專業 物理

望向天際的大眼睛—格陵蘭望遠鏡裡的天線與接收機系統

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撰文者:黃耀德、韓之強
發文日期:2019-09-25
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  • 近代電波望遠鏡的出現,讓天文學家們可以有更豐富多元的管道及工具來探究宇宙之秘,補足光學望遠鏡仍無法觀測到的訊號。光學望遠鏡的訊號擷取,靠的是精密的CCD照相機;而電波望遠鏡則是依靠不同頻段的電波接收機來完成。這裏透過介紹格陵蘭望遠鏡接收機系統的設計測試與實際部署,讓大家更進一步了解格陵蘭望遠鏡。
     
    中研院天文所 黃耀德 

    格陵蘭望遠鏡計畫裡不可或缺的主角:望遠鏡,是一座口徑12米的電波天線 (在電波天文學中,天線和望遠鏡兩個詞經常可以互換使用),原屬於「美國國家科學基金會」名下所有。這座架設在格陵蘭冰層上的望遠鏡,是阿塔卡瑪大型毫米波及次毫米波陣列 (Atacama Large Millimeter & Sub-millimeter Array (ALMA)) 北美團隊在一開始建造ALMA望遠鏡時,為了確定規格與標準完全符合,所製作的「原型機」(圖一)。

    2011年4月,「美國國家科學基金會」經過徵求使用計畫及委員會審查等過程後,同意將天線提供給由中研院天文所所主導的團隊使用,並且按團隊當時所提案的內容,將這部電波天線移放到極適合次毫米波段觀測地點的格陵蘭島,並把它和中研院天文所同時擁有使用權的ALMA陣列、SMA次毫米波陣列,以及其他位於世界各地的次毫米波電波望遠鏡連線,讓這座12米電波天線成為全球特長基線干涉陣列的一部分,如此一來,可完成更有意義的科學目標—觀測黑洞。

     
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    圖一 北美原型天線改造前與拆解運送改造


    在格陵蘭冰層上的電波天線

    在格陵蘭使用的電波天線是卡塞格林形式的望遠鏡 (Schmidt–Cassegrain telescope)(圖二),它的直徑為十二公尺並擁有約略15角分的觀測視角。卡塞格林望遠鏡的主反射鏡碟盤是拋物面,次反射鏡是雙曲面,兩個碟盤對稱的排列在光軸上,利用雙曲面和拋物面反射的一些特性,凹面的拋物面反射鏡可以將電波訊號匯聚在位於焦點上的雙曲面反射鏡上,而雙曲面反射鏡,會將通過其中一個焦點的電波訊號反射至位於主鏡的中心另一個遠焦點上的接收機上。
     
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    圖二 卡塞格林望遠鏡 (Schmidt–Cassegrain telescope) 


    適應極地環境:酷冷及強風

    格陵蘭望遠鏡天線必須要能夠在攝氏零下負50度到正20度溫度區間以及風速11米每秒的環境下正常運轉,並且要承受攝氏零下負70度與風速55米每秒的環境不致損壞,維持原設計的運轉精度與功能,中研院天文所及中山科學院的工程團隊攜手針對了以下幾個方向對電波天線進行改造;並裝設一具由天文所製作的接收機系統 (圖三)。使來自北美的電波天線可以順利移民到格陵蘭。

    •    增加環境溫度控制室:用以將所有的電器控制伺服系統設備維持在加溫的環境中,確保電子設備運作無虞。
    •    馬達與驅動機構升級:針對馬達與驅動機構加裝感測器,更改控制程式以維持運作溫度,並且更換低溫環境使用的潤滑油。
    •    加裝天線碟盤反射鏡面防雪堆積裝置。
    •    汰換部分結構材料,改採耐低溫鋼材,維持天線特性。
    •    使用耐低溫材料線組。
    •    保溫絕熱材料升級。

     
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    圖三 天線碟盤反射鏡面防雪堆積裝置分析與測試


    電波天線升級後再觀測前的測試

    格陵蘭望遠鏡的電波天線升級及重新組裝後,需要驗證電波天線確實能在極地環境下的運轉特性並符合設計需求。電波天線透過多個不同的項目進行測試與驗證,其中最重的一個項目就是包含:攝影測量 (Photogrammetry)。(圖四)

    格陵蘭望遠鏡利用攝影測量技術來了解天線在不同角度下,碟盤表面的精度。天線碟盤表面的精度關係到天線接收電波的頻率與效率。因此驗證天線碟盤表面精度,為望遠鏡重要功能驗證項目之一。

    攝影測量是一種三個維度的量測技術,其主要原理為利用三角測定法,利用在至少兩個以上的不同位置,針對量測目標進行照相攝影。如此,每一個相片位置代表著相機的視線 (line of sight)。這些視線們在數學上可以利用三角測定法推算出量測目標的三個維度的座標位置,以達到立體攝影的目的。

     
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    圖四 攝影測量法將三維空間物體藉由相片推定出三維空間座標資料


    由於格陵蘭望遠鏡的碟盤尺寸為十二公尺直徑,而預期的碟盤表面精度需達到15微米方均根。因此,利用攝影測量技術時,必須倚賴特製的相機與軟體,搭配量測技巧,以達到攝影測量的精度可以精準的量測十二公尺碟盤表面。獲得量測取得的資料後,格陵蘭望遠鏡再依據這些測量數據資料,來調整碟盤的表面精度,達到規格要求的15微米方均根表面精度。(圖五)
     
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                                     圖五 天線碟盤調整與攝影測量得到的三維空間座標資料 
     


     
    中研院天文所 韓之強

    電波接收機

    就像是拍星空照時利用長時間曝光來突顯星點,在進行電波觀測時,因為天體的電波訊號十分地微弱,需要累積長時間的觀測時數來增強訊號的強度;這時候望遠鏡 (也就是偵測器;detector) 本身的雜訊就變成一個不可忽略的因素。具有較低雜訊的偵測器,便能幫助天文學家觀測較微弱的訊號;但要同時滿足低雜訊又高頻寬 (Bandwidth;可接收的頻率範圍) 的兩大需求相當困難。因此目前主要的解決方法是將頻段做分野,在相對低頻 (小於200 GHz) 及相對高頻 (大於1000 GHz) 的範圍,各自應用不同的偵測器技術來達成低雜訊 (即高靈敏度) 的觀測要求。現階段的格陵蘭望遠鏡一共安裝了三部接收機,分別對應86 GHz、230 GHz 及345 GHz頻段的觀測;其中最低頻的86 GHz頻段接收機 (圖六),所使用的偵測器為『低溫低雜訊放大器 (Cryogenic Low Noise Amplifier)』簡稱CLNA。操作LNA所需要的環境溫度為20 K以下;而另兩台接收機則使用『低溫超導混頻器 (Cryogenic Superconducting Mixer)』這種偵測器來觀測,因為在200 – 1000 GHz 這個頻率範圍,低溫超導混頻器的雜訊值比CLNA更低。只是,低溫超導混頻器必須操作在更為低溫的工作環境(通常是4.2 K以下)。由於天文用的電波接收機所觀測的天體訊號頻率 (例如 230 GHz),遠高於常用電子儀器的操作範圍 (< 20 GHz),所以必須將接收到的訊號,進行降頻處理到較低的無線電頻段 (例如 4 GHz ~ 8 GHz)。由於降頻後的頻率已落在常規儀器的可分析範圍,便可進一步做數位訊號處理 (Digital Signal Process)。降頻的原理是將一個已知頻率的本地端振盪源 (Local Oscillator, LO),經由倍頻器 (Frequency Multiplier) 提高到所接收天體訊號的範疇並匯入混頻器 (如:SIS Mixer) 中與所接收的射頻訊號 (Radio Frequency) 進行混頻,混頻器則會將兩輸入的訊號頻率做相減 (降頻) 運算後輸出。相減運算後得到的就是一般儀器可分析的訊號,稱為IF訊號 (Intermediate Frequency, IF)。(圖七)
     
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    圖六 上半部是格陵蘭望遠鏡所使用的 86 GHz 頻段接收機照片,下半部是這台接收機的系統圖,可與實體照片互為對映,方便理解架構。照片最左側成三角錐狀的是接收機的饋入天線,從系統圖中可見訊號後來分為兩路,分別負責不同極化方向 (左旋偏極 LHCP,右旋偏極 RHCP) 的訊號傳遞。這兩路訊號,在通過偵測器 (低溫低雜訊放大器) 後,最終在混頻器與LO訊號匯合,經降頻運算後再輸出IF訊號。

     
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    圖七 降頻原理


    位於天線內部的三匣式冷凍腔體

    為了讓『低溫超導混頻器』達到所需的工作溫度,必須將其安裝於一個冷凍腔體內,啟動腔體內部的冷凍壓縮機後,將可提供足夠低溫的工作環境 (例如4.2 K), 使混頻器進入低溫超導 (superconductivity) 的物理狀態,發揮其效能。目前格陵蘭望遠鏡內,中心處安置著一座三匣式冷凍腔體 (圖八),可同時將三部無線電接收機冷凍至其偵測器所需的操作溫度。由於冷凍壓縮機的冷凝能力有限,所以在設計接收機時,須仔細核算接收機的熱負載,以避免超過壓縮機製冷能力上限,造成溫度偏高,雜訊變大的情形。由於冷凍腔內處於高真空狀態 (High Vacuum),所以熱對流影響甚微,會影響到偵測器的熱負載源主要便來自於熱傳導與熱輻射。藉由慎選接收機主體的材質 (例如 G10 工程塑膠及不鏽鋼…等不良導熱體),以及加裝在射頻訊號入口的紅外線阻絕器 (IR Blocking Filter) 來阻擋外界進入腔體的熱輻射,便可確保偵測器不至於熱負載過高。
     
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    圖八 三匣式冷凍腔體的內部構造,照片中可看到三部接收機已經安裝其中,而冷凍腔體內因為壓縮機本身具備提供不同溫度層的功能,便可用來區隔不同操作溫度的元件。


    與接收機合作:電子儀器架構

    單獨使用電波接收機,其實並無法完成觀測,還需要許多儀器的配合才行。格陵蘭望遠鏡在設計階段,很快的就發現了幾個問題要克服:第一個是不同頻段接收機的控制介面要整合為同一套標準,以簡化操作程序;第二個是需要開發符合「特長基線干涉陣列 (VLBI, Very Long Baseline Interferometry)」觀測的電子儀器;第三個則是儀器的佈署方式。其中第二點最為複雜與耗時!由於執行VLBI這種特長基線觀測時,接收機相位穩定度的優劣會大幅影響觀測的品質,因此天文學家希望能監控接收機的『相位穩定度 (Phase Stability)』。但相位穩定度的量測需要使用到從接收機前端饋入的人工雜訊源 (Artificial Noise Source) 和最終端的向量網路分析儀 (Vector Network Analyzer) 等多部大型儀器,因此通常是在實驗室內才能做到。鑑於VLBI觀測的這個需求,格陵蘭望遠鏡團隊自行研發了「數個小型」儀器,並安裝在「空間有限的」天線內部中,不但讓觀測員可以在實驗室外完成這個量,更可以從『台灣』就連線到格陵蘭望遠鏡,遠距進行這個量測。另外,在進行VLBI觀測時所有的儀器都必須精準同步,天文學家使用氫原子鐘 (H-Maser) 來當作這個同步訊號源。由於微小的震動及溫差都會影響到氫原子鐘的準確性,因此格陵蘭團隊將氫原子鐘移出接收機室,改放置於一個遠離天線的恆溫室內,再利用光纖將訊號傳輸至接收機,如此便可確保氫原子鐘時脈的準確性。(圖九)
     
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    圖九 格陵蘭望遠鏡的主要儀器架構,遠處的氫原子鐘訊號經由光纖傳至接收機室,提供精準的同步時脈。藉由多通道訊號監測模組,工程師可遠端監控望遠鏡內各訊號的頻率及振幅等資訊,進而維護望遠鏡日常運作。


    接收機雜訊溫度量測

    評估電波接收機的特性時,雜訊溫度 (Noise Temperature, Trx) 是最重要的,這個值代表接收機運作時的雜訊多寡,以絕對溫度K為單位。在實驗室中,會利用觀測兩個不同溫度的黑體輻射所得到的功率比值 (一種被稱為Hot-Cold Load Method的量測方法),參閱公式 (1),來推算接收機所具有的雜訊溫度值Trx。通常會以室溫下的吸波材料 (Absorber) 當作熱載 (Hot load, THot, 300 K),而液態氮則是實驗室內常用的冷載 (Cold load, TCold, 77 K)。當實際進行天文觀測時,為了方便操作,則以天空當作冷載。但天空的溫度不是一個恆定值,指向不同天區 (即大氣層厚度不同) 以及有沒有雲層覆蓋等因素都會有影響。從公式 (2) 中可知,若已知Trx、THot與TCold中任兩個溫度,則可計算出第三個溫度。
    公式


    接收機系統驗證

    由格陵蘭望遠鏡GLT團隊自行開發的儀器,有些可以獨立運作,有些則必須結合實際的接收機運轉才能知道功能是否正常。在2017年四月份,這些儀器全部運送至台灣中央研究院天文所在夏威夷的實驗室,與系統後端的訊號相關器 (Correlator) 連線,一路測試由接收機前方的人工饋入訊號源 (Noise Injection Tone),經接收機訊號擷取,而後再經數位訊號處理,直到最後的資料儲存功能是否正常。這一階段的測試至關重要,因為是針對正式觀測時所有的硬體訊號做模擬觀測。 2017年的八月,GLT團隊與毛納基峰 (Mauna Kea Summit) 上的JCMT天文台 (James Clerk Maxwell Telescope 詹姆士-克拉克-馬克士威爾 望遠鏡) 洽談合作,嘗試將完整的接收機系統安裝在JCMT的天線內部與位於一旁的 SMA次毫米波陣列進行真正的干涉觀測。(圖十) 借此寶貴的機會GLT團隊逐步調校系統參數,順利的取得了觀測成功的干涉訊號,驗證接收機系統可以正確運作無誤。
     
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    圖十 (A) JCMT 與 SMA 在毛納基峰上的位置。 (B) 工作人員正在吊掛格陵蘭望遠鏡的三匣式冷凍腔體,準備移入JCMT的天線接收機室內。 (C) 格陵蘭接收機與 SMA 接收機的干涉訊號。


    2017年11月21日,格陵蘭時序已進入寒冷的永夜,接收機終於掛載到格陵蘭望遠鏡的接收機室,開始一連串的佈線及儀器檢測。(圖十一) 在JCMT進行系統驗證的經驗在此時發揮了效果,讓工程人員可以迅速的完成整佈,使格陵蘭望遠鏡能如期參與2018年2月份的特長基線干涉陣列觀測。
     
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    圖十一 接收機系統已部署在格陵蘭望遠鏡上。藍色機櫃內安裝著多部團隊自行開發的儀器,協助實時量測接收機的特性。天花板位置則掛載著冷凍腔體,內含三部接收機。腔體外側下方則是三個室溫機匣,提供接收機所需的本地端振盪源訊號。


     
    延伸閱讀:
    望向天際的大眼睛 — 格陵蘭計畫初始
    眼見為憑:黑洞確實存在
    凝視時空的深淵:黑洞剪影的故事
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