イエベス天文台 RT40m

イエベス天文台 RT40m

の一部	ヨーロッパ VLBI ネットワーク イエベス天文台
場所	イエベス、グアダラハラ県、カスティーリャ ラ マンチャ、スペイン
座標	北緯40°31′31″ 西経3°05′19″ / 北緯40.525208° 西経3.088725° / 40.525208; -3.088725
組織	国立地理研究所
高度	931メートル（3,054フィート）
構築済み	1999–2007 ( 1999–2007 )
望遠鏡スタイル	カセグレン反射鏡 ナスミス望遠鏡 電波望遠鏡
直径	40 メートル (131 フィート 3 インチ)
収集エリア	1,250 m 2 (13,500 平方フィート)
Webサイト	astronomia.ign.es
イエベス天文台RT40mの位置
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イェベス天文台RT40m（ARIESXXI）は、スペインのイェベス天文台の一部である電波望遠鏡である。^[1] これは口径40メートルのカセグレン・ナスミス 望遠鏡である。

この望遠鏡はイエベス天文台(スペイン語: Centro Astronómico de Yebes (CAY) )にあります。^{[2]イエベス天文台は、}スペイン ナショナル ジオグラフィック研究所 の主要な科学技術施設です。^{[2] [3]}

観測所はマドリードの北東約50キロメートル（31マイル）のカスティーリャ・ラ・マンチャ^自治州グアダラハラ県に位置している。標高931メートルに位置し、年間を通じて優れた観測条件に恵まれている。降水量（PWV）は6mm以下で、冬季には最低2mmまで下がる。風速は年間を通じて5m/s以下で、雨や雪の日が年間1週間未満である。

技術開発センター (CDT) の施設には、2 台の電波望遠鏡、太陽観測塔、天体写真器、重力計があります。最も強力な望遠鏡は、2005 年に完成し、2007 年 5 月に初めて観測された新設の 40 m 望遠鏡です。ARIESXXI は、単一のアンテナとして動作するだけでなく、欧州超長基線干渉計ネットワーク (EVN) に統合されるように特別に設計されました。現在、S バンド (2.2～2.37 GHz)、CH バンド (3.22～3.39 GHz)、2 つのサブバンド (4.56～5.06 GHz と 5.9～6.9 GHz) に分割された C バンド、X バンド (8.15～9.00 GHz)、K バンド (21.77 ～ 24.45 GHz の間で 4 つのバンドに分割) のアクティブ受信機があります。現在、ミリ波 VLBI 用に 100 GHz 受信機を設置しています。CDT には、高度な受信機研究室 (低雑音増幅器、準光学など) があり、20 名を超えるエンジニアと天文学者からなる専任チームが、新規および既存の受信機の開発と最適化を行っています。OAN の委託を受けて CDT で行われている研究開発により、スペインのもう 1 つの重要な電波観測所であるグラナダのピコ ベレタにあるIRAM電波望遠鏡と情報やリソースを共有できます。この協力により、フランスとスペインの IRAM 施設とのアイデアや人材の自由な交換も可能になり、 EVNに参加している他のヨーロッパ諸国の姉妹機関との技術交換も促進されます。

「スペイン向け電波望遠鏡」プロジェクトは、1990 年代半ばから後半にかけて実施された一連の電波天文学国家開発計画から着想を得ました。これらの計画は、1990 年代後半にマドリードで開催された技術会議で最高潮に達し、CAY の職員はヨーロッパ各地の専門家と連携して、国際天文学コミュニティに積極的に参加するために、このような望遠鏡に必要な特性を定義する徹底的な調査を行いました。望遠鏡の適切な相同性と用途が選択されると、スペインでこのような望遠鏡を建設することが現実的かどうか、また、現実的である場合は、このプロジェクトへのスペインの産業界の参加を最大化する方法を決定することを基本目的として、実現可能性調査が行われました。この調査は INISEL Espacio によって実施され、最終的に詳細な設計と建設の契約は、電波望遠鏡とレーダーアンテナの設計と保守の長い経験を持つドイツの会社、MAN Technologie に授与されました。こうして、2000 年に、ACS 社が建設した、望遠鏡の反射鏡と関連支持構造を支えるコンクリート台座の基礎工事と設置から、初期の建設工事が始まりました。同年には、ドイツの Rothe-Erde 社と FAQ 社がそれぞれ方位角と仰角のベアリングを製造しました。2000 年には、スペインの Schwartz-Hautmont Construcciones Metálicas 社が、望遠鏡の鋼鉄製背面支持構造の建設も行いました。焦点面光学系の設計契約は、カセグレン焦点面放射を受信機に結合するため、マドリードの Technical University of Telecommunications の ESTI 社に授与されました。2001 年には、主反射鏡と副反射鏡の表面パネルの製造契約が Schwartz-Hautmont 社に授与され、その後、サーボ モーターの設置がドイツの BBH 社に授与されました。最後に、2003 年にスペインの ELIMCO 社が電気設備を完成させました。

試運転は2005年に始まり、2007年に完了しました。

ARIESXXI電波望遠鏡は、方位角ベアリングまたは回転ヘッドの上に回転ヘッドを備えた高度方位設計です。方位角では 360 度完全に移動でき、仰角では地平線から地平線までをカバーします (合計 180 度かそれよりわずかに少ない?)。前述のように、この望遠鏡はナスミス カセグレン モデルで、放物面主反射鏡と双曲面副反射鏡で構成されており、ビーム ガイドを介して望遠鏡ハウジングの構造内で 11 メートルほど下の焦点にデュアル システムを合わせます。三次ナスミス システムの光学構成では、フラット ナスミス ミラーがデュアル反射鏡の主軸の動きを追跡して受信機が常に照らされるようにするため、焦点は常に同じ場所に維持されます。これにより、受信機アンテナを固定位置に維持でき、受信機スイートの光学機械設計が大幅に簡素化されます。

サブリフレクターは、重力や仰角による変形によって望遠鏡が旋回する際に生じる焦点ずれ効果を補正するために、焦点を通して軸方向に移動できます。これは中空構造で、内部にホログラフィック レセプターを取り付けて、主リフレクター パネルの表面精度を判定するために使用されます。望遠鏡の設計は相同性の原理に従っています。最大 15 m/s の風速で動作し、構造上の損傷を受けることなく最大 50 m/s の風速に耐えることができます。表面精度は少なくとも 150 ミクロンRMSに達し、最大精度は 75 ミクロン RMS です。このレベルの平面性を達成するには、各パネルが 60 ミクロンの表面精度を満たす必要があります。 150ミクロンの最小平面度により、75ミクロンの精度の場合、250GHzの上限しきい値周波数でλ/16のRuze条件を適用して、最大125GHzでの動作が可能になります。ARIESXXIの測定された非効率性は?GHzで?%ですが、これは、ブロックされたガウス照明とサブリフレクタでの-10.9dBの一定エッジテーパーでの理論上の最大値78%と比較されます。

光学システムは、次の 3 つの主要コンポーネントで構成されています。

主な反射鏡

M1 は、10 個の同心円状に並べられた 420 枚のアルミニウム パネルで構成された 40 メートルの主パラボラ反射鏡です。各パネルは厚さ約 1.8 mm のアルミニウム板で作られ、雨風から保護するためにエポキシで覆われています。パネルは強化アルミニウム スケルトンに取り付けられ、各パネルは機械式アクチュエータと連動しており、14 ミクロン単位で各パネルの精密な移動と方向付けが可能です。主焦点はパラボラの頂点から 15 メートルの位置にあり、副焦点の 1 つと一致しています。主反射鏡と支持構造全体の重量は 200 トンです。

二次反射鏡

M2 はデュアル反射カセグレン システムの双曲面サブ反射鏡で、直径は 3.28 メートルです。これは、薄いアルミ箔で覆われたカーボン ファイバー シェルで作られています。主ビーム サイズのスケーリングのため、表面の平坦性に対する要件はプライマリよりも厳しく、53 ミクロン RMS になります。公称移動フェーズは 2 つあります。1 つ目は、セカンダリでの小さな焦点ずれがカセグレン焦点で 21 倍に拡大され、特に高周波で大きな結合損失につながる可能性があるため、焦点ずれを補正するための微動です。2 つ目は、大きな軸方向変位 (1 メートル) も可能で、これにより、ホログラフィック レセプターをパラボラ反射鏡の焦点内に配置できます。

ナスミスミラー

M3 と M4/M4' はナスミス鏡で、空から入射する光線をナスミス焦点に向け直します。ナスミス焦点は本質的にはカセグレン焦点ですが、位置がずれています。両方の鏡は平らで、直径は 2.65 メートルで、望遠鏡の光軸と 45 度の角度を形成します。これらの鏡の主な機能は、三次光学系の連続照明を確保することです。現在、受信機は M4 ブランチにのみ装備されており、M4' は将来の高周波受信機やマルチビーム受信機用に予約されています。

三次光学

三次光学系は、ARIESXXI の 5 つの周波数帯域のホーン アンテナと空を効率的に結合する役割を果たします。最初に遭遇する要素は、焦点距離 1.36 メートルのオフセット放物面です。これは、入射する準平面波を収束ビームに変換し、次に成形されたダイクロイック レンズに入射します。このレンズは、S/C/CH 周波数を通過させてそれぞれのフィードに結合し、X バンド放射を X バンド フィードに向けて反射します。

ARIESXXI は、非常に大きな受信機キャビン (8 x 9 x 3.5 メートル) を誇り、多数の受信機を収容できます。キャビンには現在 6 台の受信機が収容されており、そのすべてが 2 つの光学ブランチ (M および M') のいずれかに配置されています。ナスミス ミラーの方向は、必要に応じて 0° および 20° に変更して追加の光路を含めることもできます。これにより、キャビンに配置できる受信機の数が大幅に増加します。現在設置されている受信機は次のとおりです。

Sバンド

S バンドは、2.2 ～ 2.37 GHz の周波数を観測できる二重偏波バンドです。S バンド受信機は、マドリード工科大学のアンテナ グループが設計したチョーク リング軸波形ホーンで構成されています。ホーン アンテナは導波管から同軸偏波器に接続されており、入射する円偏波ビームの 2 つの直交成分を分離します。2 つの直線偏波は、低ノイズの極低温冷却増幅器 2 台に直接送られます。第 2 段階の増幅、調整、フィルタリングの後、天文信号は 1.53 GHz の局部発振器信号と混合され、755 GHz を中心とする 170 MHz の中間周波数(IF) 帯域幅が得られます。この IF は、ケーブル ラップを介して約 5 メートル下にある制御室のバックエンドに再ルーティングされます。位相誤差を除去するために、位相信号も IF モジュールに注入されます。このバンドは主に VLBI 観測の大気較正に使用されます。

CHバンド

CH バンドは、3.22 - 3.39 GHz をカバーするデュアル偏波チャネルです。受信機は、マドリード工科大学のアンテナ グループによって設計されたチョーク リング軸波形ホーンで構成されています。ホーン アンテナは、入ってくる円偏波ビームの 2 つの直交成分を分離する同軸偏波器への導波管に結合されています。2 つの直線偏波は、2 つの低ノイズ極低温冷却増幅器に直接送られます。第 2 段階の増幅、調整、フィルタリングの後、天文信号は 2.555 GHz のローカル オシレーター信号と混合され、750 MHz を中心とする 170 MHz IF 帯域幅が得られます。この IF は、ケーブル ラップを介して約 5 メートル下にある制御室のバックエンドに再ルーティングされます。位相誤差を除去するために、位相信号も IF モジュールに注入されます。このバンドは、星間物質の化学を理解する上で極めて重要であると考えられている 3 つの Ch 分子線を観測するために重要です。

Cバンド

C バンドには、4.56 - 5.06 GHz、5.9 - 6.4 GHz、6.4 - 6.9 GHz の 3 つのデュアル偏波サブバンドがあり、同時に観測することはできません。C バンド受信機もチョーク リング軸波形ホーンで構成され、ナバラ大学のアンテナ グループによって設計されました。ホーン アンテナは導波管から同軸偏波器に接続され、入射円偏波ビームの 2 つの直交成分を分離します。2 つの直線偏波は、2 つの低ノイズ極低温冷却増幅器に直接送られます。第 2 段階の増幅、調整、フィルタリングの後、天文信号は局部発振器信号と混合され、それぞれ 750 MHz と 800 MHz を中心とする 200 MHz または 500 MHz の IF 帯域幅になります。この IF は、ケーブル ラップを介して約 5 メートル下にある制御室のバックエンドに再ルーティングされます。位相誤差を除去するために、位相信号を IF モジュールに注入することもできます。この帯域は、ホルムアルデヒド (H ₂ CO) とメタノール (CH ₃ OH) の観測に特に重要であり、これらの星間分布から銀河の構造に関する重要な情報を得ることができます。

Xバンド

X バンドには、8.18 ～ 8.65 GHz の標準バンドと 8.65 ～ 8.98 GHz の拡張バンドと呼ばれる、同時に観測可能な 2 つの二重偏波サブバンドがあります。X バンド受信機は滑らかな壁の円錐ホーンで構成され、マドリード工科大学のアンテナ グループによって設計されました。ホーン アンテナは導波管から同軸偏波器に結合され、入射円偏波ビームの 2 つの直交成分が分離されます。2 つの直線偏波は、2 つの低ノイズ極低温冷却増幅器に直接送られます。第 2 段階の増幅、調整、フィルタリングの後、天文信号は局部発振器信号と混合され、標準バンドで 500 MHz IF、拡張バンドで 330 MHz IF 帯域幅が得られます。この IF は、ケーブル ラップを介して約 5 メートル下にある制御室のバックエンドに再ルーティングされます。位相誤差を除去するために、位相信号を IF モジュールに注入することもできます。

Kバンド

18〜26 GHz 帯域のデュアル偏波 (LCP および RCP) 受信機。

Qバンド

41～49 GHz 帯域のデュアル偏波 (LCP および RCP) 受信機。

Wバンド

78～110GHz帯域の単偏波（RCP）受信機。

ARIESXXI は、磁気テープを使用する MarkIV システムではなく、ソリッド ステート ストレージに基づく MarkV 相関器バックエンド システムを使用します。

この望遠鏡は、単独の望遠鏡としても、VLBIネットワークの一部としても観測を行う。観測時間の最大30%は、世界中の天文学者に利用可能である。^[3]

2008年以来、この望遠鏡は天文学と測地学の両方の超長基線干渉計として使用されている。この望遠鏡は、欧州VLBIネットワーク、グローバルmmVLBIアレイ、測地学と天体測定のための国際VLBIサービスの一部である。^[2]

この望遠鏡は、星周層、星間物質、銀河系外源内の星間分子からのスペクトル線を観測するためにも使用されます。観測タイプ（周波数と目的）。 ^[3]