,每隔20min左右进行天线倾斜观测,以获取尽量实时的τ0,然后对中间时间的数据进行内插修正.系统噪声温度测量通常采用Y因子法,即先对系统输入一个已知噪声温度的白噪声信号,得到一个输出功率;再让天线对向冷空,得到第2个输出功率;两者的比值即为Y 因子,通过Y因子可以计算出系统噪声温度.通常定标值是在实验室采用冷(液氮温度77 K)热(常温300 K)负载法标定的,偏差约1–2 K.为了更准确地确定噪声定标值,可以在接收机安装到天线上后,采用冷空和常温负载构成的Y因子法校核实验室的噪声定标值.由于冷空的温度比77 K更低,因此该Y因子比实验室采用液氮冷负载定标时的Y因子更大,当达到8 dB以上时,标定误差会很小.采用常温T300和冷空两个负载获得Y因子后,包含大气的系统噪声温度可以表示如下:其中T300为常温负载的物理温度;TR+Tfeed为接收机和馈源实验室测量值,允许带有一定的误差.TR+Tfeed有一定偏差,对Tsys值有一定影响,但是如Y因子8 dB 以上时,这种误差将被弱化7倍以上.通常实验室的标定误差为1–2 K左右,T300值是黑体的物理温度,采用温度计测量普遍可以精确到0.5°以内,由此可以估算Tsys 的实际测量偏差大约只有0.2 K左右.但是当Y因子下降至小于4 dB时,T300和TR+Tfeed的误差同样影响较大.所幸的是:射电天文普遍采用致冷接收机,TM65m 的上述4个频段上,Y因子普遍可以达到8 dB以上,因此采用常温和冷空Y因子法测量系统温度具有很高的准确度.图4给出了Ku波段左右旋噪声定标值、实验室标定和天线上标定的偏差分布,其中LCP和RCP分别为左右旋天线标定;LCP-Lab和RCP-Lab分别为左右旋实验室标定;图中约1.3 GHz处有部分无线电干扰.可以看到:随频率的变化,两种方法获得的Tcal趋势完全一致,在低频处,两种标定结果符合度更好些,17 GHz以下差异小于5％(注意:13 GHz处有干扰信号);随着频率的升高,标定偏差逐渐增大,在17 GHz以上偏差变大.这种偏差主要源于现场测量Y因子时,在高频处Y因子明显下降,参见图5,这主要是由于频段接近22.3 GHz大气水分子吸收线,大气亮温上升导致.从图1可以看到,在天顶方向(天顶角为0°),从12 GHz到18 GHz,大气亮温从6 K上升到了将近20 K,因此在高频端采用实验室定标值具有相当的可信度.为了尽量避免温度等环境因素对天线性能测量的影响,我们选择晴朗的夜晚,在Ku 波段采用3C286、3C123等标准流量射电源,在K和Ka波段采用了DR21为校准射电源.这些校准源在10–36 GHz上的辐射流量[8−12]曲线见图6.Q波段则采用NGC 7027和3C273[13]为校准源,利用该流量值和前述噪声定标值,在整个俯仰角范围内对4个波段的左右旋接收链路进行天线效率、灵敏度和系统噪声温度测量. 在测试过程中,我们需要设计天线的扫描方式,见图7.先采用十字扫描法(AZ scan和EL scan)进行指向误差确认,以保证测量过程中指向误差控制在1/10波束以内;然后控制天线指向射电源(OnSource)、偏开射电源(O ffSource)和开启噪声源(Noise cal ON),以实时收集积分功率值.在指向偏差较大的情况下,可以采用实时修正指向再次测量,也可以对功率随时间的变化曲线采用高斯拟合,然后对指向偏差对应的功率下降进行事后补偿.在K、Ka和Q波段,由于大气短时变化很大,需要实时测量大气不透明度.具体的手段是采用每15min进行一次天线倾斜观测.在倾斜过程中噪声源启动周期模式,用于快速测量高低俯仰角上的系统温度,然后对俯仰角和系统噪声温度进行拟合处理,得到天顶方向光深值,并用于不同俯仰角上效率曲线的修正.在天线效率测量过程中,我们选用3C286和3C123等校准射电源[9−11],这些源在Ku波段的流量密度都在3 Jy以上;在Ka波段采用DR21[12,14],该源的流量密度达到15 Jy以上.这些源都是致密源,角径小、流量稳定且可以由模型计算.为了得到整个俯仰角范围内的效率、灵敏度和系统噪声温度,需要在多个仰角位置进行多次测量.图8–11分别给出了上述4个波段的效率随仰角的变化情况.可以看出:尽管开启了副面模型,Ku和Ka波段天线效率随仰角的变化十分明显,这主要是因为主面的重力变形对这两个波段影响异常明显.图8表明:在Ku波段上,俯仰角10°以下和85°以上效率下降为原来的25％–30％左右,高俯仰角上恶化更加严重.在Q波段上,俯仰角10°以下和80°以上效率下降至原来的10％左右,见图11.表5给出了4个波段的归一化效率曲线,以及测试的频率、DPFU以及绝对效率和最佳俯仰角度.图12–15给出了4个波段的SEFD测试情况,在低仰角处,由于系统温度的上升占主导因素,SEFD将变大(即灵敏度下降);而在高仰角处,由于效率下降占主导因素,同样导致了SEFD变大.在俯仰角为40°–70°范围内,4个波段的SEFD分别为38 Jy、120 Jy、200 Jy和110 Jy左右.图16–19分别给出了4个频段接收机左右旋噪声温度以及包含大气的系统噪声温度实际测试结果,其中图18中横坐标为中频频率,各个波段的测试带宽均为20 MHz,测试频率依次为15.6 GHz、19.45 GHz、31.1 GHz以及43 GHz.图16表明:在Ku波段12–18 GHz,接收机噪声温度平均在8–10 K,频段两端略高,为10–12 K;16 GHz以下平均系统噪声温度约42 K;从16.5 GHz往上开始明显抬升,到18 GHz时达到90 K左右,这主要来源于大气亮温辐射的上升.图17给出了K波段两个波束接收机左右旋的噪声温度和系统噪声温度结果.4个通道接收机的噪声普遍在20 K左右,系统噪声为40–75 K,最大噪声在22.3 GHz附近的水分子吸收线上;另外,在24.3 GHz处,波束1的左旋有一个明显的噪声恶化频带,这主要是由于该通道的放大器恶化所致.图18为Ka波段接收机和系统噪声温度,在30–34 GHz(对应中频4–8 GHz)接收机的平均噪声温度为30 K左右,系统噪声温度基本在55–60 K 之间.图19给出了Q波段双波束4个通道的接收机和系统噪声温度,在39–47 GHz 频率范围内,接收机噪声温度普遍在30–40 K之间,系统噪声温度50–90 K之间,系统噪声温度的升高主要是由于频率高端接近氧分子吸收线60 GHz.当然,4个波段系统噪声温度的测量与天气情况有很大的依赖关系,晴朗天气测试与云层很厚的阴天测试在天顶方向可能相差20 K以上.图20给出了3个波段全俯仰角上的左右旋系统噪声温度,比较可以看到,Ku波段在高低俯仰上的系统噪声温度落差在45 K左右,而Ka波段的系统噪声落差达到100 K以上,因此频率越高,高低俯仰角上系统噪声变化也越大,拟合得到的天顶方向大气不透明度也越大.本文重点介绍了TM65m射电望远镜上4个高频段接收系统的性能测试工作,分析介绍了各种影响因素及其优选测量方法,最后给出了测量结果和天线增益曲线.测试过程中副面随动,主面面形精度在最佳俯仰角40°–65°上约为0.3mm.测试结果表明:Ku、K、Ka和Q波段在最佳仰角上的效率均可以达到50％以上,SEFD分别为38 Jy、120 Jy、200 Jy和110 Jy左右;当俯仰角为50°左右时,4个波段在天顶方向上系统噪声温度分别约为40 K、60 K、90 K和80 K.【相关文献】[1]王锦清,虞林峰,赵融冰,等.天文学报,2015,56:63[2]Wang J Q,Yu L F,Zhao R B,et al.ChA&A,2015,39:394[3]王锦清,虞林峰,赵融冰,等.天文学报,2015,56:278[4]Wang J Q,Yu L F,Zhao R B,et al.ChA&A,2016,40:108[5]王锦清,虞林峰,赵融冰,等.中国科学G辑,2014,44:1232[6]Stelzried C T.Correction of High-frequency Noise-temperature Inaccuracy.TDA Progress Report,November 15,1992:42[7]劳保强,王锦清,王俊义,等.中国科学院上海天文台年刊,2014,35:1[8]Baars J W M,Genzel R,Pauliny-Toth I I K,et al.A&A,1977,61:99[9]Ott M,Witzel A,Quirrenbach A,et al.A&A,1994,284:331[10]Richter P.Radio Source List for Antenna Calibration.JPL D-3801,Pasadena,October 15,1994[11]Multiple Mirror Telescope Observatory,University of Arizona.AJ,1981,86:11[12]Ulich B L,Haas R W.ApJS,1976,30:247[13]Partridge B,Lopez M,Perley R A,et al.Physics,2015,821:61[14]钱志翰,李金岭.甚长基线干涉测量技术在深空探测中的应用.北京:中国科学技术出版社,2012。
TM65m射电望远镜L、S、C、X频段天线性能测量
TM65m射电望远镜L、S、C、X频段天线性能测量∗王锦清;夏博;左秀婷;苟伟;郭文;伍筱聪;陆雪江;刘庆会;范庆元;蒋栋荣;钱志瀚;赵融冰;虞林峰;殷海玲;劳保强;吴亚军;李斌;董健;蒋甬斌【期刊名称】《天文学报》【年(卷),期】2015(000)003【摘要】The measured results of the antenna efficiency, sensitivity, and system noise temperature for TM65m telescope are reported in this paper. The key param-eters describing a radio astronomy receiving system are introduced firstly. Then the measurement methods are discussed, and the errors are assessed. Finally, the measure-ments of the antenna efficiency, sensitivity, and system temperature performances are given. The results show that the efficiency and SEFD (System Equivalent Flux Den-sity) decrease dramatically at both low and high elevations when the position of the sub-reflector is fixed. The antenna efficiency in C and X bands reaches more than 60%over the entire elevation range if a sub-reflector model is applied. The system noise temperatures are independent of the sub-reflector model. The sensitivity and system noise temperature of the C band has the best performance among the four bands.%报告了上海天马65 m射电望远镜(简称TM65m)4个低频(L、S、C、X)段的天线效率、灵敏度以及系统噪声温度的性能测试情况。
天体物理学中的射电天文观测技术
天体物理学中的射电天文观测技术射电天文学是研究宇宙中电磁辐射的一门学科，它利用射电望远镜观测和研究宇宙中的天体及宇宙物理过程。
在天体物理学中，射电天文观测技术发挥着重要作用。
本文将介绍天体物理学中的射电天文观测技术及其应用。
射电天文学通过观测和分析天体发射的射电辐射来研究宇宙的演化、天体的结构和物理特性，从而揭示宇宙的奥秘。
射电天文观测技术包括射电望远镜的建造、天线的设计和制造、接收机的构建以及信号处理和数据分析等多个方面。
其中，射电望远镜是实现射电天文观测的关键设备。
射电望远镜的种类多样，包括单口径射电望远镜、干涉阵列射电望远镜以及空间射电望远镜。
单口径射电望远镜通常由一个大碗或折叠板组成，用于接收射电波并将其聚焦到接收机上。
干涉阵列射电望远镜由多个天线组成，可以通过互相之间的干涉来增加分辨率和灵敏度。
空间射电望远镜通过放置在地球外的卫星上来避免地球大气的干扰。
射电天文观测技术中，天线的设计和制造至关重要。
天线用于接收从天体发射的射电信号，并将其转换成电信号。
射电信号的强度非常微弱，因此天线需要具有高灵敏度和高增益。
此外，天线还需要具备宽频带、良好的指向性和稳定性。
目前，常见的天线类型包括网格天线、反射面天线和阵列天线等。
接收机是射电天文观测中的另一个重要组成部分。
它负责将从天线收集到的射电信号进行放大和处理。
接收机需要具备高灵敏度、宽动态范围、低噪声系数和稳定的频率特性。
为了获得更高的灵敏度，射电接收机通常采用低温工作，如使用液氦冷却等技术。
信号处理和数据分析是射电天文观测的关键环节。
由于射电信号受到天体本身的特性以及宇宙中的干扰因素的影响，因此需要进行一系列的信号处理和数据分析来提取有效信息。
这包括信号滤波、校正、干扰消除以及恢复原始数据等步骤。
射电天文观测技术在天体物理学研究中发挥着重要的作用。
它可以用来探测和研究射电宇宙背景辐射、银河系内恒星形成、星系结构和演化、类星体、脉冲星等天体的性质。
射电望远镜天线物理参数和校准
在单位频率间隔内，向单位立体角发射的功率
射电望远镜-辐射
辐射强度的 I不变性-1
射线既通过 dA, 也通过 dA,能流相 等
天体上p点，dA平面，在l 方向，向d发射的辐射，
投射在dA上， dA与法线夹角为n
地面上p点，看天体所张的的立体角为d
射电望远镜-辐射
辐射强度的 I不变性-2
P Aeff (l , m)F m
P Aeff (l, m)Bm (l, m)
天线接收到的总功率
P
4
Aeff (l , m) B m (l , m) d
P kTA B 2kTB / 2 A 1 TA Aeff (l , m) B m (l , m)d k 4
4
Aeff (l , m)d ＝ 2
Tsys TN Tbg Tsky Tspill Tloss
系统温度
射电望远镜-参数
射电天线温度和亮温度的关系
一个射电源的辐射可以表示为TA，也可以表示为TB TA和TB关系？？？ 按照定义 Bm (l , m) F m / 天线在(l,m)接收到的功率
定义Ｐ( l , m ) 和它的平均值之比
4
射电望远镜-参数
射电源天线温度
设一个天线对向射电源，在单位频率间隔 范围内，接收到的功率为 PA Nyquist定理 一个负载电阻，在温度为T 时，在单位频率间隔，它的输出功率为
P kT
P kTA A
天线温度
电阻的热噪声功率来 表示天线的输出功率
P kTA A
射电望远镜-参数
天线温度和系统噪声温度
射电与光学的不同-3
光学/射电 望远镜发展和应用：
基于FS系统对乌鲁木齐VLBI射电望远镜进行天线测量
Vol.11No.4 Oct．，2014天文研究与技术ASTＲONOMICALＲESEAＲCH AND TECHNOLOGY第11卷第4期2014年10月CN53－1189/P ISSN1672－7673基于FS系统对乌鲁木齐VLBI射电望远镜进行天线测量*项斌斌，刘志勇，杨文军（中国科学院新疆天文台，新疆乌鲁木齐830011）摘要：在天文观测中射电望远镜性能参数的好坏直接影响到观测数据质量，为了保证观测质量，提高观测效率，需要对天线性能进行测量。
当前进行天线测量的方法有场地测量法和射电天文法，不同的方法应用范围和效果不同。
对于大型天线而言采用射电天文法进行天线测量高效快捷。
针对VLBI射电望远镜，介绍了使用终端FS系统对天线参数进行测量（基于射电天文法）的方法和过程，以乌鲁木齐南山25m天线增益和指向精度测量作为范例，重点叙述了测量的方法和步骤，并对该方法进行了讨论。
关键词：射电天文；天线测量；VLBI；FS系统中图分类号：TN820.5文献标识码：A文章编号：1672－7673（2014）04－0343－07随着人类对宇宙、天体、地外文明的探索不断深入，射电天文、深空探测、遥控遥测、卫星通信得到了快速发展。
作为天文研究的主要手段之一的射电天文技术，其利用射电望远镜观测的对象几乎遍及所有天体［1］。
VLBI技术是当前天文观测中使用的一项高分辨率、高测量精度的观测技术，在天体物理、大地测量、深空探测等方面应用广泛。
在VLBI天文观测中，射电望远镜性能会直接影响到观测数据质量。
天线在运行中，由于一些外界因素的影响，天线系统的灵敏度及各项性能指标会有所下降，并反映在天线参数的变化上，因而需要经常进行天线参数测量，及时了解天线系统状态，并根据测量结果，调整和改进相关仪器设备，保证观测质量，提高观测效率。
每次VLBI联网观测前需要对天线系统进行测量，所测得天线参数对观测实验时的数据相关处理和数据后处理很重要。
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矿产资源开发利用方案编写内容要求及审查大纲
矿产资源开发利用方案编写内容要求及《矿产资源开发利用方案》审查大纲一、概述
㈠矿区位置、隶属关系和企业性质。
如为改扩建矿山, 应说明矿山现状、
特点及存在的主要问题。
㈡编制依据
(1简述项目前期工作进展情况及与有关方面对项目的意向性协议情况。
(2 列出开发利用方案编制所依据的主要基础性资料的名称。
如经储量管理部门认定的矿区地质勘探报告、选矿试验报告、加工利用试验报告、工程地质初评资料、矿区水文资料和供水资料等。
对改、扩建矿山应有生产实际资料, 如矿山总平面现状图、矿床开拓系统图、采场现状图和主要采选设备清单等。
二、矿产品需求现状和预测
㈠该矿产在国内需求情况和市场供应情况
1、矿产品现状及加工利用趋向。
2、国内近、远期的需求量及主要销向预测。
㈡产品价格分析
1、国内矿产品价格现状。
2、矿产品价格稳定性及变化趋势。
三、矿产资源概况
㈠矿区总体概况
1、矿区总体规划情况。
2、矿区矿产资源概况。
3、该设计与矿区总体开发的关系。
㈡该设计项目的资源概况
1、矿床地质及构造特征。
2、矿床开采技术条件及水文地质条件。