Telemetria

É descrito um sistema de interferometria de linha de base longa (LBI) relativamente simples, que utiliza gravadores de fita analógicos; opera em comprimento de onda decamétrico (26,3 MHz). Uma estação base em Boulder, com um array de 76 dipolos de onda completa, é utilizada em conjunto com uma pequena antena portátil de dezesseis dipolos de onda completa, que pode ser montada em vários locais de campo periféricos por dois homens em menos de três horas. Relógios de rubídio comerciais são empregados para temporização e para sinais de oscilador local em cada estação. As fitas são alinhadas e os dados são correlacionados por um multiplicador analógico após cada execução na estação base. O uso de geradores de código pseudo-aleatório que podem ser reiniciados e iniciados em um pulso de relógio específico em cada estação simplifica grandemente o alinhamento das fitas e a calibração do sistema.

@article{sargent1970a,
    author = "Sargent, Howard H. and Klemperer, W. K.",
    title = "A Decametric Long Baseline Interferometer System",
    year = "1970",
    journal = "Radio Science",
    abstract = "É descrito um sistema de interferometria de linha de base longa (LBI) relativamente simples, que utiliza gravadores de fita analógicos; opera em comprimento de onda decamétrico (26,3 MHz). Uma estação base em Boulder, com um array de 76 dipolos de onda completa, é utilizada em conjunto com uma pequena antena portátil de dezesseis dipolos de onda completa, que pode ser montada em vários locais de campo periféricos por dois homens em menos de três horas. Relógios de rubídio comerciais são empregados para temporização e para sinais de oscilador local em cada estação. As fitas são alinhadas e os dados são correlacionados por um multiplicador analógico após cada execução na estação base. O uso de geradores de código pseudo-aleatório que podem ser reiniciados e iniciados em um pulso de relógio específico em cada estação simplifica grandemente o alinhamento das fitas e a calibração do sistema.",
    url = "https://doi.org/10.1029/rs005i010p01283",
    doi = "10.1029/rs005i010p01283",
    number = "10",
    pages = "1283-1286",
    volume = "5"
}

O interferômetro espacial infravermelho (ISI) é um sistema de imagem de síntese de abertura de alta resolução para a região de 10- μ m, localizado no Observatório Mt. Wilson desde jan. 1988. A compactidade dos telescópios Pfund de design inovador permite que toda a óptica e eletrônica sejam montadas em dois semirreboques. 1,2 Cada um dos dois telescópios consiste em um espelho parabólico fixo f /3.14 com abertura de 1,65 m e um espelho plano de 2 m de diâmetro em um suporte altaz de garfo, que rastreia a fonte. A detecção heteródina é alcançada usando fotodiodos HgCdTe resfriados com LN 2 e osciladores locais de laser CO 2 com fase trancada. A eficiência quântica, incluindo as perdas de transmissão do telescópio, é de ~25%, e a banda passante de IF é de 200–2000 MHz. As flutuações de fase no sinal de LO causadas pela atmosfera entre os telescópios são compensadas com um sistema de controle de comprimento de caminho. Como em muitos interferômetros de rádio, as franjas são interrompidas com um rotador de lóbulos atuando no sistema de LO. A correlação dos sinais recebidos ao longo da banda passante de IF é mantida com uma linha de atraso de IF. Um novo sistema de metrologia a laser He–Ne garante que os telescópios possam ser apontados com uma precisão de ~0,01 segundo de arco. Distâncias internas críticas também podem ser monitoradas com este sistema. Além disso, os telescópios são equipados com codificadores ópticos convencionais. Embora projetados para linhas de base de até 1000 m, a faixa inicial é de 4–35 m, resultando em resoluções angulares de 0,25–0,03 segundos de arco.

@inproceedings{bester1988longbaseline,
    author = "Bester, Manfred e Danchi, W. C. e Townes, Charles H.",
    title = "Interferômetro espacial infravermelho de linha de base longa",
    year = "1988",
    booktitle = "Reunião Anual da Optical Society of America",
    abstract = "O interferômetro espacial infravermelho (ISI) é um sistema de imagem de síntese de abertura de alta resolução para a região de 10- μ m, localizado no Observatório Mt. Wilson desde jan. 1988. A compactidade dos telescópios Pfund de design inovador permite que toda a óptica e eletrônica sejam montadas em dois semirreboques. 1,2 Cada um dos dois telescópios consiste em um espelho parabólico fixo f /3.14 com abertura de 1,65 m e um espelho plano de 2 m de diâmetro em um suporte altaz de garfo, que rastreia a fonte. A detecção heteródina é alcançada usando fotodiodos HgCdTe resfriados com LN 2 e osciladores locais de laser CO 2 com fase trancada. A eficiência quântica, incluindo as perdas de transmissão do telescópio, é de \textasciitilde 25\%, e a banda passante de IF é de 200–2000 MHz. As flutuações de fase no sinal de LO causadas pela atmosfera entre os telescópios são compensadas com um sistema de controle de comprimento de caminho. Como em muitos interferômetros de rádio, as franjas são interrompidas com um rotador de lóbulos atuando no sistema de LO. A correlação dos sinais recebidos ao longo da banda passante de IF é mantida com uma linha de atraso de IF. Um novo sistema de metrologia a laser He–Ne garante que os telescópios possam ser apontados com uma precisão de \textasciitilde 0,01 segundo de arco. Distâncias internas críticas também podem ser monitoradas com este sistema. Além disso, os telescópios são equipados com codificadores ópticos convencionais. Embora projetados para linhas de base de até 1000 m, a faixa inicial é de 4–35 m, resultando em resoluções angulares de 0,25–0,03 segundos de arco.",
    url = "https://doi.org/10.1364/oam.1988.wc2",
    doi = "10.1364/oam.1988.wc2",
    pages = "WC2"
}