Postępy Astronomii
Tom XXXI (1983). Zeszyt 3, 227–233

S t r e s z c z e n i e  —  W pracy przedstawiono system do odbioru i zapisu promieniowania pulsarów na częstości 609 MHz zbudowany w Katedrze Radioastronomii w Piwnicach k. Torunia w 1982 r. Opisano budowę i działanie systemu oraz podano kilka przykładów wyników obserwacji.

TORUŃ  SYSTEM  FOR  PULSARS  MONITORING.  S u m m a r y — This report presents a system for reception and recording of pulsars emission at 609 MHz that was completed in Toruń Radio Astronomy Observatory in 1982. The system is described and a few examples of results are given.

1.  WSTĘP

Podstawowym kierunkiem badań toruńskiej radioastronomii jest rozwój techniki wielkobazowej (VLBI) na bazie istniejącego radioteleskopu o średnicy 15 m (G o r g o l e w s k i  i in. 1982; K u s  1982). Ponadto prowadzi się kilka innych niezależnych programów na miarę sił szczupłego (12-osobowego) zespołu Katedry. Opisywany niżej system jest rezultatem takiej właśnie działalności. Wykorzystano w nim szereg urządzeń używanych standardowo w systemie do obserwacji techniką VLBI (antena, odbiorniki, wzorzec częstości, syntezer częstości, zegar cyfrowy i minikomputer z urządzeniami zewnętrznymi). System ten pozwala na precyzyjne zsynchronizowanie podstawy czasu układów próbkujących sygnał z częstością pojawiania się pulsów pulsarów. Umożliwia to dłuższą akumulację bardzo słabego z natury sygnału do momentu uzyskania zadowalającego stosunku sygnału do szumu. W przypadku obserwacji nejsilniejszego na tej częstotliwości (609 MHz) pulsara — PSR 0329+54 — wystarczy obecnie ok. 1 min czasu integracji sygnału, aby stosunek sygnału do szumu wyniósł 20. W system wbudowano układ do kalibracji gęstości strumienia pulsów i określania dokładnych charakterystyk czasowych odbiornika i sygnału. W jednym z modów pracy systemu możliwa jest też analiza zmienności pojedynczych pulsów (scyntylacje), mimo, że często są one zanurzone głęboko w szumach.

2.  BUDOWA  I  DZIAŁANIE  SYSTEMU

System składa się z radioteleskopu zmontowanego w układzie równikowym, odbiorników w.cz. na częstotliwość 609 MHz (środek pasma) zainstalowanych w ognisku czaszy, niskoczęstotliwościowej sekcji zakończonej przetwornikiem analogowo-cyfrowym (A/C), układu do kalibracji gęstości strumienia, układu do generacji podstawy czasu, zestawu do akumulacji, prezentacji i wstępnej obróbki sygnału opartego na krajowej produkcji minikomputerze MERA 302 z dołączonymi niestandardowymi urządzeniami zewnętrznymi. Konfigurację tych składników przedstawia schemat blokowy na rys. 1.

Rys. 1.  Schemat blokowy systemu do obserwacji pulsarów na częstotliwości 609 MHz

Sam radioteleskop i jego parametry zostały dość szczegółowo przedstawione w pracy S z y m c z a k a  i in. (1982). Dodamy tylko, że ostatnio zmierzona skuteczność wykorzystania powierzchni zwierciadła (czaszy) na częstotliwości 609 MHz wynosi ok. 50%.

Dwa identyczne odbiorniki (B a a r s  i in. 1973; K u s  i in. 1983) umieszczone w ognisku paraboloidu wzmacniają sygnały indukowane w antenach dipolowych (na obie składowe liniowej polaryzacji sygnału). Kombinacja tych sygnałów pozwala odzyskać obie składowe (lewo- i prawoskrętną) kołowej polaryzacji, ale w tym systemie wykorzystujemy tylko ich sumę (realizowaną po detekcji) odpowiadającą całkowitej mocy sygnału. Szerokość pasma odbieranych częstotliwości i temperatura szumowa systemu wynoszą 4 MHz i ok. 130 K, odpowiednio. Sygnał podetekcyjny jest dalej filtrowany za pomocą integratora o regulowanej stałej czasowej w przedziale od 0,3 do 10 ms (przy obserwacjach pulsarów używamy tutaj zwykle stałej czasowej 1 ms). Tak przygotowany sygnał jest teraz przetwarzany z wybraną częstością na postać cyfrową i wprowadzany do minikomputera.

Rys. 2.  Jeden z pierwszych zapisów pulsara 0329+54 uzyskany dnia 17 II 1982 r. po 10-minutowej akumulacji ze stałą czasową integracji 2 s

Przetwornik A/C może próbkować sygnał z częstością do 50 kHz przetwarzając napięcie wejściowe z zakresów od –5 do +5, od 0 do +5, od 0 do +10 lub od –10 do +10 V na postać binarną 12-bitową (w systemie wykorzystuje się tylko 8 bitów wyjściowych i zazwyczaj zakres 0 do 5 V). Po ręcznym wyzerowaniu systemu przetwarzanie rozpoczyna się automatycznie w chwili pojawienia się pierwszego impulsu minutowego (czasu uniwersalnego) z zegara cyfrowego. W tym samym momencie zaczyna działać układ do kalibracji oraz następuje start dodatkowego dzielnika częstości generującego okres próbkowania przetwornika A/C.

Do generacji impulsów synchronizacji i próbkowania wykorzystuje się atomowy (rubidowy) wzorzec częstości firmy Hewlett-Packard model 5065A synchronizowany do czasu uniwersalnego skoordynowanego metodą telewizyjną (np. B o r k o w s k i  i  K u s  1983). 5-MHz sygnał wzorca steruje zegarem cyfrowym oraz 8-dekadowym syntezerem częstości firmy General Radio Co. typu 1164. Wyjściowy sygnał syntezera po podziale częstości przez 1000 ustanawia częstość próbkowania przetwornika A/C i po dalszym podziale wykorzystywany jest do synchronicznego z okresem pulsara włączania generatora szumów znajdujęcego się w układzie kalibracji.

Wspomniany generator szumów umieszczony jest w pojemniku ogniskowym radioteleskopu, a jego wyjście sprzężone jest z wejściami odbiorników. Kiedy generator jest włączony, do odbiorników dostaje się sygnał szumowy o niewielkiej mocy, odpowiadającej gęstości strumienia ok. 100 Jy (10^–24 W·m^–2·Hz^–1). Włączanie generatora następuje po starcie obserwacji na okres 16 próbek, a następnie co każde 256 próbek na ten sam czas trwania.

Rys. 3. Wynik godzinnej akumulacji (do 1h UT) z dnia 27 X 1962 r. Znaczek kalibracyjny po 768 kanale odpowiada przyrostowi strumienia o ok. 100 Jy ponad tło. Maksimum pulsu wystąpiło na 972 kanale. Odstęp kanałów (okres próbkowania) wynosił 6,8139048·10–4 s

8-bitowe próbki z przetwornika A/C doprowadzane są do minikomputara wraz z sygnałem gotowości wytwarzanym przez przetwornik. Jako wejście wykorzystuje się jednostkę sterującą standardowego czytnika taśmy dziurkowanej, która jest w wyposażeniu minikomputera. Specjalny program napisany w języku maszynowym kumuluje (dodaje) synchronicznie z okresem pulsara kolejne próbki w 32-bitowych rejestrach pamięci operacyjnej odpowiadających poszczególnym, jak je nazywamy, kanałom wynikającym z podziału okresu pulsara. W trakcie obsługi każdego kanału (po pobraniu każdej próbki) program może powodować wysłanie 8-bitowego fragmentu rejestru na standardowe wyjście dziurkarki taśmy papierowej, gdzie może być podłączony przetwornik cyfrowo-analogowy (C/A). Umożliwia to śledzenie przebiegu obserwacji na bieżąco na oscyloskopie. W innym modzie (przełączenie modów można inicjować w trakcie obserwacji bez utraty ciągłości synchronizacji) system automatycznie wyszukuje wśród kanałów największą wartość (pomijając znaczki kalibracyjne) i na rozkaz użytkownika w każdym okresie pulsara wysyła na dziurkarkę taśmy trzy próbki sygnału wzięte z okolicy maksimum pulsu i po jednej z tła i znaczka kalibracyjnego. Wyprodukowany w ten sposób zapis pojedynczych pulsów zawiera ponadto informacje o czasie, w którym została pobrana każda próbka.

Czas niezbędny na obsługę jednego kanału wynosi normalnie mniej niż 150 µs zaś w modzie z dodatkową rejestracją pojedynczych pulsów — ok. 250 µs. Istnieje programowa możliwość wyboru przez użytkownika ilości kanałów od 1 do 1280. Szybkość pulsara i możliwości systemu narzucają jednak dodatkowe ograniczenia na czasową rozdzielczość wyrażoną w ilości wykorzystywanych kanałów. Jeśli używa się opisanego już układu kalibracji, ilość kanałów powinna być ponadto całkowitą wielokrotnością lub podwielokrotnością 256.

Rys. 4.  Wynik 5-minutowej (do 23h49m UT) akumulacji w 1024 kanałach z dnia 27 X 1982 r. Częstość próbkowania wynosiła 1,4675873 kHz. Zwraca uwagę obecność tylko jednego subpulsu, co jest związane z przełączaniem modów pulsara

Po zakończeniu obserwacji zintegrowany sygnał jest programowo normalizowany i może być zapisany w postaci binarnej na taśmie dziurkowanej, w postaci cyfrowej na maszynie do pisania i/lub wykreślony w postaci analogowej na rejestratorze. Końcowe zapisy zawierają w skondensowanej formie informacje o momentach maksimów pulsu głównego i, ewentualnie, subpulsów, poziomie tła oraz o amplitudzie i kształcie zintegrowanego pulsu.

3.  OBSERWACJE

Przed przystąpieniem do obserwacji wybranego pulsara wyznacza się jego aktualny (obsarwowany) okres p, który zależy od współrzędnych, daty i godziny (od tych czynników zależy dopplerowskie przesunięcie w częstości). Następnie dobiera się taką częstość próbkowania f, wybieraną syntezerem częstości, aby odstęp między próbkami 1/f = p/n nie był krótszy od 150 µs (przy obserwacjach scyntylacji — 250 µs), zaś ilość próbek na okresie n nie była większa od 1280. Po przygotowaniu systemu zeruje się wszystkie rejestry (kanały) oraz przetwornik A/C i dzielniki częstości, a start następuje już automatycznie od najbliższego impulsu minutowego z zegara. W typowej obserwacji rola użytkownika sprowadza się teraz do kontroli prowadzenia teleskopu, poprawności działania systemu i zatrzymania jego pracy w wybranym momencie. Przy obserwacjach scyntylacji pulsów pojawiają się dodatkowe czynności związane ze wstępnym wyznaczeniem położenia głównego pulsu, zamianą urządzeń zewnętrznych minikomputera, a potem obsługą (zawodnej, niestety) dziurkarki taśmy. Po zakończeniu obserwacji sporządza się zwykle dokumentację w postaci wykresu średniego profilu i zapisanych na taśmie dziurkowanej zredukowanych zawartości poszczególnych kanałów.

Ze względu na czułość systemu do obserwacji dostępnych jest tylko kilka znanych pulsarów (oprócz tego najsilniejszego obserwowaliśmy jeszcze PSR 0823+26, 1642-03, 1929+10 i 2020+28). Od kwietnia 1982 r. prowadzi się systematyczne (o ile pozwalaję na to inne prace z radioteleskopem) codzienne obserwacje pulsara 0329+54 w charakterze służby. Dotychczas (do kwietnia 1983 r.) zebrane wyniki obejmują 100 dni tych obserwacji, do czego przyczynili się wszyscy pracownicy Katedry. Na rysunkach 2 – 5 przedstawiamy kopie kilku wybranych z tej kolekcji zapisów.

Rys. 5. Fragment zapisu pojedynczych pulsów PSR 0329+54 wykonanego dnia 3 XI 1982 r. Pierwszą z prezentowanych tu próbek pobrano w chwili 4h24m02.4333s UT, a następne co 0,69775025 s (widomy okres pulsara). Niżej dla porównania pokazany jest przebieg tła (wziętego z 33 kanału) w kolejnych okresach pulsara

4.  ZAKOŃCZENIE

Opisany tutaj system jest ciągle modernizowany w celu udoskonalenia. Niebawem (liczymy, że będzie to za kilka miesięcy) zostanie wprowadzona pełna automatyzacja obserwacji w oparciu o lepszy komputer (maszyna M-400, odpowiednik PDP 11/10). Ponieważ szybkość systemu można poprawić jeszcze kilkakrotnie na drodze optymalizacji programu komputera, to jedynym poważnym ograniczeniem możliwości badawczych pozostaje stosunkowo mała czułość, pomimo zastosowania przedwzmacniaczy opartych na tranzystorach polowych GaAs FET zaliczanych do technologii najnowocześniejszych. W celu realnej poprawy czułości, a tym samym objęcia obserwacjami większej liczby tych interesujących obiektów, konieczne byłoby użycie większego radioteleskopu. Na przykład, anteną o średnicy 32 m (której projekt wstępny jest aktualnie opracowywany) możliwe byłoby uzyskanie 5-krotnie wyższej czułości, lub ten sam stosunek sygnału do szumu, ale w 25-krotnie krótszym czasie integracji (obserwacji).

LITERATURA

B a a r s  J.W.N., van der  B r u g g e  J.F.,  C a s s e  J.L.,  H a m a k e r  J.P.,  S o n d a a r  L.H.,  V i s s e r  J.J.,  W e l l i n g t o n  K.J., 1973, Proc. IEEE, 61, 1258.

B o r k o w s k i  K.M.,  K u s  A.J., 1983, Post. Astr., 31, 167.

G o r g o l e w s k i  S.,  K ę p a  A.,  K u s  A.J.,  K r y g i e r  B.,  M a z u r e k  J.A.,  P a z d e r s k i  E.,  W i k i e r s k i  B.,  J a n i k o w s k i  Z.,  K o ł a k o w s k i  J.,  N a ł ę c z  F.,  W a l c z y n a  Z.,  W i ś n i e w s k i  H.,  O l e j n i c z a k  A.,  K o p y ł o w i c z  W.,  U s o w i c z  J., 1982, III Krajowe Sympozjum Nauk Radiowych, Wrocław 1981, str. 109.

K u s  A.J., 1982, w: ,,Very Long Baseline Interferometry Techniques", Toulouse 1982, str. 473.

K u s  A.J.  i in., 1983 (w przygotowaniu).

S z y m c z a k  M.,  K u s  A.J.,  G a w r o ń s k a  G., 1982, Post. Astr., 30, 307.