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e-EVN : un radiotelescopio de ámbito europeo en tiempo real

e-EVN : un radiotelescopio de ámbito europeo en tiempo real Dr. Francisco Colomer (f.colomer@oan.es) Dr. Pablo de Vicente (p.devicente@oan.es) Observatorio Astronómico Nacional Instituto Geográfico Nacional. Ministerio de Fomento. http://www.oan.es/

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  1. e-EVN: un radiotelescopio de ámbito europeo en tiempo real Dr. Francisco Colomer (f.colomer@oan.es) Dr. Pablo de Vicente (p.devicente@oan.es) Observatorio Astronómico Nacional Instituto Geográfico Nacional. Ministerio de Fomento. http://www.oan.es/ Toledo, Jornadas técnicas RedIRIS, 29/10/2004

  2. Contenidos • Introducción: la Red Europea de Interferometría (EVN) • Funcionamiento de la EVN: instrumentación y logística. • Proyectos científicos. • Transmisión de datos en tiempo cuasi real: e-EVN • Objetivos e impacto • Situación actual • Pruebas y primeros resultados científicos • Problemas pendientes: • - la “ultima milla” del nodo español (Yebes)

  3. La Red Europea de Interferometría (EVN) • Fundada en 1980, coordina 18 radiotelescopios de 14 centros de investigación en Europa, China, Suráfrica, y Puerto Rico. • Recepción de ondas radio celestes entre l = 0.7 y 90 cm. • Utiliza la técnica denominada “Interferometría de Muy Larga Base” (VLBI en inglés). • Los datos se graban en discos para luego reproducirse en el correlador (JIVE, en Holanda). http://www.evlbi.org/

  4. La Red Europea de Interferometría

  5. Otras redes de VLBI Very Large VLBI Array (VLBA) Global mm VLBI Array (GMVA)

  6. VLBI espacial

  7. ¿ Qué es la resolución espacial ? • La resolución espacial de un radiotelescopio (tamaño angular del haz principal) depende de: • el diámetro del reflector parabólico principal, D. • la frecuencia n (o longitud de onda l) de recepción.

  8. ¿Por qué VLBI? : Alta resolución espacial • VLBI : La mayor resolución espacial que existe ! • Tamaño de la luna llena = 30´ • Resolución del ojo humano = 1´ = permite distinguir por la noche los dos faros encendidos de un coche a una distancia de 5 km. • Resolución del Hubble ST = 0´´.05 • Resolución del VLBI = l/D = 0´´.001 = 1 mas = el tamaño de una aceituna (3 cm) en Madrid, vista desde Nueva York (6.000 km), o un planeta en una estrella cercana (la Tierra desde Proxima Centauri = 20 mas).

  9. ¿En qué consiste el VLBI? Con VLBI se consigue la resolución de un radiotelescopio “sintético” de tamaño equivalente a la distancia entre sus elementos.

  10. ¿Por qué VLBI con la EVN ? - alta sensibilidad • EVN : alta sensibilidad ! • formada por telescopios de gran tamaño (hasta 305 m – Arecibo) • Detección de frecuencias en una banda amplia (512 MHz = 1 Gbps) • Unidad: Jansky 1 Jy = 10-26 W/m2/Hz A 5 GHz, la sensibilidad típica de la EVN completa es de unos 20 mJy/hazen ~10 horas.

  11. Tipos de radiación celeste Emisión (absorción) de líneas espectrales Emisión en el radiocontinuo

  12. La Red Europea de Interferometría

  13. EVN: instrumentación típica

  14. La estación VLBI del OAN en YEBES

  15. El radiotelescopio de 40m del OAN en YEBES

  16. EVN: funcionamiento • Las observaciones coordinadas se realizan en “sesiones” (3 por año, de unas 4 semanas de duración). • Frecuencias de operación principal: UHF, 1.2-1.7, 5, 6.7 y 8 GHz. Puede también observar ocasionalmente a 22 y 43 GHz. • Utiliza modernos sistemas de adquisición de datos (MkIV/MkV) y pueden producir y procesar datos hasta 512 Mbits/seg(de manera mantenida), por lo que su sensibilidad es extremadamente alta. • Máximo: 8 canales x 2 bandas (USB,LSB) x 16 MHz x Nyquist (2) x 2 bit = 1.024 M_muestras/segundo = 1 Gbps • Muy buena geometría y cobertura del plano uv:líneas de base entre 200 y 2200 km en Europa. Combinación de los datos de la EVN con el arrayMERLIN (UK) añade líneas de base más cortas, y la incorporación de telescopios en China extiende la longitud de las líneas de base de la EVN hasta 9000 km.

  17. Proyectos científicos desarrolados con VLBI • Radio jetsy agujeros negros • Evolución de radio fuentes • Astrometría de posición • Máseres galácticos y extragalácticos • Lentes gravitacionales • Estudios de remanentes de supernova (SNR) y chorros de rayos g(GRB) • Galaxias starburst cercanas y lejanas • Naturaleza de la población de radiofuentes débiles • Estudios de absorción de HI en AGNs • Geodesia: EOP, UT1, posición del polo

  18. Radio-jets (evolución) y agujeros negros

  19. Máseres estelares: SiO TX Cam: 88 semanas Estructura de envolturas circunestelares (CSE) en estrellas evolucionadas (AGB)

  20. Máseres estelares de SiO

  21. Lentes gravitacionales

  22. M82 Vexp ~ 9500 km/s Supernovas

  23. Geodesia http://ivscc.gsfc.nasa.gov/

  24. ¿ Para qué e-VLBI ? • En el aspecto científico: • Operaciones en tiempo real permiten una programación de las observaciones dinámica y flexible, que responda a TOO (“targets of opportunity”) como explosiones de supernova, etc. • En Geodesia, permitiría la medida de UT1 y EOP en tiempo real. • La disponibilidad permanente de anchas bandas de frecuencia registrable (hoy día limitado por el número de discos disponibles para grabación de datos) permite un incremento de la sensibilidad, muy importante para la detección de radiofuentes en el borde del Universo.Además, permite “rellenar” mejor el plano uv, y con ello, conseguir imágenes de mayor calidad.

  25. ¿ Para qué e-VLBI ? • En el aspecto logístico y de operación de la red: • Operación de la red más robusta al permitir un control de calidad permanente. • Facilita la logística de la transferencia de datos. • Programación flexible de las campañas de observación. • Menores costes de operación (?)

  26. eEVN: European VLBI Network Data processing centre: 16 Gbps (2005) 1 Tbps(2010) Russia China APAN EEUU-Japón 655 Mbps USA SurfNET EEUU-Europa 2.5 Gbps asymmetric star topology 1-10 Gbps South Africa

  27. Plan estratégico hacia e-EVN • En la actualidad (2002-2003) • Se ha realizado con éxito el ‘proof-of-concept’ a 1 Gbps con 5 telescopios. • Se ha implementado la comprobación rutinaria de la calidad de datos (verificación en quasi-tiempo real de la existencia de “franjas”) para cada sesión de observación de la EVN, con la consiguiente mejora de la fiabilidad de la red. • Futuro inmediato (2004-2007) • Usando la infrastructura de Geant/NRENs, alcanzar el funcionamiento rutinario a 1 Gbps/tel para toda la EVN continental. Pruebas de conexión con Asia y Suráfrica (FP6). • Implementar un canal de 30 Gbps desde un telescopio de la EVN al correlador de e-MERLIN. • Futuro próximo (2007-2010) • Aumentar la capacidad del correlador de la EVN hasta to 8-30 Gbps/tel.

  28. e-EVN: situación actual

  29. Pruebas realizadas hasta la fecha • Algunas se han realizado en el contexto de un programa financiado por DANTE. • iGRID2002 : participación con pruebas entre JBO/WSRT y JIVE en Sep 2002 • Realizadas por diferentes grupos de VLBI, coordinados o independientemente. • Equipos utilizados. P4 o AMD Athlon, 3.2 Ghz, Tarjeta GE, Discos normales o RAID, Linux 2.4.27. • Tipos de pruebas: http://www.evlbi.org/evlbi/ Memoria Memoria Memoria Memoria Disco Disco

  30. Pruebas realizadas hasta la fecha (2) • Valores máximos conseguidos empleando Mark5 (memoria-memoria): • TCP y UDP estándar: • Línea sin tráfico: UDP = 867 Mb/s, TCP = 687 Mb/s • Líneas con tráfico (UE): UDP = 670, TCP = 128 Mb/s • Banco de pruebas: TCP = 960 Mbp/s • FAST TCP (Japón – EEUU). TCP = 644 Mb/s • HSTCP (Japón – EEUU). TCP = 400 Mb/s • Rate based flow control (Japón-EEUU) ~ 900 Mb/s • Valores sostenidos de tráfico empleando discos RAID, UDP mejorado y “Tsunami” FTP en línea con tráfico (UE): • 620 Mb/s • Valores sostenidos empleando Mark5 (P4 con Linux) y “Jumbo frames”: • 512 Mb/s

  31. e-EVN a dia de hoy… • Se puede utilizar de modo continuo y sostenido una tasa de transferencia de 32 Mb/s entre varios telescopios y los correladores para producir imágenes en un tiempo cuasi real. Utilizado con éxito con un máximo de 5 estaciones simultáneas. • Volumen típico de datos transferidos por estación y experimento: 9 Tb. • Los datos se transfieren de un Mark5 [ = P4 con Linux] en la estación a un Mark5 en un correlador y desde allí se alimentan al correlador, de modo similar a como funciona un FIFO en electrónica. Dai Davies (General Manager DANTE): “e-VLBI, performed successfully on an intercontinental basis, demonstrates in the clearest possible terms the importance of data communications networks to modern science. Research networking is fundamental to this new radio astronomy technique and it is very satisfying indeed to see the benefits that are now resulting form it.” 4 de octubre de 2004: primer resultado científico con una red de e-VLBI global: IRC+10420

  32. VLBI y fibra óptica • Gran importancia de la transmisión de datos por fibra óptica en todos los proyectos internacionales de radioastronomía en desarrollo (instrumentos “distribuídos”): • e-MERLIN : 7 x 30 Gbps • ALMA : 120 Gbps • E-VLA : 120 Gbps • SKA : 100s x Tbps

  33. e-MERLIN Conexión por fibra óptica de 7 radiotelescopios, hasta 30 Gbps/telescopio => 10x aumento de sensibilidad. Ya financiado, entrará en funcionamiento en 2007.

  34. Atacama Large Millimeter Array (ALMA) • 64 antenas en array, de unos 10 km de separación máxima, en el desierto de Atacama (5000 m de altura), en Chile. • Enlaces por fibra óptica, privados, utilizando DWDM (120 Gbits/sec)

  35. E-VLA • Precisa la transmisión de 120 Gbps de datos al correlador, situado a ~22 km. • Utiliza el mismo diseño que ALMA y e-MERLIN.

  36. Square Kilometer Array • 100 x sensibilidad actual: la mayor instalación de radioastronomía del mundo. • Proyecto nacido internacional. • Gran número de elementos • Técnicas de supresión de interferencias (RFI) precisan digitalizar a muchos bits – inmensos “data rates”! (Tbps desde cada estación: cientos de Tbps al correlador). • Conexión por fibra óptica utilizado en las conexiones tanto intra-estación (~1 km) como inter-estación ( ~ 3000 km). • En marcha un prototipo (“demostrador” 1%) europeo, con fondos FP6. • Localización a elegir en 2006 (Australia, Suráfrica, EEUU, Suramérica o China). • Construcción 2010-2020: 1000 MEuros

  37. El Centro Astronómico de Yebes (Guadalajara) • Gran Instalación Científica (GIC) para Radioastronomía. • Situado a 70 km al Noreste de Madrid. • Dotado de un radiotelescopio de 14-m y otro en construcción de 40-m de diámetro, con instrumentación VLBI. • Miembro de la red EVN/JIVE desde 1993.

  38. El radiotelescopio de 40m del OAN en YEBES

  39. L a C o r u ñ a S a n O v i e d o S a n t a n d e r B i l b a o i n t e r c o n e x i ó n c o n S e b a s t i á n F R A N C I A L u g o P a m p l o n a V i t o r i a P o n t e v e d r a L e ó n O r e n s e L o g r o ñ o B u r g o s H u e s c a P a l e n c i a L é r i d a V a l l a d o l i d Z a m o r a S o r i a G e r o n a Z a r a g o z a B a r c e l o n a T a r r a g o n a S e g o v i a G u a d a l a j a r a S a l a m a n c a i n t e r c o n e x i ó n c o n Á v i l a T e r u e l P O R T U G A L M a d r i d C u e n c a C a s t e l l ó n d e l a P l a n a T o l e d o V a l e n c i a C á c e r e s A l b a c e t e C i u d a d R e a l B a d a j o z A l i c a n t e C ó r d o b a J a é n M u r c i a H u e l v a S e v i l l a E n c o n s t r u c c i ó n A l C á d i z R e d e n s e r v i c i o M á l a g a G r a n a d a m e r í a i n t e r c o n e x i ó n c o n M A R R U E C O S El problema de la “última milla” (“local tail”) Posibilidades: • Gigabit Ethernet (hasta 1.2 Gb/s) • WDM/DWDM: 2.5 Gb/s • SDH: STM-4 (622 Mb/s), ó STM-16 (2.488,32 Mb/s) a alto coste • Fibra oscura

  40. El problema de la “última milla” (2) “Caso práctico”: • VLBI restringido a 64 Mb/s, 128 Mb/s, 256 Mb/s, 512 Mb/s, 1 Gb/s • Las lineas de fibra óptica que alimentan el correlador en JIVE son GE. • La mayoría de los telescopios no tendrán más que una conexión GE. • El sistema actual (Mark-IV) permite en teoría el proceso de hasta 2 Gbps, aunque el buffer Mark-V está limitado a la entrega de 1 Gbps a GEANT.

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