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Massimo Brescia » 22.Sistemi di Controllo di Telescopi - parte seconda


Installazione e verifica pads

VST Integration

VST Integration


Controllo HBS

Controllo pressione pompe (mandata/ritorno)
Controllo pressione pads
Controllo temperatura olio nella vasca di ricircolo rispetto all’ambiente esterno (importante per garantire la necessaria viscosità dinamica)

Particolari del sistema SW di controllo dell’HBS nel VST

Particolari del sistema SW di controllo dell'HBS nel VST

Particolari del sistema SW di controllo dell’HBS nel VST

Particolari del sistema SW di controllo dell'HBS nel VST


Test HBS –1

Dopo aver applicato tutto il carico (telescopio completo), si procede al raffreddamento dell’olio con monitoraggio ed alle misure di spessore meato (livellamento pressioni pads) con aggiustamento micrometrico dell’altezza dei pads (agendo sui martinetti (fixatorenbau) che livellano l’altezza del baseplate rispetto al pilastro).

VST Integration

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Test HBS – 2


Rotazione telescopio – cupola

Per proteggere il più possibile il telescopio dal vento e da contaminazione luminosa durante l’esposizione, l’apertura della cupola è minima. Ciò implica che deve ruotare sincronizzata con il telescopio per mantenere il perfetto campo visivo del telescopio. Inoltre la presenza di cavi elettrici tra i cabinets e la struttura implica la necessità di ruotare entrambi per evitare danni. Ovviamente è sempre la cupola che deve “seguire” il telescopio (mai il contrario!).
Dunque telescopio e cupola sono linkati tra loro per mezzo di un “bridge” meccanico, dotato di sensori di movimento, in grado di “avvertire” la rotazione del telescopio e di “rispondere” muovendo l’edificio con velocità proporzionale, mantenendo i due assi perfettamente allineati durante la rotazione entro un errore max di +/- 2.5 deg.

VST Integration

VST Integration

VST Integration

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Accoppiamento telescopio – cupola


Guida del telescopio – 1

Un generico telescopio puntando e inseguendo un oggetto solo in base alle coordinate di un catalogo agisce come un cieco in uno stadio: alla lunga (esposizioni prolungate) percorrerebbe traiettorie contorte e confuse, oltre che ai limiti del campo, seguendo involontariamente le asperità del sistema (errori periodici, costruttivi, astrometrici, deformazioni per gradienti termici/gravitazionali).
Inserire un sistema di guida significa dotare il telescopio di un occhio in grado di mantenere l’oggetto puntato al centro del campo, eliminando qualsiasi errore di traiettoria dovuto a fattori meccanici e astrometrici

(in particolare errori di deriva dovuti a : perpendicolarità tra assi AZ e ALT, eccentricità e decentramento dei cuscinetti assiali, troncamento e arrotondamento nelle conversioni astrometriche, planarità tra AZ e superficie terrestre).

Meade LX200 Telescope

Meade LX200 Telescope


Guida del telescopio – 2

In pratica si usa un detector dedicato (technical CCD) che punti un oggetto diverso da quello target, molto brillante, localizzato in una corona circolare prefissata e centrata sull’oggetto target. Il decentramento dei due oggetti è ovviamente collegato. Il CCD di guida è anche utilizzato nel “pointing model”, tecnica di puntamento multiplo di oggetti, applicata periodicamente nella vita di un telescopio, per definire e aggiornare gli “offset” posizionali di puntamento (inseriti nel software astrometrico), dovuti all’usura meccanica dello strumento.

Meade LX200 Telescope

Meade LX200 Telescope


Controllo Autoguida – 1

VLT Guiding System

VLT Guiding System


Controllo Autoguida – 2


Derotazione di campo

L’asse di derotazione di campo (derotatore) non esiste nelle montature equatoriali (in cui l’asse di ascensione retta è allineato con l’asse polare terrestre), ma deve essere controllato nelle montature altazimutali, in cui il detector deve ruotare nella direzione opposta a quella indotta dalla rotazione terrestre, che provoca il capovolgimento dell’immagine. In una lunga posa appariranno strisciate tanto maggiori quanto più sono distanti dal centro del campo inquadrato Tuttavia, le tolleranze in termini di errore RMS di posizionamento sono molto maggiori rispetto all’errore RMS di tracking degli assi principali.

GEMINI Telescope

GEMINI Telescope


VST Integration

VST Integration

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Controllo assi principali – 1

Le operazioni primarie di un telescopio sono pointing e tracking. La principale differenza tra le due è il range di velocità che implica bande di autofrequenza del sistema molto differenti.
Velocità tipiche nei grandi telescopi altazimutali sono:

POINTING
AZ = 1.5 deg/sec
ALT = 1 deg/sec

TRACKING
AZ = dipendente da ALT (mediamente da decine a centinaia di arcsec/sec)
ALT = max fino a qualche decina di arcsec/sec
Le principali analogie sono:

Precisione di posizionamento (entro 0.15 arcsec nel pointing; entro 0.05 arcsec nel tracking);
Fluidità di movimento;
Medesimi sistemi di feedback e di controllo velocità e posizione;
Problema: controllo prestazioni nel salto repentino tra pointing e tracking

Controllo assi principali – 2

Nel passaggio da pointing a tracking il problema da controllare è la sovraelongazione. Tale difetto consiste nell’oscillazione intorno alla posizione teorica dovuta al cambio repentino di velocità in prossimità della posizione astrometrica dell’oggetto.
Può durare anche minuti, durante i quali non è possibile aprire l’otturatore (downtime osservativo). La legge per eliminare tale fenomeno è la seguente:

Speedcommand={{K}_{b}}\sqrt{poserr}

Circa gli assi, ALT è più sensibile di AZ a sorgenti esterne di noise, quali vibrazioni indotte dal vento (invariante per AZ) o delle struttura verticale del telescopio (frequenze proprie) dovute al maggiore braccio (dislocazione e distribuzione delle masse lungo la focale del telescopio). L’errore totale di tracking per i 2 assi principali è dato da:

{{e}_{RMS-tracking}}=\sqrt{{{\left( {{e}_{AZ}}\cos \left( ALT \right) \right)}^{2}}+e_{ALT}^{2}}

Before tuning

Before tuning

After tuning

After tuning


VST Integration


VST ALT preliminary test March 2006


VST ALT preliminary test March 2007


Servo-Controllo

Peculiarità di un servo sistema
Un servo-meccanismo è sempre attuato da un errore, differenza tra un output teorico ed uno reale;
Un servo sistema deve sempre avere un amplificatore di potenza (la potenza erogata in output dal servo è maggiore di quella fornita in input);
La potenza applicata ad un carico è proporzionale alla combinazione del segnale errore, della sua derivata e del suo integrale;
Nella pratica reale, un servo meccanismo ben tarato è stabile;


Controllo assi in retroazione

Le grandezze da controllare (posizione e velocità degli assi del telescopio) sono confrontate continuamente (con frequenza tipica da 200 a 500 Hz) con una misura effettuata dai trasduttori di posizione (encoder) e velocità (dinamo tachimetrica). L’errore tra grandezza di riferimento e valore attuale viene filtrato attraverso un controllore (di solito un PID) in grado di definire la “prossima” posizione/velocità da impostare, sottoforma di coppia finale applicata ai motori degli assi.


Trasduttore di velocità

La dinamo tachimetrica è in sostanza un motore “passivo”, cioè connesso al motore dell’asse, ma non direttamente azionato dall’esterno, bensì soggetto a rotazione indotta dal motore dell’asse. Il comando di coppia al motore dell’asse provoca una rotazione della tacho misurata sottoforma di una tensione che, attraverso un convertitore A/D, trasduce il valore di velocità di rotazione acquisito e confrontato con la derivata della posizione di riferimento (oggetto puntato dal telescopio). Tipica risoluzione è +/- 10V a 16 bit [0, 65535]. E’ un componente di controllo passivo che sviluppa una grande quantità di corrente parassita e noise e.m. (fonti di errore e di calore nel sistema telescopio!). Occorre schermare con estrema attenzione tale dispositivo.

VST Motor

VST Motor

VST Motor

VST Motor


Trasduttore di posizione

Il trasduttore di posizione per eccellenza è l’encoder. E’ un sistema dotato di un supporto (lineare o circolare) su cui sono poste in rilievo delle tacche di riferimento equidistanti. Una o più testine di lettura, facendo scorrere il supporto, permettono di “contare” le tacche attraversate, misurando così il percorso eseguito da un asse vincolato al supporto di conteggio. La testina è costituita da un diodo laser e da un sensore CCD, separati dal supporto (se in vetro) o sfruttando il riflesso luminoso sul supporto (se in metallo).
Lineari o circolari a seconda della forma del supporto; a testina singola o multi-testina; a supporto metallico o di vetro;
Assoluti: oltre alla posizione determinano direzione e verso del moto;
Incrementali: solo posizione;
Misti: dotati di doppio sistema di tacche di riferimento (assolute e incrementali);

VST main axes encoder system (Heidenhain)

VST main axes encoder system (Heidenhain)


Encoder per grandi telescopi

Il principio base dell’encoder è semplice: il segnale luminoso viene convertito in segnale elettrico che, a causa dell’alternanza di chiaro/scuro al passaggio delle tacche di riferimento tra diodi e sensore, risulta in un doppio segnale sinusoidale, identico in ampiezza e equi-sfasato, se testina e supporto sono perfettamente allineati. Il segnale assoluto invece, se presente, viene rappresentato da un’onda in cui il duty cycle è pari al 50% se testina e supporto sono perfettamente allineati.

Nei grandi telescopi, l’encoder deve essere multi-testina (con media finale per correggere errori sistematici elettronici di lettura) e garantire altissime prestazioni in termini di risoluzione (micro-frazionamento dell’angolo giro) e di precisione di lettura (perfetto allineamento tra testine e supporto).
Particolare attenzione deve essere dedicata alla planarità e runout delle strutture meccaniche su cui sono montate le testine ed il supporto. La scelta del tipo di supporto dipende dalla grandezza dell’asse (ad esempio è impensabile avere un unico disco di vetro per un asse superiore al metro di diametro. In tal caso si usa lo strip-encoder: una striscia metallica incollata intorno all’asse con le tacche incise con tecnologia laser). Lo spessore supporto-diodo e supporto-sensore, in caso di supporto di vetro, deve essere mantenuto perfettamente pari al valore fornito dal costruttore, con una tolleranza massima dell’ordine della decina di micron.

Encoder

Encoder


Scelta risoluzione encoder

Solitamente la specifica circa l’errore RMS di tracking impone un valore ≤ 0.05 arcsec, ma a velocità nulla, l’asse in loop di controllo chiuso deve avere errori max dell’ordine di 0.005 arcsec.
Dunque la risoluzione encoder deve essere dell’ordine di 0.001 arcsec
La casa produttrice impone però dei vincoli. Ad esempio costruttivamente, la distanza richiesta tra le tacche incrementali per ottenere la risoluzione desiderata è impossibile da ottenere. Un disco di vetro con un diametro di circa 80cm può essere frazionato in al massimo 72000 tacche equi-spaziate. Avendo 4 testine, è però possibile complicare l’elettronica delle loro schede di acquisizione, inserendo nel firmware un circuito di interpolazione. A questo punto rimane solo da scegliere la risoluzione del convertitore A/D, in termini di numero di bit necessari per ottenere il numero totale di tacche virtuali che realizzino la risoluzione richiesta:

\begin{align} & {{N}_{pulse}}=\frac{1296000}{0.001}=1296000000 \\ & {{R}_{HW}}\frac{1296000000}{72000}=18000 \\\end{align}\begin{align} & {{R}_{SW}}={{\log }_{2}}\left( 18000 \right)=14.14\approx 14bit \\ & testine=4\Rightarrow {{R}_{SW}}=12bit=4096 \\ \end{align}

risoluzione=\frac{1296000}{\left( 72000\times 4\times 4096 \right)}=0.001098\approx 0.0011\left[ ''/pulse \right]

Verifica tolleranze di montaggio encoder


Verifica segnali encoder


Soluzioni di feedback

L’encoder può essere collocato in corrispondenza di qualunque ingranaggio intermedio dell’asse, dal motore all’ultima ghiera. E’ evidente però che in base al luogo, cambia la modalità di feedback.

La soluzione ottimale è sempre collocare l’encoder sulla ghiera finale (che definisce l’asse). In questo modo si conosce esattamente la posizione (e verso nel caso dell’encoder assoluto) finale dell’asse da controllare. In tutti gli altri casi intermedi, è comunque possibile conoscere la posizione dell’asse finale, ma attraverso la conoscenza dei rapporti di riduzione meccanica tra i vari sistemi di trasmissione. In tal caso però c’è un problema: non esiste accoppiamento meccanico perfetto! Il fenomeno del “gioco meccanico” è sempre in agguato!


Soluzioni di feedback (segue)

La soluzione migliore è l’accoppiamento diretto motore-asse,
ma non sempre è possibile!

Soluzioni di feedback

Soluzioni di feedback


Rapporto di riduzione meccanica

I riduttori sono quei particolari dispositivi meccanici che vengono utilizzati per “ridurre” la velocità del moto di un determinato apparato. I motoriduttori sono un caso particolare di riduzione applicata direttamente al motore (blocco unico).
Il rapporto di riduzione rappresenta la riduzione del moto d’uscita rispetto a quello d’ingresso. Supponiamo di aver collegato all’ingresso del riduttore un motore a 1400 r/m e che il riduttore stesso abbia un rapporto di riduzione di 1:2 (1 a 2), questo vuol dire che ad 1 giro completo dell’uscita del riduttore, corrispondono 2 giri completi dell’asse del motore in ingresso. Pertanto, nel nostro caso, in uscita del riduttore avremo circa 700 r/m. Sulla targhetta d’identificazione del riduttore questa variabile è indicata come 1:2 oppure i=2
Esempio VST ALT axis: rapporto ghiera-pignone 1:16.81
Encoder direttamente sulla ghiera dentata finale dell’asse.
L’accoppiamento diretto motore-asse non è applicabile per assi molto grandi (la dimensione del motore dovrebbe essere proporzionale!)

VST Integration

VST Integration

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Loop e problemi di azionamento


Le lezioni del Corso

I materiali di supporto della lezione

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