Murchison Widefield Array

Teleskop Murchison Widefield Array

Segment mit 16 Antennen
Typ	Radioteleskop
Standort	östlich von Murchison
Höhe	380 m
Geografische Koordinaten	26° 42′ 11,9″ S, 116° 40′ 14,9″ O-26.703319116.670815Koordinaten: 26° 42′ 11,9″ S, 116° 40′ 14,9″ O
Wellenlänge	3,8 bis 100 m
Apertur	synthetisch
Bauzeit	seit Dezember 2011
Inbetriebnahme	9. Juli 2013
Besonderheit	RF digitizer

Das Murchison Widefield Array (MWA) ist ein Radioteleskop in Australien. Es zeichnet sich durch eine große Zahl sehr einfacher und kostengünstiger Antennen aus, die über eine große Fläche im australischen Outback verteilt sind. Im Gegensatz zu vielen anderen Radioteleskopen besitzt das MWA keine beweglichen Teile. Dennoch kann das Teleskop Radiosignale gezielt aus einer Richtung empfangen. Der Richtempfang geschieht auf elektronischem Weg.

Technische Daten

Das Teleskop kann im Bereich von 80 MHz bis 300 MHz Signale optimiert empfangen. In den angrenzenden Spektralbereichen ist ein Empfang zwar auch möglich, aber aufgrund der abnehmenden Antennenempfindlichkeit nicht mehr rentabel.

Das Teleskop produziert ca. 50 TB pro Tag an Rohdaten, die über einen Rechnerverbund verarbeitet werden. Die 2048 Dipolantennen sind in 128 Gruppen zu je 16 Antennen in quadratischer Anordnung auf einer Fläche von 2000 m² verteilt.

Die Analog-Digital-Wandlung aller Signale erfolgt im Empfangsband, ein Grund für die hohe Datenmenge. Das MWA liegt in der Mid-West Radio Quiet Zone, einer Funkschutzzone mit 70 km Radius, innerhalb derer jeglicher Funkbetrieb streng reglementiert, wenn nicht gar verboten ist. Die nächste größere Stadt, Geraldton (Australien) mit 27 000 Einwohnern, liegt gut 300 km entfernt, was zu einer entsprechenden Dämpfung der Störsignale führt, die üblicherweise von Wohn- und Gewerbegebieten ausgehen.

Konstruktionsprinzip

Das Teleskop besteht aus einer Vielzahl von einzelnen Ultrabreitbandantennen. ^[1] Diese sind in einem Pseudeo-Zufallsraster auf einer großen Fläche (1,5 km Durchmesser) verteilt. Die Antennen sind starr montiert, so dass eine einzelne Antenne keine veränderbare Richtwirkung besitzt. Die Antennen selbst enthalten jeweils zwei Dipole, mit denen zwei lineare Polarisationen erfasst werden können.

Strahlformer

Die Richtwirkung des Teleskops wird durch Strahlformer erreicht, Geräte, die durch Laufzeitanpassungen in den Messleitungen der einzelnen Antennen eine Vorzugsrichtung bei der Erfassung von Radiosignalen erzeugen. Für jede Antennenkachel mit je 16 Antennen wird ein Strahlformer eingesetzt. Die Strahlformer verarbeiten die je 16 Signale der Antennen unabhängig voneinander für die zwei Polarisationen. Für die Richtungsgebung werden die Signale durch eine wählbare Kombination von 5 Verzögerungsleitungen geleitet. Durch die Steuerung der Verzögerung wird eine Strahlformung erreicht, die keine nennenswerte Frequenzabhängigkeit besitzt, anders als dies bei einer Phasensteuerung der Fall wäre. Die Strahlformer befinden sich jeweils direkt bei den zugeordneten Antennenkacheln und senden ihr verstärktes analoges Ausgangssignal nach Polarisation getrennt zu den Empfängerknoten. Der Strahlformer ist so dimensioniert, dass pro Kachel eine Antennenkeule (Hauptempfangsrichtung) ausgebildet wird. Eine Ausbildung unterschiedlicher Keulen wäre zwar denkbar gewesen, wurde jedoch nicht als ökonomisch sinnvoll betrachtet.

Empfänger

Die jeweils zwei Signale von insgesamt 8 Kacheln werden über Koaxialkabel zu einem Empfängerknoten übertragen. Es gibt daher 16 Empfängerknoten. Die Signale, die in den Antennenkacheln bereits Bandpässe durchlaufen haben, werden an den Eingängen der Empfängerknoten nochmals zur Unterdrückung von Aliasing und Gleichanteilen gefiltert. Diese und weitere Funktionen zur Signalaufbereitung und Störunterdrückung sind in einer als Analog-Signal-Conditioning bezeichneten Baugruppe enthalten. Die daraus erhaltenen Signale, die bis dahin keiner Mischung (Multiplikation im Zeitbereich) unterworfen wurden, gelangen daraufhin in einen Digitalisierer (ATMEL AT84AD001B), der mit 655,36 Msample/s abtastet und mit 8 bit Auflösung quantisiert. Die digitalisierten Signale werden sofort gefiltert und in 1,28 MHz breite Frequenzbänder aufgeteilt, wovon bis zu 24 zur weiteren Übertragung selektiert und aufbereitet werden. Per Glasfaser übertragen werden also die Daten aller am Empfängerknoten angeschlossenen Kacheln, diese allerdings auf ein Drittel des gesamten Frequenzbandes reduziert. Das übertragene Datenvolumen der Empfängerknoten summiert sich grob zu etwas weniger als 100 Gbit/s.

Korrelatoren

Die Korrelatoren arbeiten nach dem ‚FX-Prinzip‘, das heißt, es findet zuerst eine Transformation der Signale in den Frequenzbereich mit Filterung statt und dann eine Korrelation. Die Filterung arbeitet mit minimal 10 kHz Bandbreite, was wiederum einen hohen Rechenaufwand bedeutet. Die Vielzahl der schmalbandigen Datenströme der jeweiligen Antennenkacheln werden dann korreliert, um Phasen- und somit Richtungsinformation zu erhalten. Dabei fallen CMAC (complex multiply and accumulate) Operationen in der Größenordnung von 10¹² pro Sekunde an. Diese anspruchsvolle Aufgabe wird durch FPGA-Boards bewältigt. Die entstehende Datenmenge ist ähnlich umfangreich, wie am Eingang des Korrelators und wird an Server mit konventioneller Technik zur weiteren Verarbeitung übergeben. Dabei kommen GPU-Cluster zum Einsatz, die sich in der Vergangenheit für ähnliche Berechnungen als besonders leistungsfähig erwiesen haben.

Entwicklung und Zukunft

Ein Testgerät mit 32 Kacheln wurde im Zeitraum von 2007 bis 2011 gebaut und getestet. 2010 wurden insgesamt 4,6 Millionen australische Dollar zum Bau des MWA zur Verfügung gestellt. ^[2] Der Bau begann 2011 und nach einer Testphase nahm das Teleskop am 9. Juni 2013 den offiziellen Beobachtungsbetrieb auf.

Die Infrastruktur erlaubt einen Ausbau des Teleskops auf 256 Kacheln. Dies ist geplant, aber noch nicht terminiert.

Anwendungsmöglichkeiten und Fähigkeiten

Mit jeder Antennenkachel kann eine separate Empfangskeule erzeugt werden, was bedeutet, dass grundsätzlich ebenso viele unterschiedliche Ziele wie Antennenkacheln gleichzeitig beobachtet werden können. Da die Antennenfläche einer Kachel jedoch vergleichsweise gering ist, wird dieser Anwendungsfall jedoch eher die Ausnahme darstellen. Durch die große Ausdehnung der Kacheln über ein Feld von 1,5 km Durchmesser lassen sich Grundlinien für synthetische Aperturen mit dieser Größenordnung erzeugen. Dies erlaubt, wie VLBI-Teleskopie, nur in kleinerem Maßstab, Beobachtungen mit besonders hohem Störabstand sowie Winkelauflösung.

Die Strahlformung durch gesteuerte Verzögerungsleitungen ermöglicht eine Ausrichtung des Teleskops ohne bewegliche Teile, was den Vorteil hat, auf teure, verschleißbehaftete Mechanik verzichten zu können, aber den Nachteil mit sich bringt, dass die Winkelauflösung der Strahlausrichtung einer Kachel durch die Abstufungen der Verzögerungsleitungen fixiert ist.

Die große Zahl der Antennenkacheln, sowie deren Verteilung soll sich als besonders günstig für die Störvermeidung und Störunterdrückung erweisen. Störungen aus terrestrischen und orbitalen Quellen lassen sich isolieren, orten und vom Nutzsignal entfernen.

Besondere Beobachtungsziele

Das Murchison Widefield Array soll unter anderem Erkenntnisse über die Reionisation des Universums erbringen. ^[3]

Der Wissenschaftler Steven Tingay von der Curtin University in Perth hat in der Fachzeitschrift Astronomical Journal vorgeschlagen, das MWA zur Lokalisierung von Weltraumschrott zu verwenden. Die Radiowellen kommerzieller Rundfunksender aus dem Raum Perth werden laut Tangay von den Trümmern im All reflektiert, sodass diese Signale empfangen und daraus Rückschlüsse auf die Situation im erdnahen Orbit (zwischen 400 und 2000 Kilometer) gezogen werden könnten.^[4]