Вычислительные системы телескопов VLA

Вычислительная система

«Вычислительные системы радиотелескопа VLA должны быть организованы таким образом, чтобы в процессе наблюдений оператор выполнял минимум того, что необходимо. Компьютер должен хранить в памяти координаты наблюдаемых объектов и продолжительность сеанса наблюдений. Затем компьютер должен наводить антенны, включать усилители, получать, сводить воедино и записывать сигналы с выходов усилителей, следить за многими десятками контрольных точек усилителя, поддерживать контроль за поведением системы, информировать, оператора, если какая-либо из частей системы не исполняет соответствующих функций. После завершения наблюдений компьютер должен рассортировать данные и перевести их в координатную плоскость р—v (плоскость ц—v есть фурье-образ картинной плоскости), вычислить и ввести различные калибровочные поправки, скомбинировать наблюдения желаемым образом, приписать, по желанию оператора, различные веса, применить преобразование Фурье и, наконец, построить радио-карту исследуемого участка неба. Все это должно выполняться независимо от вычислений, необходимых в процессе наблюдений и в таком темпе, чтобы не задерживать наблюдения. Нельзя допускать накопления незавершенных вычислений».

Соблюдение набора подобных требований является исключительно трудным делом, поэтому создание вычислительной системы VLA представляло собой сложную задачу. Насколько эта задача сложна, было понято с самого начала проектирования. В конце шестидесятых и начале семидесятых годов появилось несколько обстоятельств, сделавших эту работу особенно трудной.

Во-первых, технология изготовления компьютеров, пожалуй, прогрессирует быстрее, чем любая другая технология. Это обстоятельство оказалось удачным для VLA, ибо в противном случае возможности телескопа оказались бы в сильной степени ограничены параметрами вычислительной системы. Однако быстрое развитие технологии привело и к определенным трудностям. В условиях длительной разработки проекта с ограниченными финансовыми возможностями довольно трудно выбрать хорошо сбалансированное решение, которое могло бы использовать все преимущества новых разработок. Во-вторых, за последние годы техника, используемая астрономами при интер-ферометрических наблюдениях и анертурном синтезе (ввод и вывод данных, дисплей и т. д.), сильно усложнилась. В-третьих, использование неотредактнрованны.х или отредактированных ЭВМ массивов данных оказалось более обширным, чем первоначально обсуждалось. В-четвертых, цели, поставленные перед VLA, все время росли по сравнению с первоначально задуманными. Вначале ожидалось, что возможности спектральных наблюдений должны быть довольно скромными. Однако к настоящему времени эта система сильно разрослась и включает 25G частотных каналов. Максимальное разрешение выросло до 0,1" вместо 1" вследствие расширения спектрального интервала до 1 см. Первоначально предполагалось, что поле зрения (число элементов разрешения) будет составлять 100x100. Теперь мы имеем поле размером 1000x1000 или даже более элементов. Раньше предполагалось, что для построения карты объекта потребуется как минимум несколько часов. Однако VLA оказался столь чувствительным, что можно построить карту источника или исследуемой области всего лишь за несколько минут.

Однако такой метод «моментальной фотографии» требует обработки объема данных, который соответствует полному 8-часовому сеансу наблюдений. Все эти обстоятельства демонстрируют мощь и гибкость VLA, но вместе с тем они существенно увеличивают загрузку вычислительной системы.

Наконец, существует еще одно обстоятельство, усложняющее проблему проектирования вычислительной системы. Количество данных, необходимое для построения полной карты объекта, столь велико, что с ним могут справиться лишь немногие из ЭВМ, доступных астрономам.

+1
23:49
710
RSS
Нет комментариев. Ваш будет первым!