Daten Auswerten

Hauptwerte der derzeitigen Anlagenkonfiguration

Frontends

Wasserstofflinie 1.42 GHz

Nachfolgende Werte gelten wegen des Einsatzes eines Ringerregers nur teilweise:

Räumliche Auflösung bei 1,42GHz: 5° für 3dB Randabfall der Keule

Aperturbelegung: gaussförmig (dies ist zur Zeit eine Arbeitshypothese)

Polarisation: eine Ebene, z.Zt. 45° gegen Vertikale

Eigenrauschen: 0,9dB. Eines der wichtigsten Kolumnen in RA. Nötig sind Messungen in Stickstoff mit zeitgleichen Temperaturmessungen.

Ein TabellenKalkulationsprogramm hat uns Lothar zur internen Nutzung überlassen. Hier ein Arbeitsstand.

Verstärkerzug:

Am Feed angebracht: Vorverstärker, Konverter auf 28MHz

Im Kontrollraum: Detektor mit Integrationsglied, AD-Wandler

Bandbreite: ca.7MHz

Vorverstärker SSB Electronics SLN1420

Umschalter HF-Relais: Omron G6Z-1-PEA 12V‎. Torsten hat es mal durchgemessen. Das Ergebnis ist hier zu finden.

Konverter SSB Electronics UEK21 mit eigener zusätzlicher Oszillatoreinspeisung

TV-Feeds 11 GHz

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Backend

Rauschquelle DUBUS mit ENR 4,7db [Datenblatt], von Hand schaltbare Abschwächer

logarithmischer Detektor AD 8307, Eigenbau HGZ, Ausgang 25 mV/dB

ADC 10kHz Samplerate, Mittelwertbildung über 1024 Samples. Mittl. Datenacquisitionsrate (Übertragung zum PC) ca. 125Hz (entspricht 8ms Sampling-Periode, s. nebenstehendes Histogramm). Messwerte schwanken an Konstantspannungsquelle ca. 3 digits, vernachlässigbar. Bereich 0...5V entsprechen 2^16 Werten = 65 536 Digits. Schwankung der Aufnahmezeitpunkte des ADCs in Abhängigkeit von Auslastung des Rechners (s. Histogramme). Bei starker Auslastung (in diesem Fall forciert durch Setzen des niedrigsten nice-Levels) ist starke Streuung der Aufnahmezeitpunkte zu beobachten. Einige Werte wurden erst einige hundert ms später übertragen als vorgesehen. Das ist zwar prinzipiell kein Problem, da der ADC synchron mit fester Frequenz abtastet und in den Ringpuffer schreibt. jedoch kann dies zu einem Jitter führen, wenn zu vorgesehenem Zeitpunkt kein Wert aus dem Ringpuffer übertragen werden kann, und, entsprechend der Änderung des Eingangs der ursprünglich zu erfassende Wert wieder aus dem Puffer herausgeschoben wurde. Hier noch nähere Untersuchungen zu den Abhängigkeiten Samplerate vs. Puffertiefe vs. Ausleserate vs. Auslesesynchronität erforderlich.

Histogramm
Timestamp-Verteilung bei niedriger Prozesspriorität
Timestamp-Verteilung bei hoher Prozesspriorität

Kalibration

Temperaturkalibration

Es gehen drei Messgrößen in die Kalibration ein, und alle Zusammenhänge sind 1. Ordnung:

eine logarithmisch gemessene Signalspannung V_SIG (25mV/dB) in zunächst willkürlichen Counts am ADC, wobei ein Endausschlag von 5V einer 16bit-Tiefe entsprechen (65 536 Counts)
Rauschspannung am Referenzwiderstand V_REF in der selben Einheit. Vorstellung: Ein vollständig angepasster Wiederstand rauscht wie ein schwarzer Strahler der Temperatur T_REF und deswegen wird noch benötigt
eine aktuelle Temperatur T_REF, hier in Ausgabeschritten von typisch 0,1K gegeben. Zur Vergleichbarkeit der Anlagen wird später bei der Bestimmung der Rauschzahl auf eine einheitliche Temperatur von 293 K umgerechnet.

Zeitlicher Eingang im Verhältnis 1:19 als Startwert: Der Referenzwert soll über 19 Signalabfragen hinweg linear interpoliert werden.

Ausgabe ist eine Temperatur T_KAL in K. Sie kann praktisch nicht geringer sein als das Eigenrauschen der Anlage, deswegen wird später T_KAL aufzuspalten sein in die Anteile Signal und Verstärkerzug.

Schritt 1: V_SIG - V_REF = ((COUNTS_KANAL_SIG - COUNTS_KANAL_REF) / 65 536) * 5000 //Spannungsdifferenz

Schritt 2: 10 * lg (T_KAL / T_REF) = 25[mV/dB] * (V_SIG[mV] - V_REF[mV]) //log. Tempverhältnis

Schritt 3: T_KAL = T_REF (1 + ratio T) //gesuchte Temperatur in K

Schritt 4: macro > /radioid/daten/<file>

                    {DATE; TIME; COUNTS_KANAL_SIG; POS_AZ; POS_EL; POS_RA; POS_DEC; T_REF; T_KAL; ERROR_T_KAL}

Es ist dies gerade die Datenmenge, die eine Rückrechnung ohne Informationsverluste erlaubt.

Das Datenblatt des momentan eingesetzten Abschlusswiderstands ist hier zu finden. Geändert am 18. April< 2010 auf SMA-Abschlusswiderstand. VSWR nach Datenblatt <=1.20. Grundlagen zu Rauschmessungen in [[1]].

Eine Bewertung von Störeinflüssen und der Kalibrierung nach der Warm-Kalt-Methode hat Lothar eingereicht. Siehe auch eine Datei:Ausw dez2009 sonne.pdf Auswertung von 11 Sonnenscans im Dezember 09.

Allan-Variance und Integrationszeit

Eine grosse Integrationszeit verringert das Rauschen, jedoch überwiegen nach einiger Zeit die systematischen Beiträge. Eine weitere Integration ist dann nicht mehr sinnvoll. Der Zusammenhang ist nach David Allan gegeben durch die Allan-Varianz

$σ_{y}^{2} (τ) = (\frac{1}{m}) \sum_{j = 1}^{m} (\frac{1}{2}) (y_{k + 1} - y_{k})_{j}^{2}$

wobei $m \geq 100$ sein soll. Die $y_{j}$ als die Teilfrequenzen $(\frac{δ f}{f})$ sind als paarweise Differenzen zwischen aufeinanderfolgenden Messwerten der Zeitreihe über ein Gesamtzeitintervall $τ$ zu nehmen. Die Reihe konvergiert zum Zeitpunkt der maximalen Integrationszeit (Allanzeit) gegen ein konstantes $σ$ (Allan-Deviation) (und bricht bei Vorhandensein stärkerer Signalanteile dann in systematische Beiträge auf). Messort sollte darum die Region um $α$ polaris sein, weil dort kaum Quellen zu erwarten sind und sich das Bildfeld nur um sich selbst dreht (Bild 3).

Bild 1, Allan-Plot aus Signalen von $α$ polaris; Averages auf der x-Achse, rms auf y-Achse. 150...200 Averages scheinen ausreichend. Bild vorläufig.
Bild 2, Allan-Plot einer anderen Messreihe zum Vergleich. Kriterium ist in beiden Fällen der Abknickpunkt der Kurve. Bild vorläufig.
Bild 3: Am Nordpol des Äquatorialsystems (hier über alle Stundenwinkel verzerrt) befindet sich keine Quelle im Kontinuum (Stockert Atlas/DS9)

Die Allan-Plots zwischenzeitlich auf referenzierte Signale umgestellt.

Systemverhalten

Def. : Übergangsfrequenz $f_{c}$ , auch Grenz- oder Eckfrequenz Bei Systemen, die einer Differentialgleichung 1. Grades entsprechen, ist die Eckfrequenz der Schnittpunkt der waagerechten Asymptote mit der Asymptote an den fallenden Ast im Bodediagramm. An diesem Punkt beträgt der Frequenzgang (Amplitudengang) −3 dB und die Phasenverschiebung 45°. Das bedeutet, dass der Amplitudenabfall der Ausgangsgröße 30 % der Eingangsgröße erreicht. Zugleich ist die Zeitkonstante τ eines solchen Systems: $τ = 1 / ω_{c} = 1 / (2 * π * f_{c})$

Ein grundsätzlicher Datenschnitt: wo wollen wir arbeiten

Der Bezug in Bild 1.Werte einiger Radioquellen im Bild 2. Für 1,4GHz sind bei Quellen mit negativem Spektralindex realistisch noch Untergrundaktivitäten abzuziehen. (Werte aus dem Stockert Survey verwenden). Zuletzt noch ein Diagramm aus J.D.Kraus, RadioAstronomy, (Bild 3) (Möglicherweise veraltet). Dazu noch ein Transistor der Neuzeit (Bild 4).

Bild 1: Grundsätzliches Rauschverhalten
Bild 2: Einige starke Radioquellen
Bild 3: Transistors: state-of-the-art 1985
Bild 4: Rauschzahl Atf34143

Darstellungen

1. RTData

2. Root

3D
3D

konturplot sw
konturplot I farbe
konturplot II farbe

3. (Gnuplot)

Herausgehobene Messungen und Auswertungen

Auf 3m Apertur umgerechnete Verteilung bei 1,42GHz zur Orientierung (Gedanke: eine ein Pixel grosse Quelle wird im Verhältnis 25 ratio 3 verschmiert. (Stockert Atlas, Fits Viewer DS9). Rektaszensionen >12h sind von links ausgehend auf Null zu anzutragen. Die Intensitätsunterschiede sind wesentlich geringer anzusetzen.

Positionskalibrationen

Scan der kompletten Satellitenebene am 20. Juni 2010 und andere. Der Scan nach Bild 2 dient in erster Linie als Referenz für die Positionen und Intensitäten der Satelliten (im Ku-Band) für weitere dedizierte Scans. Anhand dieser Verteilung wurde der Satellit (Az=133.6, Alt=21.0, SESAT2 (EXPRESS AM2), Äquatorialposition 53°E) als optimale Punktquelle (z.B. zum Benchmarking der Fokusverteilung) ausgewählt. An diesem sollte in Zukunft die RT-Charakteristik systematisch untersucht werden. Satelliten können grundsätzlich genügend genau als Punktquellen angesehen werden.

Bild 1, Ein Teil der Satellitenkette
Bild 2, Scan der Satellitenebene, 11GHz, Hor. Pol., log. skaliert, 20./21.06.2010. Der ganz links angeordnete soll dem Vernehmen nach ein chinesischer sein.
Bild 3, Satellit bei 11Ghz am 22. Juni in azimutaler Orientierung, Binning x,y: 100. Das Vierbein ist diagonal eingesetzt zu denken.
Bild 4, Konturplot an einem Satelliten, Aufnahme am 22. Juni 2010, Azimutalsystem

Zeitkonstante Signale, Mapping

Sonne

Scans in 11 GHz

Sonne, Deklinationsscan: jeweils 2 Punkte wurden in einem Raster von 0,25° aufgenommen
2d-Map der Sonne, horizontale Achse ist RA in Stunden, vertikale Achse Deklination in Grad
Weitfeldaufnahme Sonne am 11. Juni

Sonnen- und Mondscans, Satellitenscan (hier bei niedriger Elevation und demzufolge hohen Umgebungswerten) mit 11GHZ-Feed. Falschfarbendarstellung in logarithmischer Skalierung und mit linear interpolierten Pixeln (der Untergrund scheint nicht mehr durch). Die Nebenkeule möglicherweise modelliert durch die Vierbein-Feedhalterung (dieser Effekt wird bei der Sonne im Betrieb durch die Bildfelddrehung undeutlicher). Die Nebenkeulen verhalten sich über den Umfang gesehen regelwidrig, ist noch zu untersuchen; möglicherweise Verblockung. Interpolationsalgorithmus zwischenzeitlich auf die Kontrolle einer ausreichenden Anzahl von Stützstellen abgestellt. (hgz).

Sonnenbild bei 11GHz am 19. Juni im Äquatorialsystem, Erläuterung im Text
Sonnenbild bei 11GHz am 22. Juni, Binning x,y: 98, Einstellungen wie vor
Sonne am 25. Juni, Einstellungen wie am 22. Juni beschrieben

Scans in 1,4GHz Die Sonne wird in dieser Zeit mit hinreichender Genauigkeit als stationärer Strahler angesehen.

Sonne bei 1,4GHz, lin. Skalierung
Sonne bei 1,4GHz, log. Skalierung, Binning x/y 45/85. Keine Nebenkeulen

Cassiopea A

Nachtaufnahme von Cas A, nachvollziehbar. Die Intensität der Milchstrasse steigt tatsächlich in Richtung zunehmender Deklination an. Leider hat der Stockert Atlas ein Loch gerade hier.

. Binning 50/50, Zwischenwert linear interpoliert. Hier sollte als nächstes eine in dB kalibrierte Angabe zwischen min und max erscheinen.

Cygnus A

Sollte so aussehen (Bild 2,3): Cyg A mit Cyg X Komplex, Skalierung nicht maßstäblich, Auflösung noch original. (Stockert-Atlas mit DS9 Fits-Programm). Achtung: Richtung in x invertiert für Gleichlauf mit RTData, Gradteilung beibehalten (24h in Ra ist identisch mit -180°). Die Milchstraße ist von links unten nach rechts oben verlaufend zu denken.

Bild 1: 2d-scan von Cyg A durch Andreas in der Nacht 27./28.04. (radioid:/daten/cyg_a_map28042010). Hier ein Binning von (x/y) 37/40, gewählt zur vollständigen Abdeckung mit Bildpunkten. Der Intensitätsabfall am rechten Rand wurde durch steigende Temperatur nach dem Sonnenaufgang verursacht und verdeckt den Verlauf der Milchstrasse (von Mitte unten nach rechts oben). Azimut 180° und Schwenkbewegung in Elevation zwischen 65° und 87°.

Bild 1, Cyg A, Aufnahme am 28. April 2010
Bild 2, Cyg A (links), Cyg X Komplex, Smoothing-Funktion und Optimierung der Auflösung, Stockert-Atlas in DS9
Bild 3, Cyg A, Cyg X, Stockert-Atlas in DS9

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Taurus A

Tau A sollte in einem 15°x15° Feld so aussehen bei geeigneter Antenne, Skalierung und Maskierung noch notwendig. FITS-Programm: ds9.In Bild 2 wurde die Auflösung auf etwa ratio 3/25 gesetzt. Die Skalierung scheint unrealistisch.

Bild1, Taurus A mit dem 25m Teleskop Stockert gesehen, log. Darstellung
Bild2: Tau A, Auflösung an 3m-Apertur
Bild 3 zu Tau A, linear, die Verläufe sind nicht übertragen worden. Versuch. Zahlenwerte am Bildrand 3800, Quelle 6600.

Tau A bei 1,4GHz unter guten Bedingungen aufgenommen. Offenbar heben sich hier nur wenige Pixel aus dem Rauschen heraus. Es muss wohl über mehrere Messungen die Wahrscheinlichkeit erhöht werden. Kalibriert, aber Temperaturgang im Feed noch nicht berücksichtigt. Ein zweiter Scan unter morgendlichen Bedingungen am 21. Juli (Bild 2) mit 15° in Ra, Dec Binning in x 60, in y 80. Dominante Streifenstrukturen in Dec-Richtung. Temperaturgang über Ra (ist als Erwärmung von ref-R noch nicht implementiert). Ein Überschlag ergibt 15 counts Differenz zwischen Umgebungsmittel und Peak, das sind 1,14mV Differenz resp. 0,05dB am Detektor. (Es ist geplant, die Verstärkung an den vollen ADC-Bereich anzupassen).

Bild 1, Tau A am 20. Juli 2010 aufgenommen, Binning 99/99, Zwischenwerte linear interpoliert
Bild 2: Wie Bild 1, aber durch Entfernen des Peaks links unten umskaliert
Bild 3, Tau A am 21. Juli in engerem Ausschnitt, siehe Text
Bild 4: Wie Bild 3, Greyscale, Binning 25/25

Einige Momentaufnahmen und Zusammenfassung, Rohdaten mit Binning 50/50, RA=5...6h, Dec=15...30°. (Die Bilder sind quadratisch zu denken, 15°x15°; Farbkodierung jeweils auf indiviuelle Skalierung bezogen).

Tau A am 26. Juli 2010, Aufnahme am Morgen
Tau A am 27. Juli 2010, Aufnahme am Morgen
Wiederholung aus oberer Reihe zum Vergleich, bedingt verwendbar
Tau A am 26. Juli 2010, Nachmittagsaufnahme mit Wolkenfeldern, bedingt verwendbar
Tau A am 27. Juli 2010, Vormittag Wolken, Sonne; verrauscht
Eine einfache Mittelung aus 5 Maps, Binning 33x33
Tau A, Verteilung vorbehaltlich eines Modells durch 9x9 Binning beruhigt
Das Radioteleskop als Solarkocher am 27. Juli 2010, Feedtemperatur. Die Sonne steht 45° entfernt

Erwartungswerte an ein Modell bei der derzeitigen Anlagenkonfiguration Ringerreger bei 1,42GHz (drastischer Temperaturabbau im Feed auf Lufttemperatur notwendig; Nachtbeobachtungen):
- Die Klasse der Quellen mit $1 0^{3}$ Jy (darunter auch Orion A) mit einfacher Mittelung erreichbar
- Hub ca. 0,05dB
- kleinstmögliche Quellenbreite ... (abgeleitet aus Vermessung der Sonne mit 7,7dB Hub und einer 3dB-Keulenbreite von 7° am 27. April 2010) auf einem konstantem Niveau 0,05dB unter max. Signal) hm brauchen wir das...?
weitere Arbeit an Rauschminderung nötig, va. Temperaturkompensation softwareseitig durch Erwärmung Ref-R (Überschlag: 30K Erwärmung ergibt einen Anstieg um 10% Rauschleistung resp. 5% Signalspannung ohne Signalrelevanz)