Spacecra'	  observa-ons	  and	  IPS	  	  with	  VLBI	  radio	  telescopes	  G.	  Molera	  Calvés	  	  	  Joint	  Ins)tute	  for	  VLBI	  in	  Europe	  (JIVE,	  the	  Netherlands)	  e-­‐mail:	  molera@jive.nl	  	  	  IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  1	  Very	  Long	  Baseline	  Interferometry	  (VLBI)	  Our	  observing	  tools	  Metsähovi	  is	  a	  member	  of	  the	  European	  VLBI	  Network	  (EVN).	  The	  current	  correlator	  node	  is	  at	  Joint	  Ins-tute	  for	  VLBI	  in	  Europe	  (JIVE),	  the	  Netherlands.	  

More	  than	  20	  radio	  telescopes	  worldwide	  are	  members	  of	  the	  EVN	  community	  and	  conduct	  VLBI	  sessions	  regularly.	  

IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  2	  VLBI	  conﬁgura-on	  Data	  acquisi-on	  and	  processing	  Antenna
VLBA rack

RF Receiver

Basebandconverters
sampler

V

Mark IV
formatter

PC-EVN / Mark5A
Recording system

1-­‐16/32	  subbands,	  2-­‐bit	  mode,	  2-­‐16	  MHz	  bandwidth.	  
Aggregate	  date	  rate	  128	  MHz	  up	  to	  4	  Gbps	  Data	  processing	  at	  JIVE:	  	  -­‐	  S/C	  signal:	  developed	  SW	  tools	  (Metsähovi,	  JIVE)	  	  -­‐	  Correla-on:	  SFXC	  (So'ware	  FX	  Correlator,	  JIVE)	  IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  3	  Spacecra'	  observa-ons	  Venus	  Express	  (VEX)	  Huygens	  probe	  landing	  in	  Titan	  legacy,	  2005.	  	  	  First	  aeempt,	  tracking	  of	  the	  signal	  transmieed	  NASA’s	  spacecra'	  Ulysses	  in	  2008.	  	  We	  ini-ated	  observa-ons	  of	  Venus	  Express	  spacecra'	  in	  coordina-on	  with	  the	  European	  Space	  Agency.	  The	  sessions	  have	  extended	  for	  3	  years	  (2009	  to	  2013).	  	  • Metsähovi	  (FI)	  • Onsala	  (SW)	  • Yebes	  (SP)	  • Weezell	  (DE)	  • Matera,	  Medicina,	  Noto	  (IT)	  • Harteebesthoek	  (SA)	  • Warkwork	  (New	  Zealand)	  • Urumqi,	  Shanghai,	  Kunming	  (CN)	  • Kashima	  (JP)	  • Badary,	  Zelenchukskaya	  (RU)	  • St.	  Croix	  (USA)	  • Hobart	  (AU)	  And results for EVN array, after the adaptive tropospheric correction

Offset, meters,
East-West  red, North-South - bluePar)cipant	  radio	  telescopes:	  OnWzMaMcMhSvZc

OnWzMaMcYsMhSvZc

OnWzMaMcYsMhZc

Ys joined

OnWzMaMcYsZc

Sv left

OnWzMaMcYsMh left

Zc left

34 10tmb

tme

3

3 10

32 10

31 100In this time range the X-component has ah offset of70 meters wit h an error of 20 meters,
Y-offset is 900 m with an error of 100m

31 10

30

2 10334 10

6 10

38 10Time, seconds from the start

System beams(in pixels)
Map center is at 50,50 pixel.
Scale as on the firstslide, 110 as or 100m
per pixel, 1.1 mas or 1km
per division at our distanceof 1,24 AU
mapfs

mapfs

IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  mapfs

mapfs

mapfs

4	  

Our	  targets	  Current	  PRIDE	  missions	  •
•
•
•
•
•
•
•

ESA	  Venus	  Express	  (VEX)	  ESA	  Mars	  Express	  (MEX)	  JAXA	  Akatsuki	  &	  Ikaros	  NASA	  Stereo	  A/B	  NASA	  Mars	  Rover	  NASA	  	  Ulysses	  GLONASS	  satellites	  RadioAstron	  Space	  VLBI	  S/C	  Prospec-ve	  PRIDE	  missions	  •
•
••••
•

Phobos/Soil	  	  ESA	  GAIA	  2014	  ESA-­‐JAXA	  Bepicolombo	  2015	  ESA	  ExoMars	  2016	  	  ESA	  Jupiter	  Icy	  Europa	  moons	  2020.	  
ESA	  MarcoPolo-­‐R	  2020	  RSA	  Venera-­‐D	  2024	  ESA	  Venus	  Express	  spacecra'	  Venus	  Express	  (VEX)	  is	  opera-ve	  since	  2006.	  	  Data	  links	  transmits	  in	  S	  &	  X-­‐bands.	  	  S/C	  observa-ons	  made	  in	  X-­‐band	  	  S/C	  signal	  Uplink	  X-­‐band	  Power	  transmiAed	  1W	  Flux	  denisty	  0.5	  mJy	  Downlink	  S	  &	  X-­‐band	  Weezell	  VLBI	  radio	  telescope	  ESA/ESAC	  Cebreros	  ground	  sta-on	  IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  6	  Detec-ng	  S/C	  signal	  Power spectra (8 MHz) of VEX S/C @On on 23.08.2010

Power spectra (normalized)

1000

S/C

100

10

10.1
0

1

2

3
4
5
6
Baseband frequency [MHz]78IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  7	  Detec-on	  of	  spacecra'	  in	  narrow	  band	  The	  technic	  Detec-on	  of	  the	  spacecra'	  signal	  viewed	  for	  4	  diﬀerent	  radio	  telescopes	  in	  a	  narrow	  band	  of	  20	  Hz	  around	  the	  carrier	  with	  a	  frequency	  resolu-on	  beeer	  than	  1	  mHz.	  	  7&/64&913&44EFUFDUJPOTXJUI7-#*BOUFOOBF 'SFRVFODZEFUFDUJPOTFNB

4$QIBTFTGPSTDBOFNB
1IBTF
 SBE

SWspec	  5JNF T
4$DBSSJFSUPOFBGUFSöMUFSJOHSCtracker	  'SFRVFODZSFTPMVUJPON)[%ZOBNJDSBOHFE#Digital	  PLL	  IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  S/C	  narrow	  band	  so'ware	  	  block	  diagram	  (Molera	  	  et	  al.,	  IPPW-­‐8	  2011)	  8	  So'ware	  1.

2.

SWspec	  –	  So'ware	  Spectrometer	  • A	  high	  performance	  so'ware	  spectrometer	  used	  to	  detect	  the	  S/C	  tones.	  VLBA	  and	  MkIV	  formats	  and	  Mark5A,	  PC-­‐EVN,	  Mark5B,	  VDIF	  and	  raw	  input.	  
• Each	  pass	  extracts	  the	  8	  or	  16	  MHz	  BW	  data	  performs	  an	  accurate	  cos-­‐square	  windowed	  overlapped	  discrete	  Fourier	  transform	  (3.2M	  DFT	  points)	  and	  spectrum	  -me	  integra-on.	  
• All	  seqngs	  are	  full	  adjustable.	  
SCracker	  –	  an	  ultra-­‐high	  spectral	  resolu-on	  spectrometer-­‐correlator.	  
• The	  spacecra'	  tone	  tracking	  so'ware	  uses	  and	  adap-ve	  ﬁltering	  extracts	  and	  ﬁlters	  stopped	  tones	  down	  to	  a	  several	  kHz	  wide	  BW	  using	  a	  2nd	  order	  WOLA	  (Window-­‐
Overlap-­‐Add)	  DFT-­‐based	  algorithm	  of	  the	  Hilbert	  transform	  aprox.	  
• Time-­‐domain	  sample	  sequence	  of	  every	  ﬁltered	  tone	  is	  wrieen	  as	  an	  output	  for	  post-­‐processing	  using	  Phase-­‐Lock-­‐Loop	  (PLL).	  
• Residual	  phase	  in	  a	  stopped	  band	  is	  determined	  with	  respect	  of	  polynomials	  applied	  for	  phase	  stopping.	  Depending	  on	  the	  S/C	  SNR	  and	  individual	  tones,	  the	  ﬁnal	  BW	  of	  phase	  detec-ons	  can	  range	  from	  several	  kHz	  to	  several	  mHz.	  
üVEX	  carrier	  line	  usually	  in	  the	  order	  of	  10	  –	  100	  Hz.	  	  IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  9	  Propaga-on	  of	  the	  radio	  waves	  Phase	  detec-on	  of	  the	  spacecra'	  signal	  • We	  extracted	  Doppler	  detec-ons	  and	  signal	  phase	  from	  the	  carrier	  line	  in	  all	  our	  observa-ons.	  	  • The	  phase	  ﬂuctua-ons	  are	  used	  to	  characterize	  the	  IPS	  at	  any	  epoch.	  
• VEX	  campaign	  has	  lasted	  for	  more	  3	  years,	  covering	  2	  full	  orbits	  of	  Venus	  around	  the	  Sun.	  
• More	  than	  100	  sessions	  conducted.	  
Residual phase from VEX signal
observed at low and high solar elongation
30
SOT 1.5 deg
SOT 45 deg

Phase variation [rad]20100−10−20−300500

1000

1500

2000

2500

3000

3500

4000

4500

Time [s] − 4 scans

IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  10	  Phase	  comparison	  Phase	  from	  4	  simultaneous	  antenna	  Detected  phases  on  em081a  -­  Pu-­On-­Mh-­McPhase	  is	  in	  radians,	  and	  we	  added	  +4,	  +2,	  0	  and	  -­‐2,	  to	  make	  the	  view	  of	  the	  data	  more	  clear.	  	  IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  11	  Spectral	  power	  density	  of	  the	  phase	  ﬂuctua-ons	  Phase spectral power density [rad2/Hz]

Kolmogorov spectra for 3 different epochs at Wz
system noise band

scintillation band

410Spectrum
Fit

Respec-ve	  slopes:	  	  03.4	  deg,	  	  -­‐2.388	  19.4	  deg,	  	  -­‐2.662	  37.2	  deg,	  	  -­‐2.437	  2

10010−210−4

10−610−3103	  mHz	  −210−1

10Frequency [Hz] 300	  mHz	  010110The	  spectral	  power	  density	  of	  the	  phase	  ﬂuctua-ons	  showed	  a	  clear	  Kolmogorov-­‐style	  spectrum.	  	  	  The	  average	  slope	  (m)	  was	  equal	  to	  -­‐2.42	  with	  a	  standard	  devia-on	  of	  0.25.	  
IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  12	  Spectral	  power	  density	  Glonass	  satellite	  IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  13	  Spectral	  slope	  dependence?	  
Slope of phase fluctuation spectra−1.8

Scint. slope−2−2.2Averaged	  slope	  of	  hundred	  sessions	  as	  a	  func-on	  of	  the	  observing	  radio	  telescope.	  

−2.4Slope	  Std	  dev.	  

−2.6

Mh	  -­‐2.36	  0.14	  −2.8

Mc	  -­‐2.54	  0.18	  No	  -­‐2.45	  0.07	  Ma	  -­‐2.55	  0.04	  Wz	  -­‐2.49	  0.14	  Ys	  -­‐2.45	  0.09	  On	  -­‐2.61	  0.16	  Hh	  -­‐2.64	  0.25	  −3051015202530
Solar Elongation (deg)

3540

45

Averaged	  slope	  of	  hundred	  sessions	  as	  a	  func-on	  of	  the	  solar	  elonga-on	  The	  slope	  does	  not	  depend	  on	  the	  solar	  elonga-on,	  radio	  telescope	  or	  distance	  to	  the	  target.	  
IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  14	  Es-mated	  TEC	  Simulated TEC for the MEX, VEX signal path and ionosphere

610MarsVenus
Ionosphere5104

TEC (TECU)

103

10

2

10

1

100

100

20

40

60

80

100120

140

160

180

Solar elongation (degrees)

IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  15	  Phase	  scin-lla-on	  indices	  	  and	  es-mated	  TEC	  Comparison of phase scintillation indices and estimated TEC

610+1.5xTEC−−1.5xTEC
TECσSc5σSc [2000 x rad]TEC of IP (TECU)

104103102100

510152025

3035404550

Solar elongation (degrees)

IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  16	  Improving	  the	  results?	  
A)	  Improving	  the	  phase	  scin-lla-on	  indices	  by	  removing	  the	  scin-lla-on	  noise	  22σ Sc' = σ Sc− σ N2

Improvement	  ~2	  %	  B)	  Improving	  the	  phase	  scin-lla-on	  indices	  by	  removing	  the	  propor-onal	  contribu-on	  of	  the	  ver-cal	  Total	  Electron	  Content	  of	  the	  ionosphere	  22σ Sc' = σ Sc
− VTECion

Improvement	  ~6	  %	  C)	  Compare	  more	  carefully	  SNR	  observa-ons,	  Doppler	  noise	  of	  the	  detec-on	  and	  level	  of	  the	  ﬂuctua-ons.	  
D)	  Discard	  anomalous	  data	  for	  known	  events…	  	  IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  17	  Future	  work	  • VLBI	  observa-ons	  to	  determine	  the	  velocity	  of	  the	  solar	  wind.	  
At	  least,	  we	  will	  need	  3	  radio	  telescopes	  and	  good	  baseline	  coverage.	  
• Cover	  the	  inferior	  conjunc-on.	  We	  don’t	  have	  almost	  data	  from	  that	  part	  of	  the	  orbit.	  Data	  will	  come	  in	  the	  following	  months.	  
• Combined	  EISCAT	  +	  VLBI	  observa-ons.	  
• Sugges-ons	  are	  welcome.	  

IPS	  Workshop	  -­‐	  23/24	  Nov	  2013	  -­‐	  Nagoya	  18