Propozycja 32-m radioteleskopu dla Torunia.<br> Uzasadnienie założeń wstępnych

Postępy Astronomii
Tom XXXIV (1986). Zeszyt 3, 201–214

PROPOZYCJA 32-M RADIOTELESKOPU DLATORUNIA
UZASADNIENIEZAŁOŻEŃ WSTĘPNYCH

Katedra Radioastronomii Uniwersytetu M. Kopernika (Toruń)

(Otrzymano 6 marca 1986 r.)

S t r e s z c z e n i e — Praca zawiera omówienie podstawowych założeń do proponowanego przez toruńskich radioastronomów teleskopu parabolicznego o średnicy 32 m przeznaczonego do badań techniką VLBI. Ma to być w pełni sterowalny instrument o montażu horyzontalnym, pracujący w systemie Cassegraina na falach od 1 do 43 GHz i w modzie ogniska pierwotnego na falach dłuższych.

A 32-M RADIO TELESCOPE FOR VLBI RESEARCH IN POLAND
Summary
The article describes basic characteristics of a proposed 32-meter fully steerable telescope for the Toruń Radio Astronomy Observatory. The design meets all requirements of the VLBI technique. It is an altitude-azimuth instrument with the Cassegrain optics for work at frequencies above about 1 GHz. For use at longer wavelengths the subreflector is removed to allow for the prime focus work. The overall reflector surface accuracy and structural rigidity are expected to be good for observations at frequencies of up to 43 GHz.

Przedstawione poniżej opracowanie ma na celu przybliżyć niespecjaliście i zarazem uzasadnić podstawowe założenia do projektu wstępnego radioteleskopu o średnicy czaszy D = 32 m z punktu widzenia radioastronoma, przyszłego użytkownika instrumentu. Autor niniejszego opracowania, korzystając z obszernej literatury, oparł się na wcześniejszych (do grudnia 1985 r.) dyskusjach i ustaleniach grupy pracowników Katedry Radioastronomii UMK w Toruniu i zespołu projektantów Ośrodka Rzeczoznawstwa i Postępu Organizacyjno-Technicznego w Katowicach, które to zespoły są właściwymi autorami propozycji i projektu. Tekst ten z niewielkimi tylko zmianami pochodzi z większej pracy zbiorowej (B o r k o w s k i 1985), gdzie znajdował się w sąsiedztwie artykułów uzasadniających potrzebę takiego instrumantu zarówno w kontekście interesów projektodawców, jak i w szerszych perspektywach polskiej i światowej nauki oraz krajowej gospodarki. Do publikacji wybraliśmy tylko ten fragment ze względu na wartości dydaktyczne. Chociaż w sposób dalece niekompletny, artykuł unaoczni jednak wyraźnie wieloaspektowość problemu. Projekt radioteleskopu musi uwzględniać czynniki związane z przeznaczeniem instrumentu (astronomia, astrometria, geodezja, nawigacja), jak i kosztami budowy i możliwościami techniki w ogóle, a krajowego przemysłu w szczególności. Musi on zatem spełniać jednocześnie szereg warunków elektrycznych, mechanicznych, strukturalnych i ekonomicznych.

1. WSTĘP

Radioteleskop jest urządzeniem do zbierania i przetwarzania sygnałów radiowych pochodzących z naturalnych źródeł kosmicznych o rozmiarach kątowych w większości przypadków znacznie poniżej 1", które obejmują bardzo szerokie przedziały częstotliwości. Sygnały takie są też na ogół bardzo słabe i ukryte w znacznie silniejszych szumach tła nieba, otoczenia anten i systemów odbiorczych. Sytuacja ta sprawia, że najważniejszymi oczekiwanymi cechami tego urządzenia są: możliwie duża efektywna powierzchnia zbierająca sygnał, możliwie niskoszumowe systemy odbiorcze, duża kierunkowość i sterowalność w szerokim zakresie kątów oraz dobra skuteczność w szerokim przedziale częstotliwości.

Efektywna powierzchnia jest zwykle znacznie (o 40–50% lub więcej) mniejsza od apertury instrumentu, tzn. od powierzchni wynikającej z geometrii radioteleskopu. Na różnicę składają się m.in.: nie idealność charakterystyk oświetlaczy (nierównomierny rozkład pól promieniowania na aperturze), odstępstwa kształtu powierzchni odbijających (reflektorów) od luster projektowanych (paraboloid, hiperboloid, elipsoid, sfer lub płaszczyzn) i zacienienie reflektorów przez konstrukcje nośne oświetlaczy lub luster wtórnych.

Rozdzielczość kątowa radioteleskopu jest wprost proporcjonalna do liniowych rozmiarów jego apertury (D, np. średnicy paraboloidy) wyrażonych w długościach fali (λ) odbieranego promieniowania: λ/D radianów, przy tym współczynnik proporcjonalności jest zależny od typu anteny, ale niewiele odbiega od jedności. Wynika z tego, że teleskopy radiowe, nawet te największe, mają rozdzielczości o całe rzędy wielkości ustępujące optycznym.

Pomijając pewne szczególne rozwiązania, wszystkie radioteleskopy wystawione są na oddziaływania zmiennych obciążeń i naprężeń pochodzących od wiatru, deszczu, śniegu i oblodzenia, nagrzewania słonecznego, własnych obciążeń grawitacyjnych (w funkcji kierunku teleskopu) itp. W tych wyjątkowo trudnych warunkach, aby zadość uczynić wymaganiom użytkownika, wypada utrzymać zadaną dokładność kształtów powierzchni reflektorów.

W sumie, projekt dużego teleskopu jest skomplikowanym problemem wymagającym ścisłej współpracy specjalistów wielu dziedzin. w szczególności bezpośrednich konstruktorów i użytkowników.

2. TYP I MONTAŻ

Spośród wielkiej rozmaitości rozwiązań konstrukcyjnych radioteleskopów (np. K r a u s 1966; M a r i L i e b o w i t z 1969; T s e y t l i n 1976; W e l c h 1976; R u s c h 1976; C h r i s t i a n s e n i H ö g b o m 1985) najpowszechniej spotyka się uniwersalne paraboloidy obrotowe zamontowane w systemie horyzontalnym, w którym ruchy anteną odbywają się wokół pionu i ruchomej osi poziomej, albo w systemie równikowym, kiedy ruchy te odniesione są do osi świata (tzn. osi rotacji Ziemi) i równolegle do równika niebieskiego (też ziemskiego), odpowiednio. Montaż równikowy ma tę zaletę, że przy obserwacji obiektów astronomicznych wystarcza ruch wokół jednej tylko osi (osi świata), by utrzymać obiekt w polu widzenia teleskopu, zaś druga oś służy jedynie do wyboru źródła promieniowania. Tak zamontowana jest większość teleskopów optycznych. Zaleta ta staje się dziś mniej znacząca wobec łatwości automatycznego prowadzenia teleskopu w dowolnym układzie odniesienia w obu osiach jednocześnie za pomocą szybkich komputerów. W tym świetle łatwiejsza technicznie i tańsza konstrukcja masywnych radioteleskopów w montażu horyzontalnym rośnie do rangi zalety decydującej o wyborze właśnie tego rozwiązania.

Zalety teleskopu parabolicznego ujawniają się dopiero przy porównywaniu z innymi, mniej uniwersalnymi antenami, dlatego nie ma potrzeby głębszego uzasadnienia wyboru tego typu.

3. ŚREDNICA

Jak już wspomnieliśmy, z punktu widzenie użytkownika rozmiary teleskopu powinny być jak największe. Ze wzrostem rozmiarów rosną jednak koszty budowy (jak trzecia potęga rozmiarów), a także trudności zapewnienia odpowiedniej dokładności wykonania powierzchni odbijających, sztywności całej konstrukcji, jej wytrzymałości na wiatr, oblodzenie itp. oraz sterowalności (szybkości i przyspieszenia ruchów). Znane są w pełni sterowalne paraboidalne radioteleskopy o średnicach czasz osiągających 100 m, jednak te największe teleskopy (z powodu odkształceń grawitacyjnych i termicznych oraz dokładności wykonania luster) mają ograniczony zakres długości odbieranego promieniowania do pojedynczych centymetrów, gdzie ich skuteczność jest taka, że stają się równoważne antenom średnich rozmiarów. Z drugiej strony anteny o średnicach poniżej 20 m są za mało czułe do większości współczesnych problemów obserwacyjnych. Jest to szczególnie ważny argument w różnych obszarach zastosowań techniki wielkobazowej (VLBI), na którą ukierunkowana jest toruńska radioastronomia.

Dopuszczając istnienie odkształceń powierzchni czaszy sięgających λ_min/12,5, gdzie λ_min jest najmniejszą planowaną długością fali, maksymalną średnicę czaszy można ocenić ze zmodyfikowanych wzorów H o e r n e r a (1967). I tak, przy założeniu λ_min = 7 mm, ograniczenie termiczne wynosi ok. 4,7λ_min = 33 m, a grawitacyjne (11 ÷ 14) √λ_min = 29 ÷ 37 m. Proponowana średnica 32 m umiejscawia nasz teleskop w klasie średnio dużych instrumentów liczących się w świecie i, jak wynika z powyższej oceny, daje nadzieję na dokładności wykonania pozwalające prowadzić efektywne obserwacje na falach sięgających kilku milimetrów przy umiarkowanych kosztach budowy.

4. ODLEGŁOŚĆ OGNISKOWA

Drugim bardzo ważnym parametrem każdego teleskopu parabolicznego jest odległość ogniska od wierzchołka paraboli, f. Przy ustalonej średnicy z niej wynika krzywizna powierzchni lustra głównego (albo głębokość czaszy, H) oraz wysokość konstrukcji nośnej instalacji w pobliżu ogniska. Trudniej jest wykonać czaszę o dużej krzywiźnie (małe f), ale też więcej kłopotów sprawia wyższa konstrukcja nośna oświetlaczy lub lustra wtórnego (długa ogniskowa). Dłuższa ogniskowa umożliwia łatwiejsze i bardziej równomierne oświetlenie głównego reflektora, a obrazy powstające w ognisku mają lepszą jakość. Sprawia ona też, że oświetlacze mogą być umieszczone pozaosiowo w płaszczyźnie ogniskowej z mniejszymi stratami sygnału niż przy krótkiej ogniskowej. Jeszcze inną wadą krótkiej ogniskowej jest względnie duża, niepożądana czułość takiego teleskopu na przeciwną polaryzację sygnału poza osią paraboloidy (np. W e l c h 1976), zaś do zalet dolicza się mniejszą wrażliwość na zakłócenia (mniejsze listki boczne charakterystyki kierunkowej).

W praktyce wśród dużych teleskopów spotyka się i bardzo głębokie czasze (f/D = 0,25, np. P o k r a s i in. 1985), i płytkie (f/D = 0,45, np. S c h n e i d e r i in. 1982), z nieznaczną tendencją do stosunku ogniskowej do średnicy spomiędzy wartości 0,3 i 0,4. Proponowany stosunek 0,35 jest dość typowy (por. np. F i n d l a y 1971; T s e y t l i n 1976) i bliski tego, jaki posiada toruński teleskop 15-metrowy (0.33), co umożliwi użycie niektórych oświetlaczy tamtego instrumentu w nowym. Parametr ten jest też identyczny ze standardem 32-metrowych radioteleskopów do łączności satelitarnej „Mark IV" (P o k r a s i in. 1985).

5. OPTYKA

Rozwiązania optyki radioteleskopów parabolicznych bywają zasadniczo trojakiego rodzaju: a) z systemami odbiorczymi umieszczonymi w ognisku pierwotnym, b) z hiperbolicznym (Cassegraina) lub eliptycznym (Gregory'ego) lustrem wtórnym (subreflektorem) zainstalowanym w pobliżu ogniska pierwotnego i odbijającym skupione tu promieniowanie w kierunku systemów odbiorczych (oświetlaczy) zamontowanych w sąsiedztwie wierzchołka paraboloidy, oraz c) z systemem opartym na lustrach płaskich, polaroidach i powierzchniach wyższych stopni prowadzących skupione promieniowanie poza oś paraboloidy (system Coudé). To ostatnie rozwiązanie jest praktyczniejsze na falach milimetrowych i krótszych. W klasie proponowanego teleskopu najczęściej za optymalne uważa się rozwiązanie b) z hiperbolicznym subreflektorem umieszczonym pomiędzy ogniskiem paraboloidy a jej wierzchołkiem, czyli tzw. system Cassegraina. Zwykle też zapewnia się możliwość stosowania alternatywnie rozwiązania a) po uprzednim zdemontowaniu reflektora wtórnego (rys. 1).

Rys. 1. Geometria systemu Cassegraina. Ognisko pierwotne oznaczono przez O₁, zaś wtórne przez O₂. Linie łamane ze strzałkami pokazują drogę dwóch promieni od płaszczyzny ogniskowej do ogniska wtórnego. W modzie pracy ogniska pierwotnego reflektor hiperboliczny (mniejsze zwierciadło) jest usuwany i promieniowanie skupia się w O₁

Spośród wielu zalet systemu Cassegraina kilka jest godnych wymienienia. Systemy odbiorcze z oświetlaczami w takim teleskopie można umieścić nisko, przy powierzchni czaszy, co znakomicie ułatwia ich utrzymanie i wymianę oraz eliminuje dodatkowe, znaczące straty sygnału na długich liniach przesyłowych. Promieniowanie wchodzące przez listki boczne oświetlaczy (efekt spill-over) pochodzi z kierunku względnie radiowo zimnego nieba, a nie z otoczenia o temperaturze kilkuset kelwinów. Użycie typowych oświetlaczy w ognisku wtórnym daje o wiele korzystniejsze rozkłady pola na aperturze (lepsza skuteczność wykorzystania powierzchni zbierającej; R u z e 1968a, 1976), co się wiąże z dłuższą efektywną ogniskową całego systemu i wynikającymi stąd innymi zaletami długoogniskowych teleskopów.

6. GEOMETRIA SYSTEMU CASSEGRAINA

Wybór geometrii systemu Cassegraina zależy od wielu czynników (np. R u z e 1968a; F i n d l a y i H o e r n e r 1972; R u s c h 1976), a jego podstawowe własności optyczne można określić na podstawie optyki geometrycznej. Nasz radioteleskop będzie używany jako instrument jednoreflektorowy (rozwiązanie a)) na falach dłuższych, a w systemie Cassegraina na falach krótszych. Ustalenie częstotliwości granicznej pomiędzy tymi dwoma modami wpływa na wybór rozmiarów subreflektora i projektowane oświetlacze ogniska pierwotnego. Te czynniki z kolei są powiązane z mechanicznymi rozwiązaniami kabin z instrumentami i zamontowaniem lustra wtórnego.

Nowoczesne, homologiczne rozwiązania czaszy oznaczają zmienną odległość ogniskową oraz kierunek osi lustra głównego, a to narzuca potrzebę sterowalności lustra Cassegraina. Przy pracy w systemie Cassegraina różne programy obserwacyjne będą wymagały różnorakich przełączeń i ruchów wiązki charakterystyki kierunkowej, realizowanych przez odchylanie subreflektora wokół ogniska pierwotnego. Ten sam typ ruchów będzie także wykorzystywany do zmiany (wyboru) systemów odbiorczych o różnych częstotliwościach pracy, a zamocowanych na stałe w okolicy ogniska wtórnego (urojonego hiperboloidy). Konieczność zapewnienia tych ruchów ogranicza rozmiary i bezwładność subreflektora, a zatem odbija się także na geometrii układu.

Powierzchnia zbierająca radioteleskopu jest częściowo zablokowana przez subreflektor i urządzenia odbiorcze w ognisku pierwotnym i przez konstrukcję wsporczą tych instalacji. Efekt blokowania rośnie z długością fali i ten sam czynnik powoduje w końcowym rozrachunku ograniczenie użyteczności radioteleskopu na długich falach. Można przyjąć, że oświetlacze są zupełnie przesłonięte przez nogi wspierające, gdy średnia odległość nóg wynosi ok. pół długości fali (W e l c h 1976). Z drugiej strony zbyt małe lustro wtórne może uniemożliwić jego efektywne oświetlenie, co jest równoważne stracie powierzchni zbierającej, albo co prowadzi do szkodliwych afektów dyfrakcyjnych.

Biorąc pod uwagę wymienione czynniki zaproponowano, skądinąd dość typową, średnicę lustra Cassegraina d = D/10, tzn. 3,2 m. Taki subreflektor przesłania tylko 1% powierzchni rzutowej w centralnej części czaszy. Kierując się względami praktycznymi typu: wygodna konstrukcja kabiny systemów odbiorczych i ograniczenia na możliwość efektywnego oświetlenia subreflektora, ustalono, że ognisko wtórne będzie znajdowało się na wysokości h = 1 m nad wierzchołkiem paraboloidy w kierunku ogniska pierwotnego (które pokrywa się z rzeczywistym ogniskiem hiperboloidy).

Omówione dotąd parametry D, f/D, d i h określają całkowicie geometrię systemu Cassegraina. W tab. 1 zebrano ważniejsze charakterystyki geometryczne radioteleskopu w kolejności, pozwalającej na wygodne obliczanie wartości numerycznych zgodnie z podanymi tam oznaczeniami i wzorami wychodząc od wyżej wymienionych czterech parametrów podstawowych. Tylko niewielką część z podanych wzorów znajdzie Czytelnik w tak wygodnej formie w dostępnej literaturze (np. K o t c h e r z h e v s k i j 1972; B a a r s 1970; S l e t t e n 1969), gdyż większość z nich została wyprowadzona dla celów tej pracy z nastawieniem na możliwie najprostszą postać. Warunku prostoty nie udało się zadowalająco spełnić jedynie w przypadku powierzchni hiperboloidy (może Czytelnik znajdzie i podsunie elegantsze wyrażenie? — w tym celu do niniejszej elektronicznej wersji publikacji dołączam pełne wyprowadzenie tego wzoru wraz z jego nieco inną formą w postaci równania (3); ciekawsze propozycje chętnie umieszczę na tej uzupełniającej stronie obok rozwiązania swojego).

Tabela 1
Parametry geometryczne radioteleskopu

Główny reflektor (paraboloida)

Średnica, D 32,0000 m

Stosunek ogniskowej do średnicy, f/D 0,3500
Odległość ogniskowa, f 11,2000 m
Głębokość czaszy, H = D²/(16f) 5,7143 m
Kąt rozwarcia, 2θ_o = 4arctg[D/(4f)] 142,1507 °
Powierzchnia całkowita, 8πf²[cos^–3(θ_o/2) – 1]/3 899,45 m²
Apertura, πD²/4 804,25 m²
Równanie paraboloidy, r = √[4f(z + f)] = 2f tg(θ/2)
Radioteleskopw układzie Cassegraina

Średnica subreflektora (hiperboloidy), d 3,2000 m
Wysokość ogniska wtórnego nad czaszą, h 1,0000 m
Kąt rozwarcia subreflektora, 2Φ_o = 2 arcctg{2[(f – h)/d – (f – H)/D]} 18,8256 °
Efektywna ogniskowa, F = D/[4 tg(Φ_o/2)] 97,1729 m
Powiększenie radioteleskopu, F/f 8,6762
Mimośród hiperboli, c/a = (F + f)/(F – f) 1,2605
Nachylenie asymptoty, α = arccos[(F – f)/(F + f)] 37,5044 °
Odległość ognisk, 2c = f – h 10,2000 m
Odległość wierzchołka hiperboloidy od ognisk, c – a
c + a
1,0541
9,1459 m
m
Głębokość subreflektora, c – a – (f – H)d/D 0,5056 m
Różnica dróg optycznych do obu ognisk, (f – h)a/c 8,0917 m
Pomocniczy parametr powierzchni, q = √[1 + (d/2)²/(c² – a²)] 1,1250
Całkowita powierzchnia subreflektora,
πc²sinα[q√(q² – cos²α) – sinα – cos²α ln q + √(q² – cos²α)
1 + sinα ]
8,7728 m²
Powierzchnia cienia subreflektora na aperturze, πd²/4 8,0425 m²

Równanie hiperboloidy,

r = √{(c² – a²)[(z + c)²/a² – 1]} = (c² – a²)sinθ
a + c·cosθ

Uwaga: W równaniach paraboloidy i hiperboloidy przyjęto, że r jest odległością od
osi symetrii radioteleskopu, wzdłuż której mierzona jest współrzędna z poczynając
od ogniska paraboloidy i dodatnio na zewnętrz teleskopu. θ jest kątem pomiędzy
osią –z i promieniem wodzącym.

7. TOLERANCJA WYKONANIA REFLEKTORÓW

Na to, by teleskop był użyteczny na zadanej częstotliwości pracy, jego dokładność wykonania powinna sięgać ułamka długości fali. R u z e (1966) pokazał, że jeśli średniokwadratowa (rms) odchyłka powierzchni rzeczywistej reflektorów od zadanej wynosi ε, to na fali o długości λ efektywna powierzchnia zbierająca jest mniejsza od powierzchni rzutowej o czynnik exp(4πε/λ)². Przyjmuje się, że najmniejsza długość λ_min, na jakiej teleskop jest jeszcze praktycznie użyteczny, równa się 4πε i wtedy skuteczność wykorzystania powierzchni wynosi ok. 37%. Sytuacja ta odpowiada także największemu wzmocnieniu anteny. Stąd wynika, że jeśli na λ_min przyjąć 7 mm, to nasz teleskop powinien mieć dokładność 0,56 mm. Trzeba przy tym pamiętać, że w tym błędzie ε powinny być uwzględnione także efekty odkształceń grawitacyjnych, zniekształcenia termiczne oraz wywołane wiatrem.

Ocenioną wyżej dokładność nie jest łatwo uzyskać na rozmiarach kilkudziesięciu metrów, ale leży to w granicach możliwości współczesnych technik. W związku z tym projekt będzie wymagał specjalnych technologii wykonania paneli (płyt składających się na główny reflektor), konstrukcji nośnej czaszy możliwie bliskiej homologicznej i specjalnych metod montażu, regulacji i kontroli ułożenia paneli. Konstrukcja homologiczna to taka, w której odkształcenia grawitacyjne, powstające nieuchronnie przy zmianach kąta podniesienia, zmieniają daną paraboloidę w inną, dającą się skalibrować. Pozwala to prowadzić obserwacje przy różnych ustawieniach anteny bez znacznych zmian skutecznej powierzchni przez odpowiednie korekcje w optyce teleskopu (korekcje położenia i kierunku lustra wtórnego). Homologię uzyskuje się w komputerowym procesie iteracyjnym przez dobór długości i przekrojów prętów konstrukcji startując od pewnego starannie wybranego układu początkowego (H o e r n e r 1967, 1969, 1977). Po zgrubnym ustawieniu paneli czaszy (np. H a c h e n b e r g i in. 1973), ostateczną justację optyki teleskopu wykona się technikami radiowymi (B e n n e t i in. 1976; S c o t t i R y l e 1977; O r t a 1985; B a k h r a k h i in. 1985; T s e y t l i n 1985).

8. ZAKRESY I DOKŁADNOŚCI RUCHÓW

Wymagania dotyczące sterowania radioteleskopu są narzucone zdolnością rozdzielczą i praktyką obserwacyjną. Wiązka charakterystyki kierunkowej naszego teleskopu, pracującego na częstotliwości 43 GHz, wynosi ok. 45" (tzn. ok. 0,01°). Aby nie utracić zbytnio odbieranego sygnału (co ma miejsce, gdy źródło znajduje się poza kierunkiem maksymalnego wzmocnienia), teleskop powinien dać się ustawiać w sposób powtarzalny z dokładnością o ok. rząd wielkości (F i n d l a y (1964) pisze, że 20 razy) lepiej niż szerokość wiązki, czyli w naszym przypadku z dokładnością rzędu 0,001°.

Szybkość dobowego obrotu sfery niebieskiej wynosi ok. 0,25°/min., jednak przy montażu horyzontalnym rozkłada się ona nierównomiernie na obie osie teleskopu i w dodatku rozkład ten zależy od miejsca na niebie. Tak np., obiekty z bezpośredniego sąsiedztwa bieguna nieba przesuwają się o tysięczne części stopnia w ciągu minuty. Podobnie jest z kątem elewacji (wysokością) w pobliżu południka miejscowego. Zatem, aby uniknąć skokowych zmian kierunku anteny, powinna się ona dać prowadzić z prędkościami rzędu tysięcznych części stopnia na minutę. Z drugiej strony, często zachodzi potrzeba zmiany obserwowanego źródła (jest to szczególnie powszechne w astrometrycznych i geodezyjnych eksperymentach VLBI) na inne, znajdujące się np. po przeciwnej stronie nieba. Kilkuminutowa przerwa na zmianę źródła jest jeszcze akceptowalna, a to oznacza prędkości rzędu 30°/min. Duże szybkości w osi azymutu będą potrzebne także przy zwykłych obserwacjach typu śledzenia za ruchem dobowym źródeł znajdujących się blisko zenitu. W rzeczywistości, w niewielkim obszarze w tamtym miejscu, normalne śledzenie radioźródeł wymagałoby prędkości ruchu anteny znacznie przekraczającej 30°/min. Małość owego obszaru (ok. 0,5° × 1,5°; rys. 2; B o r k o w s k i 1986), czyni tę wadę montażu horyzontalnego znośną.

Rys. 2. Wokółzenitalny obszar, w którym średnia szybkość zmiany azymutu źródeł kosmicznych jest większa od 30°/min. na szerokości geograficznej φ = 53,097°. Pozorna symetria względem deklinacji równej φ wynika z małości różnic. Odstęp między kreskami podziałki deklinacyjnej wynosi 0,08°, zaś kąta godzinnego — 0,5 minuty (czasowej)

Zakresy zmian współrzędnych wynikają z potrzeby objęcia obserwacjami praktycznie całej widocznej półsfery nieba, być może z wyjątkiem obszarów bardzo bliskich horyzontu, gdzie zjawiska typu refrakcji, tłumienia i rozpraszania sygnałów osiągają rozmiary na ogół dyskwalifikujące obserwacje. Ponadto źródła okołobiegunowe często obserwuje się w pobliżu i podczas kulminacji po północnej stronie nieba, gdzie występuje nagła zmiana azymutu o 360°, na którą potrzeba by było kilkunastu minut ruchu teleskopu z zakresem ograniczonym do ±180°. Zakres ±270° zapewnia możliwość ciągłego śledzenia dowolnego źródła od wschodu do zachodu, źródeł górujących po północnej stronie nieba — bez żadnych ograniczeń (nawet kilka dób), a pozostałych (w pasie o szerokości ok. 16° powyżej deklinacji ok. 37°) — przez co najmniej 12 godz.

9. KONSTRUKCJA WSPORCZA LUSTRA CASSEGRAINA

Wybór rodzaju konstrukcji wsporczej subreflektora wpływa na poziom strat powierzchni zbierającej radioteleskopu poprzez efekt zacienienia czaszy przez nogi konstrukcji. W praktyce toleruje się straty sięgające nawet 15% (z uwzględnieniem subreflektora i nierównomiernego oświetlenia apertury) całkowitej powierzchni rzutowej (R u z e 1968a). Sam subreflektor o średnicy 0,1·D z typowymi oświetlaczami wnosi straty 1,5 – 3%, co jest większe od czysto geometrycznych strat z powodu większego natężenia pola promieniowania w centralnej części apertury. Typowe konstrukcje, w zależności od podstawowej struktury nośnej teleskopu, składają się z 2 do 4 nóg wsporczych zbieżnych do punktu ponad ogniskiem pierwotnym. Cień rzucany przez nogi jest dwojakiego rodzaju: zasłanianie środkowej części czaszy (od cienia subreflektora do punktu styczności podpory z czaszą) dla promieniowania padającego równolegle do osi paraboloidy oraz przesłanianie subreflektora (lub oświetlaczy) dla promieni odbitych od zewnętrznych części czaszy. Mniejsze cienie dają nogi cieńsze i bardziej oddalone od subreflektora i wierzchołka paraboloidy (R u z e 1968b).

Rys. 3. Model ostatniej wersji projektu 32-m radioteleskopu dzieła Jana Pachli w ujęciu z urzędzeniem do demontażu subreflektora (Foto-Bekier)

Rys. 4. Jak rys. 3, ale widok ogólny (Foto-Bekier))

W toku przygotowywania projektu wstępnego rozważono nowatorską koncepcję rozwiązania konstrukcji nośnej subreflektora, na które składa się osiem podpór zbieżnych krzyżowo parami w czterech punktach podstawowej struktury teleskopu i czterech punktach obudowy instalacji przy ognisku pierwotnym (rys. 3 i 4). Rozwiązanie to jest wzorowane na 15-metrowej antenie angielsko-holenderskiej przeznaczonej na fale milimetrowe (B u j a k o w k i 1984; N e w p o r t 1984). Obliczenia cienia rzucanego przez tę konstrukcję (B u j a k o w s k i 1985; B o r k o w s k i i M a c i e j e w s k i 1986) wykazują 7,6% strat powierzchni rzutowej (przy założeniu równomiernego oświetlenia), co jest nieco więcej (o ok. 1,5%) niż w pierwotnej koncepcji czwórnogu. 8-nogowa konstrukcja jest jednak sztywniejsza i umożliwia wygodny dostęp do urządzeń znajdujących się przy ognisku pierwotnym. Mimo to względnie duże blokowanie apertury otwiera pole do dalszej dyskusji, tym bardziej, że znane są radioteleskopy tych rozmiarów (np. wspomniany już „Mark IV"), u których omawiane straty wynoszą zaledwie 2%. Dla poparcia nowej koncepcji można dodać, że wspomniane inne teleskopy dalece ustępują omawianemu tu projektowi w wielu ważnych dla użytkownika parametrach. Na zakończenie wypada jednak zaznaczyć, że zacienienie apertury to nie tylko straty powierzchni, ale także zniekształcenia charakterystyki kierunkowej teleskopu i nieprzyjemne efekty polaryzacyjne.

10. ZAKOŃCZENIE

W tab. 2 zebrano charakterystyki techniczne oczekiwane po proponowanym radioteleskopie. Chcemy tu jeszcze raz podkreślić, że niektóre z parametrów należy traktować jako orientacyjne, gdyż jest bardzo pożądane osiągnięcie jak najlepszych ich wartości. Dotyczy to przede wszystkim dokładności wykonania powierzchni wszystkich luster, powtarzalności ustawienia pozycji, zakresów, prędkości i przyśpieszeń ruchów czaszy w obu osiach oraz dokładności ustawienia i szybkości ruchów subreflektora

Tabela 2
Charakterystyka techniczna radioteleskopu

Typ anteny: w pełni sterowalny
paraboloid obrotowy

Montaż: horyzontalny

Optyka do ok. 1 GHz: ognisko pierwotne

powyżej 1 GHz: system Cassegraina

Dokładność wykonania reflektorów (rms) 0,6 mm

Powtarzalność ustawienia kierunku 0,002°

Zakresy ruchu

czaszy w osi wysokości 2 ÷ 95°

azymutu ±270°

subreflektora wzdłuż ogniskowej ±60 mm

wokół ogniska ±5°

Szybkości ruchów radioteleskopu

w osi wysokości 0,004 ÷ 15°/min.

azymutu 0,008 ÷ 30°/min.

Rys. 5. Jak rys. 3, ale widok od strony napędów (Foto-Bekier))

Chociaż niektóre wymagania mogą wydawać się wygórowane, to jednak nie wykraczają poza możliwości współczesnej techniki, o czym nejlepiej świadczą działające już lub projektowane w innych krajach radioteleskopy przeznaczone dla radioastronomii, a w szczególności do badań techniką VLBI (np. H a c h e n b e r g 1981; N e w p o r t 1984; P o k r a s i in. 1985). Także wstępne obliczenia projektowe wykazały realność osiągnięcia zadanych parametrów. Gdyby to stało się faktem, moglibyśmy powiedziać, że mamy jeden z najlepszych w tej klasie teleskopów.

Niejeden Czytelnik chciałby zapewne wiedzieć, na ile realne są perspektywy budowy opisanego teleskopu, jakie wchodzą w grę koszty i terminy. Ze wspomnianego na początku opracowania (B o r k o w s k i 1985) wynika, że toruńscy radioastronomowie liczą poważnie na otrzymanie teleskopu na początku lat 90., równolegle z uruchomieniem QUASATa (kosmiczna VLBI), łącznym kosztem rzędu pół miliarda obecnych złotówek. Za realnością tych oczekiwań przemawia dotychczasowy postęp prac przygotowawczych, ogromne zaangażowanie niezbyt wprawdzie licznej, ale oddanej garstki ludzi oraz potencjalne efekty ekonomiczne związane z możliwościami produkcji eksportowej takich właśnie radioteleskopów — zarówno do strefy dolarowej, jak i na nasze socjalistyczne podwórko.

LITERATURA

B a a r s J.W.M., 1970, Prace doktorska, Technische Hogeschool, Delft.

B a k h r a k h L.D., K r e m a n e t s k i j S.D., K u r o c h k i n A.P., U s i n V.A., S h i f r i n Ya.S., 1985. Metody izmerenij parametrov izluchayushchikh sistem v blizhnej zone, Nauka, Leningrad.

B e n n e t J.C., A n d e r s o n A.P., M c I n n e s P.A., W h i t a k a r A.J.T., 1976, IEEE Trans. Ant. Prop., 24, 295.

B o r k o w s k i K.M., (red.), 1985, Propozycja budowy anteny 32 m, Katedra Radioaatronomii UMK, Toruń.

B o r k o w s k i K.M., 1986, Near zenith tracking limits for altitude-azimuth telescopes, Acta Astron. (w druku) [37 (1987), 79].

B o r k o w s k i K.M., M a c i e j e w s k i A.J., 1986, Feed support blockage area in parabolic antennas, Sci. Instrumentation (w druku) [2 (1987), No. 2, 69].

B u j a k o w s k i Z., 1984, Sprawozdanie z delegacji 8HZ-ZORPOT do Wielkiej Brytanii w dniach od 9 do 23 maja 1984 roku.

B u j a k o w s k i Z., 1985, Antena paraboliczna D = 32 m dla VLBI, Gliwice.

C h r i s t i a n s e n W.N., H ö g b o m J.A., 1985, Radiotelescopes, 2nd edition, Cambridge University Press, Cambridge.

F i n d l a y J.W., 1964, Adv. in Radio Sci., 2, 37.

F i n d l a y J.W., 1971, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 9, 271.

F i n d l a y J.W., H o e r n e r S. von, 1972, A 65-Meter Telescope for Millimeter Wavelengths, NRAO, Charlottesville (Virginia).

H a c h e n b e r g O., 1981, w: Landoldt-Bornstein Num. Data and Funct. Relationship, New Series, Group VI, 2a, 50.

H a c h e n b e r g O., G r a h l B.H., W i e l e b i n s k i R., 1973, Proc. IEEE, 61, 1288.

H o e r n e r S. von, 1967, Astron. J., 72, 35.

H o e r n e r S. von, 1969, w: M a r, L i e b o w i t z (1969), s. 311.

H o e r n e r S. von, 1977, Vistas Astron., 20, 411.

K o t c h e r z h e v s k i j G. N., 1972, Antenno-fidernye ustrojstva, Svyaz', Moskva.

K r a u s J.D., 1966, Radio Astronomy, McGraw-Hill, New York.

M a r J.W., L i e b o w i t z H. (wyd.), 1969, Structures Technology for Large Radio and Radar Telescope Systems, The MIT Press, Cambridge (Mass.).

N e w p o r t R.W., 1984, Endeavour, New Series, 8, 159.

O r t a R., 1985, ESA Journal, 9, 329.

P o k r a s A.M., S o m o v A.M., T s u r i k o v G.G., 1985. Antenny zemnykh stantsij sputnikovoj svyazi, Radio i svyaz', Moskva.

R u s c h W.V.T., 1976, Meth. Exper. Phys., 12B, 29.

R u z e J., 1966, IEEE Proc., 54,633.

R u z e J., 1968a, w: Radar Astronomy (wyd. Evans J.V., Hagfors T., McGraw-Hill, New York), s. 409.

R u z e J., 1968b, Microwave J., 11, 76.

R u z e J., 1976, Meth. Exper. Phys., 128, 64.

S c h n e i d e r M., K i l g e r R., N o t t r a p K. i in., 1982, w: Very Long Baseline Interferometry Techniques, (CNES, Cepadues Editions, Toulouse), s. 73.

S c o t t P. F., R y l e M., 1977, M.N.R.A.S., 178, 539.

S l e t t e n C. J., 1969, w: Antenna Theory, Part 2 (wyd. Collin R. E., Zucker F. J., McGraw-Hill, New York), s. 36.

T s e y t l i n N. M., 1976, Antennaya tekhnika i radioastronomiya, Sovetskoe radio, Moskva.

T s e y t l i n N. M., (wyd.) 1985, Metody izmereniya kharakteristik antenn SVTch, Radio i svyaz', Moskva.

W e l c h W. J.. 1976, Meth. Exper. Phys., 12B, 7.


Rys. 3. Model ostatniej wersji projektu 32-m radioteleskopu dzieła Jana Pachli w ujęciu z urzędzeniem do demontażu subreflektora (Foto-Bekier)	Rys. 4. Jak rys. 3, ale widok ogólny (Foto-Bekier))