射电单天线望远镜常用观测模式

( 经常有同学对射电望远镜的常用观测模式及其原理比较感兴趣, 提出不少问题. 因此, 我把自己使用过或了解的一些观测模式列举如下. 其中包含了很多很个人的理解, 这些理解可能偏颇甚至错误, 请大家多多指正. )

标题: 射电单天线望远镜常见观测模式

编辑供稿: 张智昱 (紫金山天文台)

观测是天文研究中最核心的部分. 在这里, 我根据个人的经验, 向大家大致的介绍一下射电望远镜常用的几种观测模式.

射电观测主要分为2类, 一类是连续谱模式观测, 或者用bolometer测热方式观测.另外一类是谱线模式观测, 又叫做超导接收(Heterodyne Receiver)机模式.

下面重点主要是介绍谱线观测的模式, 因为敝人对连续谱观测模式还不是很熟悉, 所以只在本文最后提到一些最常见的连续谱观测模式.

谱线观测, 最常用的观测模式分为频率调制( Frequency Switching FS) 和 位置调制(Position Switching PS) 这2种方法.

频率调制模式

频率调制观测的基本假设是大气的透过曲线(transmission curve)和望远镜的响应, 在不同的通道(bandpass)响应是没有变化的. 只需要通过快速切换所需观测频率以及相比观测频率漂移一点的近邻频率, 互相做减法就可以得到谱线. 比如谱线中心在 1420 MHz, 谱线宽度为10 MHz. 那么先观测30s, 频谱仪对应的中心频率为1420MHz; 然后下一个30s 把频谱仪中心频率切换到 1470MHz. 那么对应的通道互相做减法, 就可以得到2条谱线, 一条是正的(On-Off), 一条是负值(Off-On). 将负值倒易过来, 同正值的信号相加即可.在假设这 样观测到的基线(baseline) — 对单镜来说, 基线是认为emission free的谱线部分, 理论上应该是连续谱+热噪声– 足够的平滑的时候, 可以用低阶(0-2)多项式拟合基线.

频率观测模式是效率最高的观测模式, 一来望远镜一直跟踪源, 没有位置移动; 二来望远镜不需要切换参考点, 比位置调试模式节约至少一半的时间.然而, 由于大气透过曲线在高频变的不够平滑, 这种频率调制模式常常得到的基线非常差, 极大的限制了长时间深度积分的结果和科学产出. 但是, 反过来说, 在一些特殊的观测中, 例如在银道面HI巡天观测中, 难以找到合适的做位置调试的参考点, 所以大部分情况下是使用频率调制模式来进行的.

位置调制模式

位置调制模式有很多分支, 但是其基本思想就是, 使用观测源的附近的没有发射的区域作为参考点(reference positon),进行观测得到天空背景信息, 两者相减得到天体的发射.出于对噪声的考虑, 在源和参考点上的积分时间应该相等, 单纯增加源或者参考点的积分时间是无法提高最终数据的信噪比的.

由于频率相比其他波段低的多, 因此射电波段的信号非常微弱, 即使通常最强的分子谱线CO的发射, 相对天空背景的发射来说都是非常微弱的(~1%的量级). 同时, 复杂的大气透过曲线( 在低频< 1GHz, 会收到大气电离层的影响, 而在高频> 20 GHz, 受到大气中水汽, O线, 以及大气本身的热辐射的影响) 也使得频率调制模式无能为力. 那么如何把大气的贡献从观测位置去除呢? 最直接的想法就是减法.把测量到的信号减去天空的贡献,剩下的部分就是来自天体的发射. 位置调试模式就是基于这种思路发展的最基本的观测方法.

由于射电波段衍射极限很大, 而焦平面相对比较小, 无法做到类似光学ccd 成像那样使用过采样或者Nyquist 采样的方法同时直接测量一个区域的所有发射, 之后在数据处理中通过减去天空背景发射来去除背景贡献, 因此射电波段大部分都是单波束, 或者只有少数pixel的多波束接收机.(当然, 多波束成本造价也高很多)

但是, 我们可以先观测天体的位置, 然后在天体附近的背景(参考点reference position)测量背景贡献(或者顺序反过来, 先测背景再测源), 通过假设大气在源和参考点这2个位置的贡献完全基本一致, 这样把两者信号相减的方法来得到天体的信号. 对于一些展源来说, 特别在银道面的分子云, 个头都很大, 物理尺度上百pc, 占据角尺度好几度, 那么需要把参考点选取在没有发射的足够远的位置才可以有效的避免由于选取了有发射的背景而造成的观测错误.

这里面有几个假设,

1). 源和背景观测的位置大气状况基本一致. 如果参考点距离源太远, 大气的成份可能变化比较大. 特别是当参考点选取在俯仰方向(elevation) 的时候, 大气随视线不同方向厚度不同, 可能会有非常剧烈的改变. 而参考点选取在水平(Azimuth)方向的时候, 相对可以选取的更远一些.

2). 望远镜的响应在观测源和观测参考点的这段时间内没有变化. 望远镜的重力形变, 这一点在俯仰方向变化更大一些, 而且在切换观测点和参考点的过程中指向一直在变化, 这增加了新的不稳定.

经典的位置调制模式 (PSW)

最普通的位置调制模式是选取好源附近的”干净的”无发射的区域, 作为参考点. 循环往返的轮流观测. 例如 先观测源积分60秒, 然后移动到距离源10’的选好的参考点位置, 积分60秒.把两次积分谱线相减, 对增益进行改正后得到一条可用的谱线.

通常这种模式下, 由于在源和参考点之间有一定距离, 而且是分别观测, 因此两者相减的基线很难到达平均为0 的水平, 常用低阶(0-1) 多项式进行基线拟合.

除了经典的位置调试模式外,还有一些其他的升级版本的位置调制观测模式:

对点源的单点观测:

波束调制模式 (BSW)

波束调制模式总体上指的是通过改变望远镜的波束方向, 迅速切换源和参考点, 不断的切换源和参考点, 尽量缩短源和背景点之间的积分间隔, 从而得到更好的基线的观测模式.

通常波束调制通过改变副镜方向, 使其以1-2 Hz的频率在源和参考点之间(通常是沿着AZ方向)迅速摆动. 但是也有使用主镜在源和参考点之间做快速切换的–SPT–它的主镜可以1.5秒移动1度.

APEX 望远镜使用的摇摆器(wobbler). 本图片来自APEX 望远镜官方网站.

波束调制模式可以选取多个参考点进行, 但是最常用的还是在AZ方向选取对称的2个参考点,因此也被称作: 双波束调制模式(Dual BSW), 波束加位置调制模式(BSP), 又称作摇摆波束模式 (wsw), 也被称作旋转喇叭(rotating horn).

以上的名字还表示了实现同样的观测方法的各种不同的方式, 对于使用者来说, 这些观测模式的结果大同小异, 而目标是一致的: 通过迅速的在源同背景之间切换获得更好的基线(baseline)

采取双波束调制模式的观测中, 通常会设置让望远镜每隔30-90秒改变一下观测位置. 通常这个位置是在源的两边来回切换. 标准的观测pattern 为 OFF-ON-ON-OFF.

由于大部分情况下是通过副镜来回摆动来进行的, 所以参考点不能距离源的位置太远, 比较常见的距离为 1 – 4 角分. 因此对点源的观测最为合适. 当然也可以用来观测空间占据比较小的展源.

对面源的成图观测:

栅栏式扫描(Raster Scan)

同下面的飞行模式不同, Raster Scan 是先在参考点上积分\sqrt(n)t的时间, 然后依次运动到多个成图点上进行短时间的积分.比如在每个点上积分10s, 移动到下一个点,直到一排观测点全部观测完. 之后再进行下一个参考点的观测. 其实就是多个点的位置调试模式, 但是几乎可以节约一半甚至更多的时间 — 望远镜不用在源喝参考点上来回移动很多次; 以及在参考点上使用的时间是 \sqrt(n)t, 如果n很大, 则几乎可以忽略在参考点上耗费的时间. 这种做法比较简单, 望远镜的指向通常比较稳定.只要按部就班依此将成图观测的每个点都观测完即可.

飞行模式 (On The Fly — OTF)

飞行模式属于对位置调试模式的进阶使用, 顾名思义, 这种模式,望远镜的指向是类似于飞机fly by 的. 飞行模式通常在参考点上积分 \sqrt(n)t 的时间, 然后沿着扫描的图案上运动, 一直在积分, 但是每隔t时间读出一次. 这里t时间内望远镜运动的尺度必须很小, 通常不超过望远镜波束的1/4, 否则很可能无法在之后的观测中有效的还原数据.然后在每个积分段对应的中心位置, 这段的on减去参考点的off数据, 就得到了每个点的谱线. 只要采样速率足够高, 满足nyquist sampling, 就可以还原出这个区域的分布. 飞行模式同样相对与经典的位置调制模式可以节约一半以上的时间,并且达到更好的采样. 飞行模式可以选择多种不同的扫描图案. 根据望远镜和观测项目科学的要求可能有些采取直线,有些采取螺旋线, 有些采取不规则曲线. 例如APEX望远镜, 当时用LABOCA观测大面积天区的时候, 由于使用直线扫描, 在望远镜启动, 停止, 重新启动的位置会有更多的overhead时间, 因此有时候会采用螺线型的模版进行OTF观测. 但是IRAM 30m望远镜的HERA多波束接收机, 由于可以在焦平面上做场旋, 并且设计上, 在同直线扫描的方向呈一定角度的时候,beam的间隔正好可以被相邻波束完全覆盖, 因此其主要采用直线扫描. 紫金山天文台最新的9 波束接收机也采用了OTF模式进行观测, 通常在接近1 平方度的空间范围上进行OTF扫描可以比之前采用经典位置调试模式的效率高3-5倍(这里假设使用同样接收机, 仅对比观测模式. 由于新的多波束接收机的系统噪声更低, 带宽更大, 新的接收机性能比之前的单波束接收机效率提高远不止9倍.)

紫金山天文台青海观测站13.7米望远镜使用的 9波束3mm接收机. 本图片来自紫金山天文台.

抖动模式(Dithering mode)

抖动模式最常用在bolometer上, 主要是从光学红外技术发展来. 顾名思义, 就是让望远镜进行一些较小的抖动, 或者按照特定的图案路线移动, 以此可以加大采样率, 减小由于单个pixel响应不够优化而带来的系统型误差,从而得到更好的平场(flat field). 由于多波束超导接收机, 或者多波束bolometer 的beam之间间隔通常比较大, Dithering mode 还可以更好的填补上beam之间采样的间隔. 例如APEX的LABOCA常用的抖动间隔为100″ 到120″, 在LABOCA — 345 GHz, 波束大小为大约18.6″, 波束间隔为37″,因此可以通过dithering比较好的平滑相邻pixel的响应. JCMT的SCUBA和SCUBA II也使用类似的模式.

十字扫描模式(Cross Scan)

主要是在做指向(pointing)的时候, 通过进行一个十字的扫描, 得到点源在不同空间位置的响应, 然后拟合一个2维高斯形状, 可以准确的确定点源的位置同望远镜指向的差别, 从而校准望远镜的指向.

那么反之, 当指向和流量都校准很好的时候, 通过十字扫描, 也可以反推出点源的发射.Arecibo望远镜也采用这种方式进行点源星系种HI的观测, 通过拟合可以得到很好的流量, 因为这种方式下它的副面可以保持静止一段时间, 而通过星系在天空中运动来进行扫描.

五点指向模式(Five Pointing)

同十字扫描类似, 但是观测上下左右中五个点, 通过在这些点上的发射拟合二维高斯.

其他特殊观测模式:

双位置调制模式(Double Position Switching mode)

双位置调制模式是借鉴干涉仪的观测原理, 采用对一些强射电发射的QSO点源进行监控, 对观测源的谱线, 进一步做bandpass 校准的做法. 通常需要选取距离观测源尽量近的QSO,保证望远镜响应和大气响应接近, 然后将观测QSO的到的谱线作为bandpass 的模版, 对观测源的bandpass进行进一步的校准. 这种做法来源于Arecibo 305m望远镜, 他们在C-band以上的谱线基线质量经常比较差. 这种方法一来可以提高基线质量, 二来可以满足更深度的积分需求. 详情请见扩展阅读中的相关文章.

对双波束接收机, 还有

双波束调制模式(double beam mode)

通过2个波束轮流观测参考点和源, 来进行位置调制模式的观测. 但是需要两个波束的响应很接近. 此外, 通过双波束调制模式还可以进行成图的观测, 通过两者测到的数据进行互相关, 可以更好的消除大气影响, 成像质量会好很多.这种互相关也应用于现在的bolometer多波束的数据处理中.

连续谱观测:

超导接收机也可以用总功率模式测量连续谱,可以近似的理解成将所有通道合并成一个通道.
总功率模式应该可以理解为将谱线和连续谱同时观测,不做位置调制, 没有baseline subtraction, 因此
得到的谱线为纯谱线发射和连续谱发射的叠加.
连续谱还有超高时间分辨率观测, 在极短的时间读出采样, 适合Pulsa, 瞬变源等观测.

测热计(Bolometer)的观测, 可以做OTF, 也可以做Dither.

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    20 Replies to “射电单天线望远镜常用观测模式”

    1. Y.G.

      Chromium 12.0.742.91 Linux

      超导接收机的谱线模式也可以测量连续谱, 将所有的通道合并即可???想问问如何将所有通道合并??

      • ZhiyuZhang

        Chromium 11.0.696.68 Ubuntu 10.04

        这里可能写错了. 抱歉, 不是谱线模式,而是总功率模式, 我本来想说的意思是超导接收机也可以用总功率模式测量连续谱,可以近似的理解成将所有通道合并成一个通道. 在正文中已改.

    2. Yuanwei Wu

      Chromium 10.0.648.204 Linux

      德令哈13.7米毫米波望远镜的9波束接收机已经可以进行OTF模式的观测了,目前在试观测中。

    3. NGC2264

      Chromium 11.0.696.71 Linux

      OTF“t时间内望远镜运动的尺度必须很小, 通常不超过望远镜波束的1/4, 否则很可能无法在之后的观测中有效的还原数据“,为什么?望远镜不是一直在跟踪积分么,跟t有什么关系?

      • ZhiyuZhang

        Chromium 11.0.696.68 Ubuntu 10.04

        OTF模式中望远镜一直在移动扫描, 读数必须很快, 或者运动的足够慢.如果读数不够快,在t时间内会扫过太大的区域, 无法鉴别发射是从哪个区域得到的. 望远镜跟踪积分每个点是Raster Scan.

    4. NGC2264

      Chromium 11.0.696.71 Linux

      OTF,RS里根号下的那个n是啥意思啊。OTF是不是会带来谱线的一种平滑效果?因为有一个拖拽效果。
      另外,抖动模式很难理解啊。抖一下不是会带来其他位置的信号干扰么?

      • ZhiyuZhang

        Chromium 11.0.696.68 Ubuntu 10.04

        n是代表需要扫描一行需要读数的次数.
        是的,OTF会带来在空间上的平滑, 所以要读数很快.
        抖动模式, 我没有用过, 不好评判, 但是这个在光学红外等领域是广泛应用的.
        抖的位置都是精确记录的,可以很好的还原出来每个位置每个pixel对应的结果,不应该受到干扰.

    5. Hong Tao

      Firefox 4.0.1 Linux

      对付点源,还是觉得beam switching最高啊,Parkes老人家测HI可是100%的时间都是on的-_-!!
      当然,beam旋转的这段时间咱忽略了哈,反正也不长

      • ZhiyuZhang

        Chromium 11.0.696.68 Ubuntu 10.04

        beam switching 的效率视旋转频率而定, 大概在70 -90% 之间. 即使忽略不计,也只有frequency switching模式效率的50% 左右. 但是Parkes老人家测河内的HI应该也用Frequency switching模式吧? 河外星系的话, beam switching?

        • Hong Tao

          Firefox 4.0.1 Linux

          河外是beam switching。你这不是说F swi基线不理想嘛~~当然,我没用过这种模式,而且beam Swi给的基线照样一坨一坨的shit,用5阶曲线去拟合都感觉不给力-_-!!

          • ZhiyuZhang

            Chromium 11.0.696.68 Ubuntu 10.04

            BSW都不够给力, 那个是Parkes老人家有点力不从心吧. 或者,这星系有很强的连续谱, 产生了驻波?

            • Hong Tao

              Firefox 4.0.1 Linux

              多波束的calibration挺复杂,我不知道会不会影响最后的baseline,但是这个cali的时候参数不一样,噪音级别确实会有变化。然后 1381 MHz上,咱们很荣幸的拥有GPS 信号的照顾,那叫一个光芒万丈…再有什么其它原因我就不知道了,那个接收机确实也有年头了,他们也不想着造个新的

        • Hong Tao

          Firefox 4.0.1 Linux

          据说只要源的尺寸比beam小,都推荐用beam swi,省时间
          当然,又有说法是目前H-OH接收机的指标比20cm的multi-beam强,嗯

          • ZhiyuZhang

            Chromium 11.0.696.68 Ubuntu 10.04

            即使尺寸比beam大一点做成图, 也可以用BSW的,只是beam 要扔的远一点.

            H-OH接收机? 不熟悉, 写篇AstroLeaks介绍一下 Parkes老人家吧?

            • Hong Tao

              Firefox 4.0.1 Linux

              要是我了解Parkes我早写了,如果proposal能批下来,等咱去实地考察一下再写呗,反正要的是这个semester开头的时间,不远了

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