Начал писать про первый мазер, вышло про ASKAP в 2016 году
В Новый Год как-то принято подводить итоги года ушедшего. Если честно, я не особо это люблю делать - дата в общем-то условная. А насчёт того, что надо бы периодически себе задавать вопрос где мы есть и куда идем, применительно ко всем сферам жизни, так это постоянно надо делать, а не раз в год. Но что-то написать вроде надо.
Фото 1. Некалиброванный спектр гидроксильного мазера в источнике G351.78-0.54 на одной из баз ASKAP - первое наблюдение мазера с этим телескопом и новым приемником (внегалактический гидроксильный мегамазер наблюдался с первой версией телескопа (BETA), за счёт красного смещения частоты сдвинулись в область, где тот приёмник был достаточно чувтствителен, а вот наблюдение мазера находящегося в нашей Галактике стало возможным только с нынешней версией приёмников хорошо работающей на 18 см).
Из научных достижений 2016 года к которым я никакого отношения не имею, конечно больше всего запомнилось детектирование гравитационных волн на LIGO. Это все-таки high risk/high reward событие, подобных которому не так много бывает в науке на протяжении всей жизни. Само событие произошло ещё в 2015, но пока все проверили, пока статья была готова - в результате об открытии было объявлено уже в 2016. Вдвойне здорово, что не погнались за сенсацией сразу. Как-то сейчас пресс-релизы стараются высасывать из всего, чего только можно.
Фото 2. ASKAP в ноябре 2016.
Ну, а на нашем строящемся телескопе, даже сложно выделить какие-то особо запоминающиеся этапы - просто на каждом этапе была сделана работа, которая должна быть сделана прежде, чем перейти на следующий этап. Нет, конечно было какое-то празднование посвящённое установке 30 приёмников на антенны (которых всего 36). Но, честно говоря, я бы праздновал, когда они заработают, а не просто будут установлены. И желательно все, а не только 30. Хотя бы как одиночные антенны, про интерферометр я уж молчу. Как там это разделяют с точки зрения финансирования и политики - для науки значения абсолютно не имеет.
Фото 3. Поездка на ASKAP в ноябре 2016.
С другой стороны, формальное начало Early Science, именно первых научных, а не тестовых экспериментов, с первой очередью телескопа из 12 антенн, которые должны дать, в итоге, публикации, можно было бы и попраздновать. Просто для меня начало первых научных экспериментов не было каким-то одномоментным событием, а скорее процессом, который растянулся на несколько месяцев, поскольку мы достаточно давно были почти готовы, но всё время какой-то мелочи не хватало. Не было такого, что вот какую-то заметную штуку сделали, код написали и все заработало - делайте науку. По существу было всё давно готово, как оборудование, так и софт, но также было большое количество мелких проблем и нестыковок между различными компонентами, которые лишали смысла именно научные наблюдения, где телескоп должен вести себя очень предсказуемо и стабильно в течение достаточно длительного промежутка времени.
Фото 4. Перт, вид сверху. Здание, где находится суперкомпьютерный центр в который поступают данне с ASKAP помечен стрелочкой.
Также добавил проблем и наш суперкомпьютер в Перте, который впервые стал неотъемлемой частью телескопа (до этого данные записывались на диск на обсерватории, но это стало невозможно с ростом объема данных, так что теперь данные попадают сразу в Перт по оптоволокну и там нужным образом преобразуются и записываются на диск). В принципе, то, что называют scaling - это основная проблема в разработке программ для суперкомпьютеров. Даже если алгоритмы сами по себе допускают параллельное выполнение определённых вычислений, например для различных кусков данных, как правило, нельзя ожидать, что запустив N копий, на обработку уйдет в N раз меньше времени, особенно, если N достаточно большое. Всё естественно занимает больше времени, а если данные поступают непрерывно, то рано или поздно наступает предел, когда обработка (пока достаточно примитивная, полная обработка данных и построение изображения в режиме реального времени - это дело будущего) не будет поспевать за телескопом. Причём часто бывает, что просто переформулировав алгоритм по-другому, можно добиться лучших результатов. Ну, разумеется, чтобы переформулировать алгоритм правильно, надо сначала понять, что мешает, где узкое место. Когда одна проблема решена, за ней обычно появляется, или просто становится заметной, другая, и т.д. В итоге, это всё выливается в длительный последовательный процесс, который, как и любые другие исследования, менеджмент так не любит из-за невозможности предсказать сроки. Но вот в нашем случае, проблемы такого рода ожидались на гораздо более позднем этапе. Параметры телескопа для первой науки как раз и выбирались исходя из того, чтобы не выйти на проблемы, которые требуют времени на исследования, и которые заранее не понятно как решать. Впрочем, оказалось, что проблемы с производительностью суперкомпьютера были совсем другого толка и, в общем-то, не в нашей компетенции как пользователей, так как, по-видимому, связаны с общей настройкой машины и её конфигурацией. До конца понять и устранить их пока не удалось, но по крайней мере удалось достичь производительности, которая позволяет делать первую науку, хотя и с некоторыми ограничениями по отношению к тому, что мы изначально обещали.
Фото 5. ASKAP в ноябре 2016.
Так что вот, не было у меня ощущения, что начало первой науки - это некий важный этап, скорее процесс, которым мы половину года занимались. Поэтому просто вкратце расскажу об одной из задач, которую мы решали в прошлую поездку на обсерваторию: тестирование наблюдений на всех частотах, на которых телескоп должен работать. В частности, в качестве тестового источника, это позволило отнаблюдать гидроксильный мазер в источнике G351.78-0.54, один из самых сильных таких мазеров - спектр на одной из баз без всякой калибровки показан на самой первой фотке. Так как к мазерам у меня неровно лежит душа, этот результат я просто не мог не упомянуть, все-таки первый обычный (в смысле из нашей Галактики, а не мегамазер, один из которых уже наблюдался, правда с первой версией телескопа) мазерный источник, который мы отнаблюдали с помощью ASKAP. Вообще говоря, для мазерных наблюдений ASKAP - чуть менее, чем бесполезный инструмент. Только линии гидроксила на 18 см попадают в полосу телескопа, да и для них, ни спектрального разрешения не хватает, ни чувствительности. Режимы с высоким разрешением, правда, планируются, но, кажется, что все-равно ATCA в связке с Парксом будет лучшим инструментом, если обзор всей плоскости Галактики в этих переходах вообще имеет смысл делать. Вообще, вот как-то пару недель назад попалась статья о наших телескопах в одном из австралийских интернет изданий (сейчас что-то ссылку найти не могу), где говорилось об ASKAP в том ключе, что это строящийся ещё более лучший инструмент, чем все имеющиеся. Строго говоря, это не совсем так. Большое поле зрения в диапазоне частот от примерно 700 МГц до 1.8 ГГц, а также сама возможность наблюдать в этом частотном диапазоне ниже 1.1 ГГц из-за низкого уровня помех на нашей удалённой от цивилизации обсерватории - вот всё то новое, что даёт этот телескоп. Всё остальное ATCA сделает лучше, даже если ASKAP может наблюдать те же частоты. Ну, может, ещё карты с ASKAP будут лучшего качества из-за хитрой монтировки телескопа с тремя осями вращения. Пока это вроде так, но до баз (расстояний между индивидуальными антеннами) сравнимого размера мы ещё не дошли. Наверное, эту информацию лучше периодически озвучивать, чтобы не возникали желания закрыть более старые телескопы, которые на самом деле могут больше и пригодны для более широкого круга задач.
Фото 6. Картинка иллюстрирующая преобразование частоты и боковые полосы взятая отсюда, только в нашем случае результатом не обязательно являются звуковые частоты, как правило полоса все-таки значительно больше. Но физика таже самая, как и в радио.
Возвращаясь к тестированию телескопа на разных частотах, надо отметить одну особенность ASKAP, которая как раз и делает это занятие нетривиальным - прямая оцифровка сигнала. Обычно, приёмные системы радиотелескопов включают в себя одно или несколько преобразований частоты, с понижением частоты, в итоге, до диапазона, который может быть оцифрован. Это осуществляется смешиванием опорной частоты с аналоговым сигналом, что даёт две боковых полосы, верхнюю и нижнюю. Нужную полосу можно потом отфильтровать и, или преобразовывать дальше, или оцифровать. В зависимости от того, какая из боковых полос используется, разная частота принимаемого сигнала будет соответствовать одной и той же промежуточной частоте. По-этому, если есть варианты в выборе боковой полосы и/или частоты гетеродина (опорного сигнала) или гетеродинов, если их несколько, то система управления телескопом должна это учитывать, чтобы ось частот была правильной в измеренном спектре. Да и чтобы настроить систему на выбранную частоту, тоже нужен некий алгоритм, так как в сложной системе вариантов выбора может быть больше одного, и они не обязательно равнозначны. Кроме того, от выбора боковой полосы зависит будет ли спектр с инверсией или нет, а также как будет меняться фаза при изменении задержки (в случае интерферометра, задержки будут меняться со временем из-за изменения геометрии системы относительно источника при вращении Земли, а знак производной фазы сигнала по времени будет зависеть от того, в верхней или нижней боковой полосе работает инструмент). В случае нескольких преобразований частоты, надо считать инверсии - минус на минус даёт плюс. Это, в общем-то, общеизвестные вещи о работе радиоинтерферометров, но они, как правило, скрыты от наблюдателей - если не делать такой телескоп с нуля (чем мы занимаемся) или не замышлять что-то очень нестандартное, софт все учтёт автоматически.
Фото 7. ASKAP в ноябре 2016.
Так вот, с развитием электроники, оцифровка стала возможна на больших частотах (а частота оцифровки, или, как иначе говорят, дискретизации, определяет полосу сигнала, которую можно оцифровать без всяких нехороших эффектов). Для сравнительно низкочастотных телескопов вроде ASKAP, в какой то момент стало проще оцифровать сигнал напрямую, без преобразований частоты по классической схеме. При этом, во-первых, некоторые этапы цифровой обработки данных, например сама оцифровка, ведут себя как гетеродин со смесителем. А, во-вторых, появляется много дополнительных возможностей усложнить картину, приведённую выше. Например, если все спектральные каналы образованы цифровым способом, ничего не стоит их переставить местами в аппаратуре - это даст инверсию спектра, но фаза будет вести себя как для случая без инверсии. Вдобавок, в случае ASKAP, широко используется передискретизация (цифровые фильтры работают на частоте дискретизации выше, чем критическая частота, определяемая рабочей полосой сигнала), а это тоже даёт интересные эффекты и странные факторы, вроде 27/32, в формулах.
На самом деле, настройка ASKAP на разные частоты нетривиальна, и это отнюдь не из-за сложности процесса, а из-за большого количества вариантов, которые в принципе возможны. В софте мы, конечно, стараемся эту свободу ограничить, но хороший баланс, с моей точки зрения, ещё не найден. Большая часть этой свободы относится к незначительным подвижкам, и на это можно было бы вообще забить, если бы было установлено всё оборудование, которое теоретически поддерживается, и инструмент работал бы с максимально возможной полосой в 384 МГц. А так как мы собираемся поддерживать только 300 МГц, что было в изначальном проекте (и на что есть деньги), то появляются зоны частот, которые невозможно будет наблюдать, если не сделать что-то ещё. Но пока эта проблема отложена на будущее. А значительная перестройка частоты осуществляется за счет выбора двух фильтров и двух частот дискретизации (что сделано как выбор прошивки для аппаратуры), всего четыре режима. Как оказалось, смена частоты дискретизации влияет достаточно серьезно на калибровку инструмента - её приходится определять заново. А в текущих реалиях, это - длительный процесс. По-этому, во всей предыдущей работе использовалась всего одна конфигурация инструмента, и только теперь мы дошли до того, чтобы проверить другие три режима.
Фото 8. Некалиброванный спектр источника PKS1830-210 с линией поглащения HI с красным смещением z около 0.89, одна база ASKAP. Демонстрация наблюдений в нижней части частотного диапазона.
Радиоинтерферометры обычно работают в дифференциальном режиме, то есть для произвольно выбранного направления на небе, обычно для центра будущего изображения, моделируются задержки и фазы исходя из геометрии инструмента и убираются из сигнала. И все эти детали, про которые я писал выше, должны этой моделью телескопа учитываться. Вообще, сколько я работаю с такими большими инженерными проектами, столько убеждаюсь, что когда есть много факторов подряд, каждый из которых способен изменить знак какой-то величины, нет смысла даже пытаться заранее прикинуть, какой знак будет в итоге - проще подождать, когда все компоненты системы будут готовы и измерить на практике. Уважаю теоретиков, которые могут построить сложные теории и сделать вычисления, которые находят экспериментальное подтверждение только много лет спустя. Хотя тут, наверное, есть эффект селекции - мы в итоге слышим только о тех, кто не ошибся, всё равно это впечатляет. У нас, правда, основная сложность в том, что в цепочке много разработчиков и каждый может что-то вольно истолковать или недостаточно определить. В общем, в итоге оказалось, что два из трех режимов требуют изменения знака в модели. Но, к счастью, это оказалось единственной проблемой. В качестве теста, отнаблюдали уже упомянутый выше гидроксильный мазер (две основных линии на 1665 и 1667 МГц хорошо видны в спектре), а также линию поглощения атомарного водорода в спектре PKS1830-210, которая за счёт красного смещения около 0.89 съехала на частоты около 750 МГц предоставив нам шикарную возможность протестировать один из новых режимов телескопа. Этот источник представляет собой гравитационную линзу и на самом деле достаточно интересен с точки зрения науки, а не только как тестовый источник. Может как-нибудь я найду время и напишу о нём особо.
Всех с Новым Годом!
Фото 1. Некалиброванный спектр гидроксильного мазера в источнике G351.78-0.54 на одной из баз ASKAP - первое наблюдение мазера с этим телескопом и новым приемником (внегалактический гидроксильный мегамазер наблюдался с первой версией телескопа (BETA), за счёт красного смещения частоты сдвинулись в область, где тот приёмник был достаточно чувтствителен, а вот наблюдение мазера находящегося в нашей Галактике стало возможным только с нынешней версией приёмников хорошо работающей на 18 см).
Из научных достижений 2016 года к которым я никакого отношения не имею, конечно больше всего запомнилось детектирование гравитационных волн на LIGO. Это все-таки high risk/high reward событие, подобных которому не так много бывает в науке на протяжении всей жизни. Само событие произошло ещё в 2015, но пока все проверили, пока статья была готова - в результате об открытии было объявлено уже в 2016. Вдвойне здорово, что не погнались за сенсацией сразу. Как-то сейчас пресс-релизы стараются высасывать из всего, чего только можно.
Фото 2. ASKAP в ноябре 2016.
Ну, а на нашем строящемся телескопе, даже сложно выделить какие-то особо запоминающиеся этапы - просто на каждом этапе была сделана работа, которая должна быть сделана прежде, чем перейти на следующий этап. Нет, конечно было какое-то празднование посвящённое установке 30 приёмников на антенны (которых всего 36). Но, честно говоря, я бы праздновал, когда они заработают, а не просто будут установлены. И желательно все, а не только 30. Хотя бы как одиночные антенны, про интерферометр я уж молчу. Как там это разделяют с точки зрения финансирования и политики - для науки значения абсолютно не имеет.
Фото 3. Поездка на ASKAP в ноябре 2016.
С другой стороны, формальное начало Early Science, именно первых научных, а не тестовых экспериментов, с первой очередью телескопа из 12 антенн, которые должны дать, в итоге, публикации, можно было бы и попраздновать. Просто для меня начало первых научных экспериментов не было каким-то одномоментным событием, а скорее процессом, который растянулся на несколько месяцев, поскольку мы достаточно давно были почти готовы, но всё время какой-то мелочи не хватало. Не было такого, что вот какую-то заметную штуку сделали, код написали и все заработало - делайте науку. По существу было всё давно готово, как оборудование, так и софт, но также было большое количество мелких проблем и нестыковок между различными компонентами, которые лишали смысла именно научные наблюдения, где телескоп должен вести себя очень предсказуемо и стабильно в течение достаточно длительного промежутка времени.
Фото 4. Перт, вид сверху. Здание, где находится суперкомпьютерный центр в который поступают данне с ASKAP помечен стрелочкой.
Также добавил проблем и наш суперкомпьютер в Перте, который впервые стал неотъемлемой частью телескопа (до этого данные записывались на диск на обсерватории, но это стало невозможно с ростом объема данных, так что теперь данные попадают сразу в Перт по оптоволокну и там нужным образом преобразуются и записываются на диск). В принципе, то, что называют scaling - это основная проблема в разработке программ для суперкомпьютеров. Даже если алгоритмы сами по себе допускают параллельное выполнение определённых вычислений, например для различных кусков данных, как правило, нельзя ожидать, что запустив N копий, на обработку уйдет в N раз меньше времени, особенно, если N достаточно большое. Всё естественно занимает больше времени, а если данные поступают непрерывно, то рано или поздно наступает предел, когда обработка (пока достаточно примитивная, полная обработка данных и построение изображения в режиме реального времени - это дело будущего) не будет поспевать за телескопом. Причём часто бывает, что просто переформулировав алгоритм по-другому, можно добиться лучших результатов. Ну, разумеется, чтобы переформулировать алгоритм правильно, надо сначала понять, что мешает, где узкое место. Когда одна проблема решена, за ней обычно появляется, или просто становится заметной, другая, и т.д. В итоге, это всё выливается в длительный последовательный процесс, который, как и любые другие исследования, менеджмент так не любит из-за невозможности предсказать сроки. Но вот в нашем случае, проблемы такого рода ожидались на гораздо более позднем этапе. Параметры телескопа для первой науки как раз и выбирались исходя из того, чтобы не выйти на проблемы, которые требуют времени на исследования, и которые заранее не понятно как решать. Впрочем, оказалось, что проблемы с производительностью суперкомпьютера были совсем другого толка и, в общем-то, не в нашей компетенции как пользователей, так как, по-видимому, связаны с общей настройкой машины и её конфигурацией. До конца понять и устранить их пока не удалось, но по крайней мере удалось достичь производительности, которая позволяет делать первую науку, хотя и с некоторыми ограничениями по отношению к тому, что мы изначально обещали.
Фото 5. ASKAP в ноябре 2016.
Так что вот, не было у меня ощущения, что начало первой науки - это некий важный этап, скорее процесс, которым мы половину года занимались. Поэтому просто вкратце расскажу об одной из задач, которую мы решали в прошлую поездку на обсерваторию: тестирование наблюдений на всех частотах, на которых телескоп должен работать. В частности, в качестве тестового источника, это позволило отнаблюдать гидроксильный мазер в источнике G351.78-0.54, один из самых сильных таких мазеров - спектр на одной из баз без всякой калибровки показан на самой первой фотке. Так как к мазерам у меня неровно лежит душа, этот результат я просто не мог не упомянуть, все-таки первый обычный (в смысле из нашей Галактики, а не мегамазер, один из которых уже наблюдался, правда с первой версией телескопа) мазерный источник, который мы отнаблюдали с помощью ASKAP. Вообще говоря, для мазерных наблюдений ASKAP - чуть менее, чем бесполезный инструмент. Только линии гидроксила на 18 см попадают в полосу телескопа, да и для них, ни спектрального разрешения не хватает, ни чувствительности. Режимы с высоким разрешением, правда, планируются, но, кажется, что все-равно ATCA в связке с Парксом будет лучшим инструментом, если обзор всей плоскости Галактики в этих переходах вообще имеет смысл делать. Вообще, вот как-то пару недель назад попалась статья о наших телескопах в одном из австралийских интернет изданий (сейчас что-то ссылку найти не могу), где говорилось об ASKAP в том ключе, что это строящийся ещё более лучший инструмент, чем все имеющиеся. Строго говоря, это не совсем так. Большое поле зрения в диапазоне частот от примерно 700 МГц до 1.8 ГГц, а также сама возможность наблюдать в этом частотном диапазоне ниже 1.1 ГГц из-за низкого уровня помех на нашей удалённой от цивилизации обсерватории - вот всё то новое, что даёт этот телескоп. Всё остальное ATCA сделает лучше, даже если ASKAP может наблюдать те же частоты. Ну, может, ещё карты с ASKAP будут лучшего качества из-за хитрой монтировки телескопа с тремя осями вращения. Пока это вроде так, но до баз (расстояний между индивидуальными антеннами) сравнимого размера мы ещё не дошли. Наверное, эту информацию лучше периодически озвучивать, чтобы не возникали желания закрыть более старые телескопы, которые на самом деле могут больше и пригодны для более широкого круга задач.
Фото 6. Картинка иллюстрирующая преобразование частоты и боковые полосы взятая отсюда, только в нашем случае результатом не обязательно являются звуковые частоты, как правило полоса все-таки значительно больше. Но физика таже самая, как и в радио.
Возвращаясь к тестированию телескопа на разных частотах, надо отметить одну особенность ASKAP, которая как раз и делает это занятие нетривиальным - прямая оцифровка сигнала. Обычно, приёмные системы радиотелескопов включают в себя одно или несколько преобразований частоты, с понижением частоты, в итоге, до диапазона, который может быть оцифрован. Это осуществляется смешиванием опорной частоты с аналоговым сигналом, что даёт две боковых полосы, верхнюю и нижнюю. Нужную полосу можно потом отфильтровать и, или преобразовывать дальше, или оцифровать. В зависимости от того, какая из боковых полос используется, разная частота принимаемого сигнала будет соответствовать одной и той же промежуточной частоте. По-этому, если есть варианты в выборе боковой полосы и/или частоты гетеродина (опорного сигнала) или гетеродинов, если их несколько, то система управления телескопом должна это учитывать, чтобы ось частот была правильной в измеренном спектре. Да и чтобы настроить систему на выбранную частоту, тоже нужен некий алгоритм, так как в сложной системе вариантов выбора может быть больше одного, и они не обязательно равнозначны. Кроме того, от выбора боковой полосы зависит будет ли спектр с инверсией или нет, а также как будет меняться фаза при изменении задержки (в случае интерферометра, задержки будут меняться со временем из-за изменения геометрии системы относительно источника при вращении Земли, а знак производной фазы сигнала по времени будет зависеть от того, в верхней или нижней боковой полосе работает инструмент). В случае нескольких преобразований частоты, надо считать инверсии - минус на минус даёт плюс. Это, в общем-то, общеизвестные вещи о работе радиоинтерферометров, но они, как правило, скрыты от наблюдателей - если не делать такой телескоп с нуля (чем мы занимаемся) или не замышлять что-то очень нестандартное, софт все учтёт автоматически.
Фото 7. ASKAP в ноябре 2016.
Так вот, с развитием электроники, оцифровка стала возможна на больших частотах (а частота оцифровки, или, как иначе говорят, дискретизации, определяет полосу сигнала, которую можно оцифровать без всяких нехороших эффектов). Для сравнительно низкочастотных телескопов вроде ASKAP, в какой то момент стало проще оцифровать сигнал напрямую, без преобразований частоты по классической схеме. При этом, во-первых, некоторые этапы цифровой обработки данных, например сама оцифровка, ведут себя как гетеродин со смесителем. А, во-вторых, появляется много дополнительных возможностей усложнить картину, приведённую выше. Например, если все спектральные каналы образованы цифровым способом, ничего не стоит их переставить местами в аппаратуре - это даст инверсию спектра, но фаза будет вести себя как для случая без инверсии. Вдобавок, в случае ASKAP, широко используется передискретизация (цифровые фильтры работают на частоте дискретизации выше, чем критическая частота, определяемая рабочей полосой сигнала), а это тоже даёт интересные эффекты и странные факторы, вроде 27/32, в формулах.
На самом деле, настройка ASKAP на разные частоты нетривиальна, и это отнюдь не из-за сложности процесса, а из-за большого количества вариантов, которые в принципе возможны. В софте мы, конечно, стараемся эту свободу ограничить, но хороший баланс, с моей точки зрения, ещё не найден. Большая часть этой свободы относится к незначительным подвижкам, и на это можно было бы вообще забить, если бы было установлено всё оборудование, которое теоретически поддерживается, и инструмент работал бы с максимально возможной полосой в 384 МГц. А так как мы собираемся поддерживать только 300 МГц, что было в изначальном проекте (и на что есть деньги), то появляются зоны частот, которые невозможно будет наблюдать, если не сделать что-то ещё. Но пока эта проблема отложена на будущее. А значительная перестройка частоты осуществляется за счет выбора двух фильтров и двух частот дискретизации (что сделано как выбор прошивки для аппаратуры), всего четыре режима. Как оказалось, смена частоты дискретизации влияет достаточно серьезно на калибровку инструмента - её приходится определять заново. А в текущих реалиях, это - длительный процесс. По-этому, во всей предыдущей работе использовалась всего одна конфигурация инструмента, и только теперь мы дошли до того, чтобы проверить другие три режима.
Фото 8. Некалиброванный спектр источника PKS1830-210 с линией поглащения HI с красным смещением z около 0.89, одна база ASKAP. Демонстрация наблюдений в нижней части частотного диапазона.
Радиоинтерферометры обычно работают в дифференциальном режиме, то есть для произвольно выбранного направления на небе, обычно для центра будущего изображения, моделируются задержки и фазы исходя из геометрии инструмента и убираются из сигнала. И все эти детали, про которые я писал выше, должны этой моделью телескопа учитываться. Вообще, сколько я работаю с такими большими инженерными проектами, столько убеждаюсь, что когда есть много факторов подряд, каждый из которых способен изменить знак какой-то величины, нет смысла даже пытаться заранее прикинуть, какой знак будет в итоге - проще подождать, когда все компоненты системы будут готовы и измерить на практике. Уважаю теоретиков, которые могут построить сложные теории и сделать вычисления, которые находят экспериментальное подтверждение только много лет спустя. Хотя тут, наверное, есть эффект селекции - мы в итоге слышим только о тех, кто не ошибся, всё равно это впечатляет. У нас, правда, основная сложность в том, что в цепочке много разработчиков и каждый может что-то вольно истолковать или недостаточно определить. В общем, в итоге оказалось, что два из трех режимов требуют изменения знака в модели. Но, к счастью, это оказалось единственной проблемой. В качестве теста, отнаблюдали уже упомянутый выше гидроксильный мазер (две основных линии на 1665 и 1667 МГц хорошо видны в спектре), а также линию поглощения атомарного водорода в спектре PKS1830-210, которая за счёт красного смещения около 0.89 съехала на частоты около 750 МГц предоставив нам шикарную возможность протестировать один из новых режимов телескопа. Этот источник представляет собой гравитационную линзу и на самом деле достаточно интересен с точки зрения науки, а не только как тестовый источник. Может как-нибудь я найду время и напишу о нём особо.
Всех с Новым Годом!