Backends für die Radioastronomie

Transkript

1 Backends für die Radioastronomie Dr. Bernd Klein Max-Planck-Institut für Radioastronomie

2 Signalweg bei einem Radioteleskop Backend 2

3 Backend-Typen Kontinuum-Backends: total-power Erfassung, ggf. mit Polarimeter VLBI-Rekorder: Basisband-Aufzeichnung mit Zeitmarken Pulsar-Backends: Signalerfassung mit hoher zeitl. Auflösung und De-Dispersion Spektrometer: Erfassung der spektralen Signalinformation 3

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5 Kontinuum-Backend 5

6 Pulsar-Backends: De-Disperser Dispersion: Signale bei höheren Frequenzen durchlaufen das Interstellare Medium schneller und erreichen daher den Beobachter eher als Signale bei niedrigeren Frequenzen 6

7 Realisierung: De-Disperser (PSE) Weitere Infos zu Pulsaren: 7

8 Coherent On-line Baseband Receiver for Astronomy 8

9 SPEKTROMETER- Backends Filterspektrometer (kaum noch üblich) Akusto-optische Spektrometer (AOS) Autokorrelator-Spektrometer FFT-Spektrometer 9

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11 APEX: CO Spektren 11

12 Prinzip: (analoger) Spektrum-Analyser Problem: Zu unempfindlich, weil zu einer bestimmten Zeit immer nur ein Bruchteil der Gesamtbandbreite Δf untersucht werden kann, während die Information im übrigen Frequenzband verloren geht. 12

13 Filterspektrometer I 13

14 Filterspektrometer II Vorteile: Einfache Struktur Hohe Empfindlichkeit durch späte Digitalisierung Kaum Eigenstörungen durch schnelle Digitaltechnik (analoges Spektrometer) Nachteile: Praktischer Aufbau schwierig, wegen Abstimmung vieler individueller Filter Temperaturabhängigkeit und Alterung (Detektor) regelmäßiges Kalibrieren nötig! Unflexibel wegen festen Filtereinstellungen Nur eine geringe Kanalanzahl (max. 500) möglich 14

15 Akusto-optisches Spektrometer I (AOS) Prinzip: Analoge Fourier-Transformation durch Beugung von monochromatischem Licht an einem durch Ultraschall angeregten optischen Phasengitter (Bragg cell). 15

16 AOS: Praktischer Aufbau 16

17 Akusto-optisches Spektrometer II (AOS) Vorteile: Große Brandbreiten (>1GHz) möglich Kompakter, Platz sparender Aufbau (SOFIA) Hohe Empfindlichkeit durch späte Digitalisierung (keine Quantisierungsverluste) Frequenzkanäle: > 1000 Dynamik: bis zu 30 db Nachteile: Temperaturabhängigkeit und Erschütterungsempfindlich (z.b. für APEX ungeeignet) Gute AOSe erreichen Stabilitäten (Allan Varianz) bis ca. 300s Feste Kanalanzahl und Bandbreite 17

18 Wiener-Khinchin Theorem I 18

19 Wiener-Khinchin Theorem II FFT-Spektrometer: Autokorrelator: 19

20 Empfindlichkeitsverlust durch Quantisierung bei der Abtastung Signal-zu-Rausch Verhältnis als Funktion von Quantisierung und Sampling Rate Sampler-Auflösung (Bits) Nyquist-Sampling (1/2B) Over-Sampling (1/4B) B: Bandbreite 20

21 Autokorrelator-Spektrometer I 21

22 Autokorrelator-Spektrometer II Vorteile: Stabile Spektren (Allan Zeiten > 300s) Lange Integrationszeiten Flexible Kanalanzahl (AK-Chips können kaskadiert werden) Flexible Bandbreiten (Sampler-Takt kann variiert werden) Nachteile: Empfindlichkeitsverluste durch 1-Bit/2-Bit (3 Level) Eingangsquantisierung Ggf. Eigenstörungen durch schnelle Digitalelektronik Kundenspezifische (spezial) Chips erforderlich (nicht main-stream ) 22

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25 Fast Fourier Transform Spektrometer (FFTS) Durch die boomende Nachfrage nach breitbandiger (digitaler) Kommunikation, sind seit kurzer Zeit ADCs mit Abtastraten bis zu 2 GS/s (10-Bit) verfügbar. Weil sich Kommunikations-Standards heutzutage immer schneller ändern, sind re-konfigurierbare Systeme gefragt: field programmable gate arrays (FPGAs) z.b. XILINX XC2VP100: 80E9 18x18-Bit Multiplikationen pro Sekunde 25

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33 ADC- / FPGA-Board: AC240 33

34 FFT-Spektrometer (FFTS) (4 x 1 GHz / Freq.-Kanäle ) 34

35 Backends für die Radioastronomie 35