Program do analizy i wizualizacji danych naukowych

Transkrypt

1 Uniwersytet Mikołaja Kopernika Wydział Fizyki, Astronomii i Informatyki Stosowanej Instytut Fizyki UMK w Toruniu Mateusz Dudek nr albumu: Praca inżynierska na kierunku Informatyka stosowana Program do analizy i wizualizacji danych naukowych Opiekun pracy dyplomowej dr hab. Krzysztof Katarzyński Centrum Astronomii UMK Toruń 2014 Pracę przyjmuję i akceptuję Potwierdzam złożenie pracy dyplomowej data i podpis opiekuna pracy data i podpis pracownika dziekanatu

2 Dziękuję mojemu promotorowi, dr hab. Krzysztofowi Katarzyńskiemu za poświęcony czas oraz cenne rady związane z niniejszą pracą, a także za wsparcie i wyrozumiałość. 2

3 UMK zastrzega sobie prawo własności niniejszej pracy inżynierskiej w celu udostępniania dla potrzeb działalności naukowo-badawczej lub dydaktycznej 3

4 Spis treści 1. Wstęp Wykorzystywane technologie Język programowania Python Moduły Gniazda sieciowe Gniazda blokujące Gniazda nieblokujące Przykładowe zastosowanie Współrzędne Układ współrzędnych horyzontalnych Układ współrzędnych równikowych równonocnych Określenie czasu pomiarów Czas słoneczny Czas słoneczny prawdziwy Czas słoneczny średni Międzynarodowy czas atomowy Uniwersalny czas koordynowany Dzień Juliański Program pierwszy - RT4 Monitor Założenia Działanie Działanie pierwszego wątku - odbieranie danych Działanie drugiego wątku - aktualizacja danych Działanie drugiego wątku - analiza danych Działanie drugiego wątku - dodatkowy status Skalowanie interfejsu Parametry połączenia Interfejs programu Program drugi - New Scan Ogólne założenia Parametry wejściowe Liczba punktów (Number of points) Czas integracji (Integration time) Czas opóźnienia (Delay time) Częstotliwość (Frequency) Początkowy odjazd (Leave at start) Nazwa źródła (Source name) Najważniejsze polecenia Odczytywanie sygnału Przebieg pomiarów Dodatkowa poprawka - dopasowywanie prostej Dopasowywanie funkcji Gaussa

5 5.7.1 Funkcja wzorcowa Szacowanie parametrów Klasa sterująca Działanie Udostępniane metody Logi Interfejs programu Niestabilność sygnału Podsumowanie

6 1. Wstęp Astronomia jest jedną z najstarszych nauk zajmującą się badaniem otaczającego nas wszechświata. Początki astronomii sięgają aż czasów prehistorycznych, jednak przed powstaniem odpowiednich przyrządów możliwości astronomów były bardzo ograniczone i obserwacje mogły być wykonywane jedynie przy pomocy gołego oka. Na początku XVII wieku zaczęły powstawać pierwsze przyrządy służące do obserwacji odległych obiektów. Jeden z pierwszych znanych historii teleskopów soczewkowych skonstruowany został w roku 1608 przez Hansa Lippershey a. Konstrukcja ta została następnie ulepszona przez Galileusza. W roku 1931 przypadkowe odkrycie promieniowania radiowego z centrum naszej Galaktyki przez amerykańskiego inżyniera Karla Jansky ego spowodowało powstanie odrębnej gałęzi astronomii zwanej radioastronomią oraz zapoczątkowało badania astronomiczne przy pomocy specjalnie w tym celu konstruowanych anten, które nazwano radioteleskopami. Do zarejestrowania sygnału Jansky zbudował antenę o średnicy 30.5 m oraz wysokości 6 m, która pozwalała na rejestrowanie sygnałów o częstotliwości 20.5 MHz. Pierwszy radioteleskop o średnicy 9 m skonstruowany został w roku 1937 przez Grote a Rebera, który zainspirowany został pracą Karla Jansky ego. Radioteleskop ten składał się z trzech odbiorników, które umożliwiały rejestrowanie sygnałów o częstotliwościach 3300, 900 oraz 160 MHz. Po skonstruowaniu radioteleskopu Reber przez rok wykonywał nocą skany nieba przy pomocy swojego radioteleskopu, aż w końcu odbiornik sygnałów o częstotliwości 160MHz wykrył promieniowanie radiowe pochodzące z Drogi Mlecznej, tym samym potwierdzając odkrycie Jansky ego. Reber stał się jednym z pionierów radioastronomii. Dzięki jego pracy, po drugiej wojnie światowej naukowcy zaczęli budować coraz większe i coraz bardziej zaawansowane radioteleskopy. Od tego czasu radioastronomia znacznie się rozwinęła i stała się podstawowym narzędziem wykorzystywanym do obserwacji astronomicznych. Umożliwiła nam znacznie lepsze poznanie otaczającego nas wszechświata a także pozwoliła przewidywać jego dalszą ewolucję. Współczesne radioteleskopy są nowoczesnymi przyrządami służącymi do obserwacji odległych obiektów znajdujących się w przestrzeni kosmicznej. Pozwalają one na odbieranie oraz analizowanie szerszego spektrum promieniowania elektromagnetycznego niż w przypadku teleskopów optycznych, które pozwalają badać jedynie światło widzialne. 6

7 Obecnie największy polski radioteleskop należy do Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu i znajduje się w Piwnicach, niedaleko Torunia. anteny wynosi 32 metry i jest on częścią europejskiej sieci interferometrycznej VLBI (ang. Very Large Baseline Interferometry), w której wiele odległych od siebie radioteleskopów jednocześnie rejestruje sygnały pochodzące od danego radioźródła. Jest to jeden z dwóch radioteleskopów należących do tego obserwatorium, średnica mniejszej anteny wynosi 15 metrów, jednak ta praca dotyczyła 32-metrowego radioteleskopu. Teleskop ten jest w pełni sterowalną anteną o montażu horyzontalnym. Na reflektor główny składa się 336 paneli ułożonych w siedmiu koncentrycznych pierścieniach. Wszystkie panele mają taką samą długość (1.6 m) a szerokość zależną od przynależności do jednego z siedmiu pierścieni i wykonane są z blachy aluminiowej o grubości 2.5 mm. Teleskop można ustawić z całkowitą dokładnością stopnia. Pozycjonowanie anteny wykonywane jest przez 8 silników w osi azymutu oraz 4 silniki w osi zenitu. Sterowanie radioteleskopem odbywa się poprzez szereg programów uruchomionych na różnego typu komputerach połączonych ze sobą przy pomocy światłowodów. Komunikacja z radioteleskopem odbywa się w warstwie drugiej (łącza danych) modelu OSI. Celem poniższej pracy było napisanie dwóch programów dla systemu Linux - jednego służącego do monitorowania stanu 32-metrowego radioteleskopu oraz drugiego służącego do pozycjonowania, czyli dokładnego ustawiania anteny na wybranym źródle, w celu późniejszego dokonania pomiarów. Oprogramowanie zostało napisane w języku Python, oraz wykorzystuje szereg darmowych rozszerzeń dostępnych dla tego języka. 7

8 2. Wykorzystywane technologie 2.1. Język programowania Python Oprogramowanie napisane jest w języku Python. Język ten stworzył Guido van Rossum w roku Główne cechy tego języka to: czytelna składnia, prostota i szybkość pisania oprogramowania, otwartość kodu, bogate możliwości standardowych bibliotek, pełna modułowość, bogata baza dodatkowych modułów rozszerzających możliwości języka, dynamicznie określanie typu zmiennych podczas działania programu,, pamięć zarządzana jest automatycznie poprzez tzw. Garbage Collector (zbieracz śmieci), możliwość napisania rozszerzeń w języku C lub C++, obsługa błędów bazująca na wyjątkach. Język ten nie narzuca żadnych konkretnych paradygmatów programowania. Oprogramowanie może być pisane zarówno obiektowo jak i proceduralnie. Dużą zaletą jest także fakt, że Python zdejmuje z programisty obowiązek zarządzania pamięcią dzięki zaimplementowanemu Garbage Collectorowi. Jest to specjalny mechanizm, który przez cały czas działania programu monitoruje obszar pamięci wykorzystywany przez program oraz zwalnia niewykorzystywane zasoby. Oczywiście wiąże się to ze zmniejszeniem wydajności pracy programu, jednak w wielu przypadkach będzie to niezauważalne. Obecnie rozwijane są dwie wersje języka Python: 2.7 oraz 3.3. Aktualnie wersja 2.7 jest bardziej popularna i istnieje dla niej więcej kompatybilnych modułów niż w przypadku wersji 3.3, dlatego ta wersja została wykorzystana do napisania programów. Istnieje wiele różnych implementacji języka Python. Najpopularniejsze z nich to: 8

9 CPython - standardowa, najbardziej powszechna implementacja języka Python napisana w języku C, rozwijana przez Python Software Foundation. Jako że jest to standardowa implementacja języka Python, stanowi ona w pewnym sensie odniesienie dla twórców innych implementacji. W rzeczywistości CPython jest interpreterem, co oznacza, że kod programu nie jest bezpośrednio zamieniany na kod maszynowy, jak w przypadku języków takich jak C czy C++. Zamiast tego, interpreter analizuje kod programu w momencie wykonania i wykonuje odpowiednie działania w zależności od jego treści. PyPy - implementacja języka Python dodająca just-in-time compiler. Oznacza to, że kod Pythona w trakcie interpretacji jest tłumaczony na kod maszynowy i dopiero ten kod jest uruchamiany. W ten sposób otrzymuje się znaczny zysk w wydajności. Dodatkowo, twórcy PyPy starają się zachować jak największą kompatybilność ze standardem CPython. Jython - implementacja Pythona napisana w języku Java, która umożliwia zaimportowanie dowolnych klas tego języka. Dzięki temu programista ma dostęp do bardzo bogatych zasobów dostępnych dla języka Java, który jest jednym z najpopularniejszych obecnie języków programowania. IronPython - implementacja Pythona dla platformy.net oraz Mono w całości napisana w języku C#. Obecnie rozwijana jako projekt open-source na platformie CodePlex. Do napisania programów wykorzystany zostanie CPython. Głównym powodem jest, fakt, że jest to najstarsza a zarazem najbardziej stabilna implementacja tego języka. Istnieje do niej wiele niestandardowych modułów, które znacznie ułatwią wykonanie pracy i osiągnięcie zadowalających efektów Moduły Pomimo tego, że CPython posiada bardzo bogate standardowe biblioteki, niektóre efekty można osiągnąć szybciej i łatwiej korzystając z bibliotek niestandardowych. Podczas pisania programów zostały wykorzystane następujące rozszerzenia: 9

10 WxPython - rozszerzenie to umożliwia użycie wieloplatformowej biblioteki wxwidgets napisanej w języku C++. Umożliwia ono łatwe i szybkie tworzenie funkcjonalnych interfejsów graficznych w języku Python. Jest ono alternatywą dla biblioteki TkInter, która jest standardową biblioteką do tworzenia interfejsu graficznego w Pythonie. Matplotlib - rozszerzenie służące do łatwego tworzenia oraz wyświetlania wykresów. W skład rozszerzenia wchodzi szereg klas umożliwiających w prosty sposób zintegrować wykresy z interfejsem użytkownika stworzonym w WxPythonie Numpy - rozszerzenie udostępniające szereg klas i funkcji służących do operacji na dużych tablicach oraz macierzach, oraz wiele przydatnych funkcji matematycznych. SciPy - rozszerzenie ułatwiające wszelkiego rodzaju obliczenia naukowe. Do poprawnego działania wymagane jest zainstalowanie rozszerzenia Numpy Gniazda sieciowe Gniazda sieciowe (ang. sockets) są mechanizmem umożliwiającym komunikację międzyprocesową (IPC) pomiędzy procesami uruchomionymi na różnych komputerach. W dzisiejszych czasach większość gniazd wykorzystuje protokół IP w celu komunikacji. Python udostępnia szereg klas służących do tworzenia oraz zarządzania gniazdami. W tej pracy wykorzystane będą gniazda z rodziny AF INET w celu umożliwienia komunikacji z wykorzystaniem protokołów TCP oraz UDP Gniazda blokujące Najprostszym sposobem umożliwienia komunikacji sieciowej jest skorzystanie z tzw. gniazd blokujących. Gniazdo blokujące jest wprawdzie najprostsze w użyciu, jednak zabiera ono kontrolę na wątkiem, w którym działa dopóki nie odbierze lub nie wyśle danych związanych z obecnie wykonywaną operacją. Na przykład, funkcja recv() służąca do odbierania danych zakończy się dopiero w momencie odebrania przez nią danych. Jeżeli żadne dane nie nadeszły (bufor jest pusty), to funkcja będzie na nie czekała przez określony czas (zależny od wartości timeout ustawionej dla gniazda) blokując tym samym działanie 10

11 wątku. W przypadku tej pracy uniemożliwiałoby to zatrzymanie programu przez użytkownika Gniazda nieblokujące W celu przeciwdziałania wadom gniazd blokujących można skorzystać z gniazd nieblokujących. Python udostępnia wiele mechanizmów do obsługi zarówno blokujących jak i nieblokujących gniazd. W tej pracy wykorzystane zostały dwa. Pierwszym sposobem jest skorzystanie z metody setblocking(). Przykład: sock = socket.socket(socket.af_inet, socket.sock_dgram) sock.bind((ip,port)) sock.setblocking(0) W powyższym przypadku wywołanie metody recvfrom() w przypadku, gdy w buforze będą znajdowały się dane do odczytania da taki sam efekt jak w przypadku gniazd blokujących. Jednak w przypadku, gdy bufor będzie pusty, metoda ta zwróci wyjątek, które następnie może być obsłużony, a program będzie mógł spróbować odczytać dane w późniejszym czasie. Kolejnym sposobem jest skorzystanie z metody select(). Przykład: ready_sockets = select.select([sock], [sock], [sock], 0.1) if (len(ready_sockets[2]) > 0): #wystąpił błąd, tutaj obsługa błędów elif (len(ready_sockets[1]) > 0): #gniazdo gotowe do wysłania danych elif (len(ready_sockets[0]) > 0): #gniazdo gotowe do odczytu data, addr = sock.recvfrom(1024) Metoda select() przyjmuje 4 argumenty. Pierwszym argumentem jest tablica zawierająca gniazda, które będą sprawdzane pod kątem gotowości do odczytu, drugim argumentem jest tablica, zawierająca gniazda, które będą sprawdzane pod kątem gotowości do zapisu, trzecim argumentem jest tablica, zawierająca gniazda, które będą sprawdzane pod kątem błędów, natomiast ostatnim argumentem jest maksymalny czas oczekiwania (timeout). 11

12 2.3.3 Przykładowe zastosowanie Gniazda nieblokujące z wykorzystaniem metody select() wykorzystywane są w niniejszej pracy w celu analizowania pakietów rozsyłanych przy pomocy protokołu UDP przez serwer sterujący radioteleskopem oraz do odczytywania wartości sygnału odczytanego przez radioteleskop. Przykład zastosowania metody select() w drugim programie prezentuje następujący kod: sock = socket.socket(socket.af_inet, socket.sock_dgram) sock.bind((udp_ip, UDP_PORT)) timeout = 0 while self.frame.closethread!= True: ready_sockets = select.select([sock], [], [sock], 0.1) if (len(ready_sockets[2]) > 0): break elif (len(ready_sockets[0]) > 0): data = sock.recv(1024) data = data.split(' ') if data[0] == "TDATA": break else: timeout += 1 if timeout == self.udp_timeout: break else: timeout += 1 if timeout == self.udp_timeout: break Drugi program wysyła także polecenia do serwera sterującego przy pomocy protokołu TCP. W celu odczytania odpowiedzi wysłanej przez serwer sterujący wykorzystana została metoda setblocking(): 12

13 sock = socket.socket(socket.af_inet, socket.sock_stream) sock.setblocking(0) sock.settimeout(5) sock.connect((self.cmdip, self.cmdport)) sock.send(cmd) data = "0" timeout = 0 while self.frame.closethread!= True: try: data = sock.recv(1500) break except socket.error, e: if e.args[0] == errno.ewouldblock: if timeout < self.tcp_timeout: sleep(0.1) timeout += 1 else: return 0 else: print e return 0 3. Współrzędne Wyznaczanie położenia obiektu obserwacji astronomicznych wymaga określenia odpowiedniego układu współrzędnych. W tej pracy wykorzystywane są współrzędne, pozwalające określić położenie obiektu w dwóch różnych układach współrzędnych Układ współrzędnych horyzontalnych Radioteleskop korzysta z układu współrzędnych horyzontalnych. W celu lepszego zrozumienia układu współrzędnych horyzontalnych konieczne jest zapoznanie się z kilkoma dodatkowymi pojęciami. a) Sfera niebieska - abstrakcyjne pojęcie oznaczające fikcyjną sferę otaczającą Ziemię. Sfera ta nie ma określonej średnicy, służy jedynie do określania położenia danego obiektu względem Ziemi w przypadkach, gdy odległość od tego obiektu nie ma znaczenia. Sfera niebieska często jest utożsamiania z niebem otaczającym obserwatora. 13

14 b) Zenit - punkt na sferze niebieskiej znajdujący się dokładnie nad pozycją obserwatora. c) Odległość zenitalna - kąt zawarty pomiędzy kierunkiem poprowadzonym od obserwatora do obiektu obserwacji znajdującego się na sferze niebieskiej a kierunkiem poprowadzonym od obserwatora do Zenitu. W przypadku niniejszej pracy odległość zenitalna wyrażana jest w stopniach. d) Azymut - kąt zawarty pomiędzy kierunkiem południowym a horyzontalną składową kierunku poprowadzonego od obserwatora do obiektu. Radioteleskop wykorzystuje współrzędne azymutalne liczone od południa. W kierunku wschodnim kąt azymutalny jest ujemny, natomiast w kierunku zachodnim dodatni. W układzie współrzędnych horyzontalnych można jednoznacznie określić położenie obiektu obserwacji przy pomocy azymutu oraz odległości zenitalnej. Jedynie te dwie współrzędne wymagane są do skierowania radioteleskopu na radioźródło. Wprawdzie brakuje tutaj informacji o odległości obiektu od obserwatora, jednak w tym przypadku współrzędne te mają służyć jedynie ustawieniu anteny, zatem informacja o odległości obiektu jest zbędna w tego typu pomiarach Układ współrzędnych równikowych równonocnych Drugim układem współrzędnych wykorzystywanych w niniejszej pracy jest układ współrzędnych równikowych równonocnych. Jest to podstawowy układ współrzędnych wykorzystywany w astronomii i za jego pomocą określa się współrzędne obiektów astronomicznych. Podobnie jak w przypadku układu współrzędnych horyzontalnych konieczne jest wprowadzenie kilku dodatkowych pojęć. a) Równonoc - zrównanie dnia i nocy. Występuje, gdy promienie słońca padają na Ziemię prostopadle do jej osi obrotu. Występuje dwa razy w roku: 20/21 marca (równonoc marcowa, równonoc wiosenna) oraz 22/23 września (równonoc wrześniowa, równonoc jesienna). b) Koło wielkie - płaszczyzna będąca przekrojem kuli, przechodząca przez jej środek 14

15 c) Koło godzinne - koło wielkie na sferze niebieskiej przechodzące przez bieguny niebieskie d) Równik niebieski - płaszczyzna zawarta w sferze niebieskiej, prostopadła do jej osi obrotu i przechodząca przez jej środek. e) Deklinacja - kąt zawarty pomiędzy kierunkiem poprowadzonym od obserwatora do obiektu a płaszczyzną równika niebieskiego f) Rektascensja - kąt liczony wzdłuż równika niebieskiego na wschód od koła godzinnego równonocy marcowej do koła godzinnego obiektu obserwacji W układzie współrzędnych równikowych równonocnych można jednoznacznie określić położenie obiektu obserwacji przy pomocy rektascensji oraz deklinacji. Podobnie jak w przypadku układu współrzędnych horyzontalnych określane tutaj są jedynie wielkości kątowe określające pozycję obiektu względem obserwatora z pominięciem odległości. 4. Określenie czasu pomiarów 4.1. Czas słoneczny Czas ten jest związany z ruchem Ziemi dookoła słońca. Obliczany jest na podstawie obecnej pozycji Słońca na niebie. Czas słoneczny podzielany jest na dwa rodzaje: prawdziwy oraz średni. Podstawową jednostką pomiaru czasu jest dzień Czas słoneczny prawdziwy Czas ten bazuje na pozornym ruchu Słońca wokół Ziemi. Bazuje on na dobie słonecznej, czyli czasie, w jakim Ziemia dokonuje pełnego obrotu wokół własnej osi. Czas ten jest niestety niedokładny z uwagi na fakt, że długość doby słonecznej jest różna w ciągu roku Czas słoneczny średni W celu przeciwdziałania zmiennemu charakterowi czasu słonecznego prawdziwego stosuje się czas słoneczny średni. Czas słoneczny średni jest równy kątowi (wyrażonemu w 15

16 Minuty godzinach) słońca w miejscu pomiaru plus 12 godzin. Doba według czasu słonecznego średniego jest praktycznie stała w ciągu całego roku i może być różna do 30 sekund w porównaniu do doby według czasu słonecznego prawdziwego Dzień roku Wyk.1. Różnice pomiędzy czasem słonecznym średnim a prawdziwym w ciągu roku 4.2. Międzynarodowy czas atomowy Międzynarodowy czas atomowy, oznaczany często skrótem TAI (z francuskiego Temps Atomique International) jest obecnie głównym standardem wyznaczania czasu. Jest on obliczany na podstawie działania wielu zegarów atomowych na obszarze Europy oraz Stanów Zjednoczonych z uwzględnieniem wszelkiego rodzaju zakłóceń zależnych od środowiska, w którym działają Uniwersalny czas koordynowany Uniwersalny czas koordynowany, często oznaczany jako UTC (Universal Time Coordinated) bazuje na międzynarodowym czasie atomowym, jednak długość doby według tego czasu wynosi mniej więcej tyle samo co w przypadku czasu słonecznego średniego dzięki dodaniu tzw. sekundy przestępnej. Sekunda ta jest dodawana do czasu od 0 do 2 razy w roku, w czerwcu lub w grudniu. Decyzja o dodaniu sekundy przestępnej jest podejmowana przez International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS). 16

17 Konieczność dodania sekundy przestępnej jest spowodowana nieregularnym czasem obrotu Ziemi wokół własnej osi Dzień Juliański W astronomii często spotykaną metodą pomiaru czasu jest Dzień Juliański, zazwyczaj oznaczany symbolem JD (Julian Day). Jest to liczba dni jaka upłynęła od 1 stycznia 4713 roku p.n.e. od godziny 12:00 w południe według kalendarza juliańskiego (liczącego dni w roku). Liczba ta przyjmuje też wartości niecałkowite, dzięki czemu można za jej pomocą określić nie tylko całe dni, ale i konkretny punkt w czasie. Przykład: dla daty godz. 06:00 wartość JD wynosi Program pierwszy - RT4 Monitor 4.1 Założenia Celem pierwszego programu jest ułatwienie analizy stanu radioteleskopu poprzez przetwarzanie pakietów rozsyłanych przez serwer sterujący radioteleskopem. Serwer co sekundę rozsyła w sieci /24 przy pomocy adresu rozgłoszeniowego pakiet zawierający wartości liczbowe informujące o obecnym stanie radioteleskopu. Pakiety rozsyłane są na porcie Format przykładowego pakietu wygląda następująco: Jak widać, pakiet zawiera 37 liczb, które są oddzielone spacjami. Ułatwia to odróżnienie oraz analizę poszczególnych wartości z poziomu programu. Najważniejsze parametry (na przykładzie powyższego pakietu) oznaczają kolejno: 17

18 1. Rok dokonania pomiaru = Miesiąc = 3 3. Dzień = Godzina czasu UTC = 9 5. Minuta = Sekunda = 7 8. Epoka = Dzień Juliański = Dzień roku = Azymut = Odległość zenitalna = Rektascensja = Deklinacja = Przesunięcie (offset) w azymucie = Przesunięcie (offset) w odległości zenitalnej = Przesunięcie (offset) w rektascensji = Przesunięcie (offset) w deklinacji = Liczba obrotów na minutę silnika w osi azymutu = Liczba obrotów na minutę silnika w osi zenitu = Zadana liczba obrotów na minutę silnika w osi azymutu = Zadana liczba obrotów na minutę silnika w osi zenitu = Zadany azymut = Zadana odległość zenitalna = Zadana rektascensja = Zadana deklinacja = Zarówno współrzędne astronomiczne na które ustawiony jest radioteleskop jak i prędkości silników są podzielone na wartości zadane oraz rzeczywiste. Wartość zadana jest wartością, która została przekazana do serwera sterującego w celu zmiany pozycji radioteleskopu, jednak z uwagi na ograniczenia konstrukcyjne radioteleskopu nie może ona być zastosowana z idealną dokładnością. Pozycja prawdziwa została natomiast odczytana z przetworników kąta i różni się nieco od wartości zadanej, dlatego jest zapisywana w osobnym parametrze. 18

19 4.2 Działanie Działanie programu odbywa się w dwóch osobnych wątkach, które porozumiewają się z sobą przy pomocy zdarzeń (eventów). Pierwszy wątek zajmuje się odbieraniem pakietów rozsyłanych przez serwer sterujący radioteleskopem, natomiast drugi wątek zajmuje się obsługą interfejsu graficznego oraz analizowaniem odebranych danych. Taki podział jest konieczny aby zapewnić płynne działanie programu oraz aby zapobiec niepoprawnemu działaniu programu w przypadku, gdy łączność z siecią zostałaby przerwana lub zakłócona Działanie pierwszego wątku - odbieranie danych Program automatycznie rozpoczyna nasłuchiwanie na przychodzące dane w momencie uruchomienia. Komunikacja odbywa się poprzez protokół UDP na porcie Serwer sterujący radioteleskopem rozsyła na adres typu broadcast ( ) pakiety zawierające interesujące nas dane, zatem program musi działać na komputerze znajdującym się w sieci /24. Z uwagi na fakt, iż użytkownik może mieć możliwość przerwania działania programu w dowolnej chwili, odbieranie danych zostało zastosowane przy pomocy nieblokujących gniazd (non-blocking sockets) typu select z opóźnieniem równym 0.1 sekundy. Oznacza to, że w momencie przerwania programu przez użytkownika nasłuchiwanie na pakiety zostanie przerwane nie później niż 0.1 sekundy od momentu przerwania programu. Jeżeli program w przeciągu 10 sekund nie otrzyma żadnych danych nasłuchiwanie zostanie przerwane, a użytkownik będzie je musiał ponownie rozpocząć wybierając odpowiednią opcję z menu. W momencie odebrania pakietu program odczytuje jego pole danych zawierające ciąg znaków (typu string), w którym znajdują się poszczególne liczby oddzielone spacjami. Program oddziela od siebie wartości przy pomocy metody split() i zapisuje je razem w 37-elementowej tablicy. Tablica ta jest dostępna także dla wątku służącego do obsługi interfejsu graficznego, co umożliwia łatwą wymianę danych pomiędzy tymi wątkami. Po zapisaniu danych do tablicy wywoływane jest odpowiednie zdarzenie informujące drugi wątek o konieczności zaktualizowania danych wyświetlanych przez interfejs użytkownika. 19

20 4.2.2 Działanie drugiego wątku - aktualizacja danych Zadaniem drugiego wątku jest aktualizacja interfejsu w momencie otrzymania nowych danych, obsługa interakcji z użytkownikiem oraz dokonywanie dodatkowej analizy otrzymanych danych. W momencie wyemitowania przez pierwszy wątek zdarzenia informującego o otrzymaniu nowych danych, program odczytuje wartości znajdujące się w odpowiednich pozycjach (indeksach) tablicy i aktualizuje etykiety (labele) na podstawie tych wartości Działanie drugiego wątku - analiza danych Zadaniem drugiego wątku jest nie tylko aktualizacja danych ale także i ich analiza. Pole status przyjmuje odpowiednie wartości zależnie od obecnego stanu radioteleskopu. Te wartości to odpowiednio: Slewing - tryb przejazdu na wybraną pozycję na niebie. Status ten jest ustawiany jeżeli jedna z prędkości obrotowych silników (wzdłuż osi azymutu lub wzdłuż osi zenitu) wynosi więcej niż 40 obrotów na minutę Tracking - tryb śledzenia obiektu na niebie. Status ten jest ustawiany jeżeli prędkości silników w obydwu osiach (azymutu oraz zenitu) są mniejsze od 40, ale przynajmniej jedna z nich jest większa od 0 Stopped - radioteleskop jest zatrzymany, prędkości silników wynoszą 0 w obu osiach Disconnected - użytkownik przerwał odbieranie pakietów lub program nie otrzymał żadnego pakietu w przeciągu ostatnich 10 sekund, więc przestał odbierać nadchodzące dane. Z uwagi na fakt, że program wykorzystuje protokół bezpołączeniowy UDP ten status może sprawiać mylne wrażenie ustanowienia połączenia, jednak z punktu widzenia użytkownika, który nie wie jaki protokół jest wykorzystywany taka nazwa jest bardziej intuicyjna. 20

21 4.2.4 Działanie drugiego wątku - dodatkowy status Istnieje także jeden dodatkowy status Error. Jego zadaniem jest informowanie obserwatora o nieprzewidzianym błędzie spowodowanym przez awaryjny zanik zasilania, co może spowodować przekłamanie w odczycie azymutu. W takim przypadku radioteleskop przerywa wykonywany obecnie skan i powraca do swojej pozycji początkowej. Z uwagi na fakt, iż radioteleskop nie ma możliwości obrotu o 360º musi on powrócić do swojej pierwotnej pozycji obracając się w kierunku przeciwnym do dotychczasowego. Jednakże w wyniku nieprzewidzianego skoku napięcia radioteleskop może zacząć powracać do swojej pierwotnej pozycji obracając się w złym kierunku, co będzie widoczne dzięki nagłemu, dużemu skokowi współrzędnych astronomicznych, w stosunku do zadanych wartości współrzędnych. Z powodu wyżej opisanego problemu program zapamiętuje 3 ostatnie wartości zadanego azymutu oraz odległości zenitalnej i w przypadku, jeśli nowa współrzędna różni się od którejkolwiek z zapamiętanych wartości o więcej niż 10º wyświetlane jest ostrzeżenie w postaci migającej wiadomości w polu statusu. Dzięki temu obserwator będzie mógł dostrzec i wyeliminować problem Skalowanie interfejsu Głównym celem programu jest wyświetlanie informacji w czytelny sposób. Musi on być dostosowany do dużych rozdzielczości używanych na komputerach w obserwatorium. Dlatego też rozmiar czcionek dopasowywany jest zawsze do rozmiaru okna głównego. Dodatkowo, możliwa jest ręczna zmiana rozmiaru czcionek, jak i wyłączenie pogrubienia przy pomocy prostego okna dialogowego (Rys. 1.). Rys. 1. Dialog umożliwiający zmianę rozmiaru czcionki 21

22 4.2.6 Parametry połączenia Korzystając z odpowiedniej opcji w menu programu można także dostosować parametry połączenia. Użytkownik ma możliwość zmiany adresu IP w celu sprecyzowania za pośrednictwem którego interfejsu będą otrzymywane pakiety. W celu odbierania pakietów ze wszystkich interfejsów należy podać IP lub zostawić to pole puste. Możliwa jest także zmiana portu na jakim będą odbierane pakiety. Rys. 2. Dialog umożliwiający zmianę parametrów połączenia Interfejs programu Rys. 3. Okno główne programu RT4 Monitor 22

23 5. Program drugi - New Scan 5.1 Ogólne założenia W przeciwieństwie do pierwszego programu, który jedynie analizował oraz wyświetlał dane rozsyłane przez serwer sterujący radioteleskopem, drugi program będzie już wysyłał polecenia w celu sterowania radioteleskopem. Program ten służy do precyzyjnego ustawiania anteny radioteleskopu w celu dokonania pomiarów. Przed rozpoczęciem działania programu radioteleskop musi zostać ustawiony na radioźródło przy pomocy standardowych tabel poprawek, jednak są one niewystarczająco dokładne, zatem zadaniem programu jest poprawienie pozycji anteny tak, aby skierowana ona była precyzyjnie na radioźródło. W tym celu program dokonuje serię pomiarów w azymucie oraz w odległości zenitalnej w okolicach radioźródła. Do otrzymanych w ten sposób danych dopasowywana jest funkcja Gaussa, która stanowi przybliżenie charakterystyki jaką uzyskuje się obserwując punktowe źródło pod różnymi kątami. Na podstawie takiego dopasowania wyznaczane są dodatkowe poprawki (offsety) do pozycji anteny. 5.2 Parametry wejściowe Liczba punktów (Number of points) Liczba punktów pomiarowych. Jako, że poprawki wyznaczane są w dwóch etapach: najpierw w azymucie a następnie w odległości zenitalnej, całkowita liczba punktów pomiarowych przypadających na jeden skan jest dwukrotnie większa. Im większa liczba punktów pomiarowych, tym bardziej dokładne będzie dopasowanie funkcji Gaussa, a co za tym idzie bardziej dokładne wyznaczenie poprawek, jednak wiąże się to także z dłuższym czasem całego skanu. Zazwyczaj ten parametr ustawiany jest na 15 punktów pomiarowych, jednak wartość tą można zmniejszyć lub zwiekszyć zależnie od obserwowanego radioźródła, i to do obserwatora należy dobranie najbardziej optymalnej wartości. 23