stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
เครือข่ายอวกาศห้วงลึก

| --- | --- |
ตราเฉลิมฉลองครบรอบ 50 ปีของเครือข่ายอวกาศหวงลึกเมื่อปี 2013
ภาพรวมหน่วยงาน
ประเภท: เครือข่ายสถานีสื่อสารอวกาศภาคพื้นดิน
ก่อตั้ง: 1 ตุลาคม 1958; 66 ปีก่อน (1958-10-01)
ที่ตั้ง: สหรัฐ, สเปน, ออสเตรเลีย
ศูนย์ควบตุม: ห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น เมืองแพซาดีนา รัฐแคลิฟอร์เนีย สหรัฐ
พิกัด: 34°12′3″N 118°10′18″W﻿ / ﻿34.20083°N 118.17167°W﻿ / 34.20083; -118.17167
ข้อมูลหน่วยงาน
ต้นสังกัด: ห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น
กำกับดูแล: นาซา
ผู้บริหาร: คณะกรรมการเครือข่ายระหว่างดาวเคราะห์
เว็บไซต์: deepspace.jpl.nasa.gov
สถานที่ตั้ง: สถานีสื่อสารอวกาศห้วงลึกโกลด์สโตน เมืองบาร์สโตว รัฐแคลิฟอร์เนีย สหรัฐ สถานีสื่อสารอวกาศห้วงลึกมาดริด แคว้นมาดริด ประเทศสเปน สถานีสื่อสารอวกาศห้วงลึกแคนเบอร์รา กรุงแคนเบอร์รา ประเทศออสเตรเลีย
เครือข่ายอวกาศห้วงลึก หรือ ดีเอสเอ็น  (อังกฤษ: Deep Space Network, DSN) คือเครือข่ายสถานีสื่อสารกับยานอวกาศภาคพื้นดินของสหรัฐอเมริกาที่ตั้งกระจายอยู่ทั่วโลก ได้แก่ สหรัฐอเมริกา (รัฐแคลิฟอร์เนีย), ประเทศสเปน (แคว้นมาดริด) และประเทศออสเตรเลีย (กรุงแคนเบอร์รา) ทำหน้าที่ให้การสนับสนุนภารกิจยานอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ขององค์การบริหารการบินและอวกาศแห่งชาติ หรือนาซา (NASA) นอกจากนี้ยังดำเนินการด้านดาราศาสตร์วิทยุและดาราศาสตร์เรดาร์ในการทำการสำรวจระบบสุริยะและเอกภพ นอกจากนี้ยังสนับสนุนภารกิจที่โคจรใกล้โลกบางภารกิจ ดีเอสเอ็นถือเป็นหน่วยงานหนึ่งของห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น หรือ เจพีแอล (Jet Propulsion Laboratory, JPL) ซึ่งกำกับดูแลโดยองค์การนาซา ในโครงการการสื่อสารและนำร่องอวกาศ (Space Communications and Navigation หรือ SCaN) คล้ายกับเครือข่ายสื่อสารของประเทศอื่น ๆ เช่น เครือข่ายอวกาศห้วงลึกรัสเซีย (Soviet/Russian Deep Space Network) ดำเนินการโดยองค์การอวกาศสหพันธรัฐรัสเซีย (Roscosmos), เครือข่ายอวกาศห้วงลึกจีน (Chinese Deep Space Network) ดำเนินการโดยองค์การบริหารอวกาศแห่งชาติจีน (CNSA), เครือข่ายอวกาศห้วงลึกอินเดีย (Indian Deep Space Network, IDSN) ดำเนินการโดยองค์การวิจัยอวกาศอินเดีย (ISRO), ศูนย์อวกาศห้วงลึกอุซึดะ (Usuda Deep Space Center, UDSC) ซึ่งดำเนินการโดยองค์การสำรวจอวกาศญี่ปุ่น (JAXA) และเครือข่ายระบบติดตามอวกาศยุโรป (ESTRACK) ดำเนินการโดยองค์การอวกาศยุโรป (ESA) เครือข่ายอวกาศห้วงลึกของนาซายังถูกใช้งานโดยหน่วยงานด้านกิจการอวกาศอื่น ๆ ที่ยังไม่มีระบบเสาอากาศเป็นของตัวเอง หรือแม้กระทั่งถูกใช้เป็นเครือข่ายสำรองระหว่างหน่วยงาน
สถานที่ตั้ง

เครือข่ายอวกาศห้วงลึกประกอบด้วยสถานีสื่อสารทั้งสามแห่งกระจายอยู่ทั่วพื้นโลก ซึ่งได้แก่
สถานีสื่อสารอวกาศห้วงลีกโกลด์สโตน (Goldstone Deep Space Communications Complex) (พิกัดภูมิศาสตร์ 35°25′36″N 116°53′24″W﻿ / ﻿35.42667°N 116.89000°W﻿ / 35.42667; -116.89000﻿ (Goldstone)) ตั้งอยู่นอกเมืองบาร์สโตว์ รัฐแคลิฟอร์เนีย สหรัฐอเมริกา
สถานีสื่อสารอวกาศห้วงลึกมาดริด (Madrid Deep Space Communications Complex) (พิกัดภูมิศาสตร์ 40°25′53″N 4°14′53″W﻿ / ﻿40.43139°N 4.24806°W﻿ / 40.43139; -4.24806﻿ (Madrid)) 60 กิโลเมตรทางตะวันออกของกรุงมาดริด ประเทศสเปน
สถานีสื่อสารอวกาศห้วงลึกแคนเบอร์รา (Canberra Deep Space Communication Complex) (พิกัดภูมิศาสตร์ 35°24′05″S 148°58′54″E﻿ / ﻿35.40139°S 148.98167°E﻿ / -35.40139; 148.98167﻿ (Canberra)) ใกล้กับเขตสงวนธรรมชาติทิดบินบิลลา (Tidbinbilla Nature Reserve) ทางตะวันออกเฉียงเหนือของกรุงแคนเบอร์รา ในเขตออสเตรเลียนแคพิทอลเทร์ริทอรี (ACT) ประเทศออสเตรเลีย
โดยสถานีสื่อสารทั้งสามแห่งตั้งอยู่ห่างกันประมาณ 120 องศาของลองจิจูด เพื่อให้สามารถสื่อสารกับยานอวกาศได้ตลอดเวลาแม้ว่าโลกจะหมุนตัวไปก็ตาม โดยการส่งสัญญาณวิทยุจากสถานีแห่งหนึ่งไปยังสถานีอีกแห่งหนึ่ง โดยแต่ละสถานีจะตั้งอยู่บนภูมิประเทศลักษณะล้อมรอบด้วยเทือกเขา ซึ่งจะช่วยป้องกันการรบกวนจากสัญญาณวิทยุ
สถานีสื่อสารแต่ละแห่งจะประกอบไปด้วยสถานีย่อยอย่างน้อย 4 แห่ง สถานีแต่ละแห่งจะประกอบไปด้วยจานสายอากาศขนาด 11, 26, 34 และ 70 เมตร โดยจานสายอากาศขนาด 34 และ 70 เมตรจะใช้สำหรับการรับสัญญาณและการส่งคำสั่งไปยังยานอวกาศ ผ่านระบบประมวลผลสัญญาณส่วนกลาง จานสายอากาศในสถานีเดียวกันสามารถทำงานร่วมกันได้ หรือแม้กระทั่งทำงานร่วมกับจานสายอากาศจากภายนอกได้ เช่น จานสายอากาศขนาด 70 เมตรในสถานีแคนเบอร์ราสามารถทำงานร่วมกับกล้องโทรทรรศน์วิทยุพาร์กส์ (Parkes Observatory) ในออสเตรเลียได้ และจานสายอากาศขนาด 70 เมตรในสถานีโกลด์สโตนสามารถทำงานร่วมกับกล้องโทรทรรศน์วิทยุเวอร์รีลาร์จอาร์เรย์ (Karl G. Jansky Very Large Array) ในรัฐนิวเม็กซิโกได้
สถานีฯ โกลด์สโตน
สถานีฯ มาดริด
สถานีฯ แคนเบอร์รา
สถานที่ตั้ง > ศูนย์ควบคุมการปฏิบัติการ

เครือข่ายจานสายอากาศจากทั้ง 3 สถานีทั่วโลกจะสื่อสารโดยตรงกับศูนย์ปฏิบัติการเครือข่ายอวกาศห้วงลึก (Deep Space Operations Center) ซึ่งตั้งอยู่อาคารศูนย์ควบคุมของห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น (JPL) ในเมืองแพซาดีนา รัฐแคลิฟอร์เนีย
ในช่วงเริ่มต้น ไม่มีศูนย์ควบคุมการปฏิบัติการที่แน่ชัด ยังคงเป็นเพียงห้องทำงานขนาดใหญ่ที่ตั้งอยู่ใกล้เครื่องคอมพิวเตอร์ในการทำหน้าที่คำนวณวิถีโครจร ต่อไปในเดือนกรกฎาคม 1961 ทางนาซาได้เริ่มก่อสร้างอาคารสำนักงานถาวรคืออาคารศูนย์ควบคุมปฏิบัติการการบินอวกาศของเจพีแอล (Space Flight Operations Facility, SFOF) และเปิดใช้งานเมื่อ 14 พฤษภาคม 1964 โดยช่วงแรกศูนย์ควบคุมนี้ประกอบด้วยเครื่องควบคุมจำนวน 31 เครื่อง จอภาพกล้องวงจรปิดเพียง 100 จอ และจอทีวีแสดงผลจำนวน 200 จอเพื่อใช้สำหรับการสนับสนุนภารกิจยานสำรวจเรนเจอร์ 6 ยานเรนเจอร์ 9 และยานมาริเนอร์ 4 เท่านั้น
ปัจจุบัน ปฏิบัติการทั้งหมดของเครือข่ายจะทำจากอาคารศูนย์ควบคุมปฏิบัติการ (SFOF) แห่งนี้ โดยทำหน้าที่คอยจับตาดูค่าโทรมาตรต่าง ๆ ของยานอวกาศ และส่งต่อข้อมูลเหล่านั้นไปยังผู้ใช้หรือหน่วยงานอื่น ๆ นอกจากยังทำหน้าที่เชื่อมต่อสัญญาณระหว่างยานอวกาศไปยังศูนย์ควบคุมภารกิจต่าง ๆ ในสหรัฐ รวมถึงหน่วยงานและนักวิทยาศาสตร์ในต่างประเทศ
การทำงาน

เครือข่ายอวกาศห้วงลึกเป็นการสื่อสารสองทาง (Two-way Communication) โดยคลื่นส่ง (uplink) จะถูกใช้ในการส่งข้อมูลชุดคำสั่ง ส่วนคลื่นรับ (downlink) จะถูกใช้ในการรับข้อมูลโทรมาตร (telemetry) จากยานอวกาศ โดยการทำงานของเครือข่ายสามารถสรุปได้ดังต่อไปนี้
ข้อมูลโทรมาตร (telemetry): การรับสัญญาณที่ถูกส่งออกมาจากยานอวกาศ ซึ่งแบ่งเป็นสามขึ้นตอนคือ การรับสัญญาณ การคัดกรอง และการส่งผ่านไปยังศูนย์ควบคุม (SFOF)
ข้อมูลชุดคำสั่ง: การควบคุมยานอวกาศจากระยะไกล
ระบบติดตามเชิงรังสี (radiometric tracking): การสื่อสารทางเดียวหรือสองทาง ระหว่างสถานีภาคพื้นดินกับยานสำรวจอวกาศ เพื่อทำการวัดและคาดคะเนตำแหน่งและความเร็วของยาน โดยการวัดระยะทางและอาศัยระยะเวลาในการส่งข้อมูลไป-กลับ ส่วนความเร็วคาดคะเนได้จากปรากฏการณ์ด็อพเพลอร์
เครือข่ายการแทรกสอดระยะไกล (Very Long Baseline Interferometry, VLBI): เป้าหมายเพื่อระบุตำแหน่งที่แน่นอนของวัตถุบนท้องฟ้า เช่น เควซาร์ ดาราจักร หรือดาวฤกษ์อื่น ๆ ตำแหน่งของยานอวกาศสามารถระบุโดยอ้างอิงจากวัตถุเหล่านี้มากกว่าการอ้างอิงจากโลก ซึ่งช่วยลดความคลาดเคลื่อนที่เกิดจากการหมุนตัวของโลกและการลดทอนของสัญญาณได้ ซึ่งเทคนิคนี้เรียกว่า Delta Differential One-way Ranging (Delta-DOR) หรือ Delta VLBI
วิทยาศาสตร์วิทยุ: การรับข้อมูลทางวิทยาศาสตร์จากกระจายของคลื่นวิทยุระหว่างโลกกับยานสำรวจ เมื่อสัญญาณเดินทางเข้าใกล้วัตถุทางดาราศาสตร์จะเกิดการรบกวนขึ้น นักวิทยาศาสตร์สามารถใช้ข้อมูลนี้ในการคาดคะเนลักษณะจำเพาะของวัตถุได้ เช่น ขนาด มวล ความหนาแน่น หรือแม้กระทั่งชั้นบรรยากาศ นอกจากนี้ยังใช้ในการระบุลักษณะของวงแหวนดาวเคราะห์ โคโรนาของดวงอาทิตย์ หรือพลาสมาระหว่างดาวเคราะห์ นอกจากนี้ยังสามารถศึกษาแรงโน้มถ่วงได้ผ่านคลื่นวิทยุนี้ โดยเมื่อยานเคลื่อนที่เข้าใกล้วัตถุขนาดใหญ่ คลื่นวิทยุจะถูกเบี่ยงเบนตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป
ดาราศาสตร์วิทยุ: เพื่อศึกษาคลื่นวิทยุที่ปลดปล่อยออกมาจากวัตถุทางดาราศาสตร์ ใช้ในการคาดคะเนลักษณะจำเพาะขององค์ประกอบหรือลักษณะทางกายภาพ
ดาราศาสตร์เรดาร์: ส่งสัญญาณที่มีความแรงมากที่สุดเท่าที่เป็นไปได้เพื่อศึกษาการสะท้อนกลับของสัญญาณ
ควบคุมและการติดตามผล: ส่งผ่านข้อมูลแบบเรียลไทม์ไปยังผู้ใช้หรือหน่วยงานต่าง ๆ ในเครือข่ายอวกาศห้วงลึก
ความถี่ใช้งาน

ย่านความถี่ที่ถูกใช้ในการสื่อสารระหว่างโลกกับยานสำรวจอวกาศคือความถี่ย่านเอสแบนด์ (S-Band), เอกซ์แบนด์ (X-Band) และล่าสุดคือย่านเคเอแบนด์ (Ka-Band) โดยสหภาพโทรคมนาคมระหว่างประเทศ หรือ ITU ได้กำหนดรูปแบบมาตรฐานของย่านความถี่อวกาศห้วงลึก (Deep Space Bands) และย่านความถี่ใกล้อวกาศ (Near Space Bands) ดังแสดงในตารางด้านล่าง โดยคลื่นส่ง (up-link) คือการส่งข้อมูลจากโลกไปยังอวกาศ และคลื่นรับ (down-link) คือการส่งข้อมูลจากอวกาศกลับมายังโลก ความถี่แสดงในหน่วยเมกะเฮิรตซ์ (MHz)
| ย่านความถี่กำหนด | ย่านความถี่อวกาศห้วงลึก (สำหรับการสื่อสารที่ระยะทางมากกว่า 2 ล้านกิโลเมตรจากโลก)> คลื่นส่ง (up-link) | ย่านความถี่อวกาศห้วงลึก (สำหรับการสื่อสารที่ระยะทางมากกว่า 2 ล้านกิโลเมตรจากโลก)> คลื่นรับ (down-link) | ย่านความถี่ใกล้อวกาศ (สำหรับการสื่อสารที่ระยะทางน้อยกว่า 2 ล้านกิโลเมตรจากโลก)> คลื่นส่ง (up-link) | ย่านความถี่ใกล้อวกาศ (สำหรับการสื่อสารที่ระยะทางน้อยกว่า 2 ล้านกิโลเมตรจากโลก)> คลื่นรับ (down-link) |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| เอสแบนด์ (S-Band) | 2,110 – 2,120 MHz | 2,290 – 2,300 MHz | 2,025 – 2,110 MHz | 2,200 – 2,290 MHz |
| เอกซ์แบนด์ (X-Band) | 7,145 – 7,190 MHz | 8,400 – 8,450 MHz | 7,190 – 7,235 MHz | 8,450 – 8,500 MHz |
| เคเอแบนด์ (Ka-Band) | 34,200 – 34,700 MHz | 31,800–32,300 MHz | * | * |
* หมายถึง ยังไม่มีการกำหนดไว้หรือไม่รองรับการใช้งานของเครือข่ายดีเอสเอ็น
โดยในช่วงทศวรรษ 1990 มีการทดลองใช้ความถี่ย่านเคเอแบนด์สำหรับจานสายอากาศขนาด 70 เมตร ความถี่ย่านเอกซ์แบนด์ถูกใช้สำหรับคลื่นส่งมาตั้งแต่เดือนมิถุนายน 2000 และในปี 2008 มีการติดตั้งตัวรับส่งสัญญาณ (transceiver) ระบบเคเอแบนด์ลงไปในจานสายอากาศขนาด 70 เมตร
ระบบสายอากาศ

ปัจจุบันจานสายอากาศทั้งหมดที่เครือข่ายอวกาศห้วงลึกใช้งานจะเป็นจานสายอากาศแบบแคสสิเกรน (Cassigrain) ทั้งหมด ซึ่งทำให้ได้เกณฑ์ขยายที่สูง โดยสามารถจำแนกประเภทจากขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง รูปแบบการติดตั้ง ความถี่ที่ใช้ นอกจากนี้ยังจำแนกจากเทคโนโลยีที่ใช้ซึ่งทำให้ได้เกณฑ์ขยายที่ต่างกัน และอุณหภูมิสัญญาณรบกวน (noice temperature)
| ขนาดเส้น ผ่านศูนย์กลาง | ชนิด | ย่านความถี่ | กำลังส่ง | เกณฑ์ขยาย (ภาคส่ง) | เกณฑ์ขยาย (ภาครับ) | อัตราส่วน G/T (ภาครับ) |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 26 เมตร | พื้นฐาน | S-Band | 200 W – 20 kW | 51.4 ±0.5 dBi | 52.5 ±0.5 dBi | 31.8 dBi [1 / K] |
| 34 เมตร | HEF | S-Band | ไม่มี | 55.40 ±0.2 dBi | 56.07 ±0.25 dBi | 40.2 dBi [1 / K] |
| 34 เมตร | HEF | X-Band | 200 W – 20 kW | 67.05 ±0.2 dBi | 68.41 ±0.2 dBi | 54.0 dBi [1 / K] |
| 34 เมตร | BWG | S-Band | 200 W – 20 kW | 56.25 +0.2/-0.3 dBi | 56.84 +0.1/-0.2 dBi | 41.2 dBi [1 / K] |
| 34 เมตร | BWG | X-Band | 200 W – 20 kW | 67.09 +0.2/-0.3 dBi | 68.24 +0.1/-0.2 dBi | 53.2 dBi [1 / K] |
| 34 เมตร | BWG | Ka-Band | 50 W – 800 W (เฉพาะ DSS-25) | 79.52 +0.2/-0.3 dBi | 77.2 +0.0/-0.2 dBi | 64.4 dBi [1 / K] |
| 70 เมตร | พื้นฐาน | S-Band | 200 W – 400 kW | 62.95 ±0.2 dBi | 63.59 ±0.1 dBi | 51.0 dBi [1 / K] |
| 70 เมตร | พื้นฐาน | X-Band | 200 W – 20 kW | 73.23 ±0.2 dBi | 74.55 ± 0.1dBi | 62.9 dBi [1 / K] |
ค่าที่แสดงในตารางเป็นเพียงค่าของจานสายอากาศที่สถานีโกลด์สโตน ค่าของจานสายอากาศที่สถานีอื่นจะแตกต่างบ้างเล็กน้อย
ค่าเกณฑ์ขยายที่แสดงยังไม่รวมปัจจัยของผลกระทบจากชั้นบรรยากาศ ค่าประสิทธิภาพ G/T คืออัตราส่วนระหว่างเกณฑ์ขยายต่ออุณหภูมิสัญญาณรบกวนของภาครับสัญญาณ ทำการวัดที่มุม 45 องศาในวันที่สภาพอากาศปลอดโปร่ง
ระบบสายอากาศ > จานสายอากาศขนาด 26 เมตร

สถานีของเครือข่ายอวกาศห้วงลึกแต่ละแห่งจะประกอบไปด้วยจานสายอากาศขนาด 26 เมตร เป้าหมายหลักเพื่อใช้สำหรับติดตามยานอวกาศที่กำลังโคจรรอบโลกที่ระดับความสูงระหว่าง 160 ถึง 1,000 กิโลเมตร มีการติดตั้งตัวยีดจับแบบพิเศษทั้งแกน X และแกน Y ช่วยให้สามารถปรับมุมของจานสายอากาศที่มุมเกือบขนานกับพื้นโลกเพื่อสามารถจับสัญญาณให้รวดเร็วที่สุดเมื่อยานอวกาศเคลื่อนเข้ามาในระยะ นอกจากนี้ยังสามารถเปลี่ยนมุมของจานได้อย่างรวดเร็ว (3 องศาทุก 2 นาที) เพื่อติดตั้งยานอวกาศที่โคจรรอบโลกอย่างรวดเร็ว
แต่เดิมมีการใช้จานสายอากาศขนาด 26 เมตรเพื่อใช้สนับสนุนภารกิจโครงการอะพอลโล ในการส่งมนุษย์ไปสำรวจดวงจันทร์ ระหว่างปี 1967 ถึงปี 1972
ระบบสายอากาศ > จานสายอากาศขนาด 34 เมตรแบบประสิทธิภาพสูง (HEF)

จานสายอากาศขนาด 34 เมตรแบบประสิทธิภาพสูง (High Efficiency, HEF) ถูกใช้งานมาตั้งแต่ช่วงกลางทศวรรษ 1980 โดยสามารถทำการรับและส่งสัญญาณผ่านที่ความถี่ย่าน S-Band และ X-Band ย้อนไปตั้งแต่ปี 1986 ที่มีการใช้เพื่อสนับสนุนภารกิจการสำรวจดาวเสาร์ของยานสำรวจวอยเอจเจอร์ 2 แม้ว่าปัจจุบันประสิทธิภาพของจานสายอากาศประเภทนี้จะไม่ต่างกับจานสายอากาศแบบอื่น ๆ แต่เนื่องจากในอดีตถือว่ามีประสิทธิสูงสุดเมื่อเทียบกับยุคนั้น ทำให้ยังคงมีการเรียกชื่อแบบเดิมอยู่ จานสายอากาศใช้การติดตั้งแบบมุมเงยและมุมกวาด (elevation and azimuth) ทำงานโดยอาศัยการหมุนด้วยอัตราเร็ว 0.4 องศาต่อวินาที โดยออกแบบให้จุดรับสัญญาณหรือฟีดฮอร์น (feed horn) รองรับสองย่านความถี่ ทำให้ไม่ต้องมีการใช้กระจกสะท้อนซึ่งช่วยลดทอนสัญญาณรบกวน มีการปรับปรุงวัสดุที่ใช้และกระบวนการในการสร้างพิ้นผิวของจานสายอากาศเพื่อช่วยเพิ่มประสิทธิภาพให้มากยิ่งขึ้น
รูปร่างของตัวสะท้อนสัญญาณตัวที่สองเป็บแบบไฮเพอร์โบลอยด์ที่ไม่สมบูรณ์ กล่าวคือ มีการปรับรูปร่างให้มีความบิดเบี้ยวเพื่อให้สัญญาณสะท้อนสม่ำเสมอมากขึ้น นอกจากนี้ยังมีการปรับแต่งพื้นผิวของจานพาราโบลาเพื่อให้ค่าสัญญาณที่ได้มีการประจายตัวอย่างสม่ำเสมอทั้งแอมพลิจูดและเฟส จานสายอากาศแบบประสิทธิภาพสูงถือเป็นจานสายอากาศแบบแรกที่มีการปรับรูปร่างพื้นผิว ทำให้ค่าดำเนินการในการใช้งานความถี่ย่าน X-Band ไม่ต่างจากย่าน X-Band มีการปรับแต่งโดยเพิ่มตัวดูเพลกเซอร์ (duplexer) เข้ามาซึ่งมีค่าอุณหภูมิสัญญาณรบกวนสูงขึ้น ต่อมามีการติดตั้งเครื่องขยายสัญญาณรบกวนต่ำ (low-noise amplifier) สองตัว ตัวแรกเป็นแบบเมเซอร์ (MASER) อีกตัวเป็บแบบทรานซิสเตอร์สนามไฟฟ้าหรือเฟต (Field Effect Transistor, FET)
ระบบสายอากาศ > จานสายอากาศขนาด 34 เมตรแบบท่อนำคลื่น (BWG)

จานสายอากาศขนาด 34 เมตรแบบท่อนำคลื่น (Beam Waveguide, BWG) เป็นจานสายอากาศแบบล่าสุดของเครือข่ายห้วงอวกาศลึก มีคุณสมบัติเช่นเดียวกับจานสายอากาศแบบประสิทธิภาพสูง แต่มีการย้ายตำแหน่งของฟีดฮอร์นจากจุดโฟกัสไฮเพอร์โบลอยด์ด้านบนจานไปยังห้องที่อยู่ใต้ดินแทน คลื่นจะถูกนำทางโดยกระจกสะท้อนซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 2.5 เมตร ข้อดีคือไม่ต้องมีการคิดตั้งระบบหล่อเย็นไครโอเจนขนาดใหญ่ไว้บนตัวจานอีกต่อไป อีกประการคือด้านการบำรุงรักษา นอกจากนี้น้ำฝนจะไม่ไหลมารวมกันที่ฟีดฮอร์นซึ่งจะทำให้ประสิทธิภาพลดลง สถาปัตยากรรมแบบใหม่นี้ทำให้สามารถทำการติดตั้งตัวรับส่งสัญญาณที่ย่านความถี่ Ka-Band เพิ่มเข้าไปได้
ระบบสายอากาศ > จานสายอากาศขนาด 70 เมตร

จานสายอากาศขนาด 70 เมตรถือเป็นจานสายอากาศที่มีขนาดใหญ่ที่สุด และมีความไวมากที่สุด มีความสามารถในการติดตามยานอวกาศที่เคลื่อนที่ห่างจากโลกอยู่หลายพันล้านกิโลเมตร ตัวสะท้อนสัญญาณจะคอยควบรวมสัญญาณให้อยู่ไม่เกิน 1 เซนติเมตร จากพื้นที่ของจานทั้งหมด 3,850 ตารางเมตร ซึ่งหากมีการเปลี่ยนแปลงทางรูปร่างเพียงเล็กน้อย อาจส่งผลต่อการทำงานของจานสายอากาศนี้ทั้งหมดได้
แบริ่งแบบไฮโดรสแตติกส์ช่วยรองรับน้ำหนักตัวจานอันมหาศาลไปยังฐานทั้งสามจุด ซึ่งเคลื่อนที่ผ่านวงแหวนเหล็กกล้าบนชั้นน้ำมันที่มีความบางเท่าแผ่นกระดาษ
นาซาสร้างจานสายอากาศขนาด 70 เมตรขึ้นมาเพื่อใช้ในภารกิจการสำรวจอวกาศที่ไปไกลกว่าวงโคจรของโลกซึ่งต้องการระบบสื่อสารที่มีศักยภาพสูง จานสายอากาศขนาด 70 เมตรที่สถานีโกลด์สโตนมีชื่อเรียกว่า "Mars antenna" (DSS 14) เป็นจานสายอากาศขนาด 70 เมตรแห่งแรก ซึ่งออกแบบเพื่อใช้รับสัญญาณอันแผ่วเบาและทำการส่งสัญญาณแรงสูงออกไปยังห้วงอวกาศ โดดเด่นด้วยขนาดความกว้างกว่า 64 เมตร ถูกใช้งานครั้งแรกในปี 1966 ก่อนจะมีการปรับเป็นขนาด 70 เมตรในปี 1988 เพื่อใช้สำหรับภารกิจยานสำรวจวอยเอจเจอร์ 2 เมื่อครั้งที่เคลื่อนที่ผ่านดาวเนปจูน
ชือของจานสายอากาศ "Mars antenna" ได้มาจากภารกิจการสำรวจดาวอังคารครั้งแรกของยานสำรวจมาริเนอร์ 4 และยังให้การสนับสนุนภารกิจไพโอเนียร์, แคสซินี และมาร์เอกซ์พลอเรชันโรเวอร์ส นอกจากนี้ยังทำหน้าที่รับสัญญาณอันโด่งดังจากนีล อาร์มสตรองขณะลงจอดบนดวงจันทร์ด้วยยานอะพอลโล 11 อีกด้วย
การมอดูเลตสัญญาณ

หน่วยงานที่ทำหน้าที่ควบคุมดูแลการมอดูเลตสัญญาณ (modulation) สำหรับภารกิจสำรวจอวกาศ คือคณะกรรมการที่ปรึกษาด้านระบบข้อมูลอวกาศ (The Consultative Committee for Space Data Systems, CCSDS) ปัจจุบันการมอดูเลตสัญญาณถูกใช้ในการสื่อสารระหว่างยานอวกาศกับโลกที่อัตราโอนถ่ายข้อมูลต่ำถึงปานกลาง (น้อยกว่า 2 Mb/s) ซึ่งเป็นการการมอดูเลตทางเฟส (Phase Modulation, PM) แบบ 2 หรือ 4 สถานะ (BPSK, QPSK หรือ OQPSK) โดยสัญญาณอาจมีหรือไม่มีคลื่นพาหะ (residual carrier) ก็ได้
สำหรับการสื่อสารที่ความเร็วสูง (มากกว่า 2 Mb/s) จะนิยมใช้การมอดูเลตแบบ GMSK (Gaussian Minimum Shift Keying)
การพัฒนาในอนาคต

อนาคตของจานสายอากาศในเครือข่ายอวกาศห้วงลึกไม่ใช้การเพิ่มขนาดของจานสานอากาศให้มีขนาดใหญ่ขึ้น หากแต่เป็นการเครือข่ายอาร์เรย์ของจานสายอากาศขนาดเล็กแทน แต่การเพิ่มความถี่ยังคงเป็นประเด็นสำคัญอยู่
การพัฒนาในอนาคต > การทำเครือข่ายอาร์เรย์

ในอนาคตมีการวางแผนที่จะสร้างเครือข่ายอาร์เรย์จานสายอากาศขนาด 12 เมตรจำนวน 400 จุดลงบนสถานีทั้งสามแห่ง โดยใช้ย่านความถี่ X-Band และ Ka-Band เป้าหมายเพื่อให้ได้ประสิทธิภาพมากกว่าเครือข่ายในปัจจุบันกว่า 10 เท่าตัว
การพัฒนาในอนาคต > การสื่อสารทางแสง

นอกจากเป้าหมายในการเพิ่มความถี่ใช้งานของเครือข่ายแล้ว เป้าหมายต่อไปคือการใช้งานที่ความถี่แสง (optical frequency) โดยเมื่อเทียบกับย่าน Ka-Band แล้ว ความแรงของสัญญาณที่ได้จากคลื่นแสงที่ความยาวคลื่น 1 ไมโครเมตร จะมีค่ามากกว่า 1,000 เท่า เนื่องจากการกระจายของสัญญาณที่น้อยกว่า ทำให้สามารถออกแบบจานส่งสัญญาณที่จะติดตั้งบนยานอวกาศได้ขนาดเล็กลง
ปัญหาของสัญญารบกวนเนื่องจากชั้นบรรยากาศของโลกก็เป็นอีกหนึ่งปัจจัยสำคัญ เพื่อหลีกเลี่ยงปัญหานี้ มีการเสนอให้ติดตั้งรับเลเซอร์ไว้บนวงโคจรโลกเพื่อทำการสื่อสารกับยานอวกาศ อย่างไรก็ตาม วิธีนี้จะต้องใช้งบประมาณที่สูงมาก นอกจากนี้ปัญหาอื่น ๆ ยังอยู่ระหว่างการพิจารณา เช่น กำลังของเลเซอร์ ความแม่นยำ การมอดูเลตที่เหมาะสมและการตรวจสอบสัญญาณ ขั้นตอนในการส่งสัญญาณใหม่ในกรณีที่มีการถูกปิดกั้น และปัญหาด้านความปลอดภัยของการใช้เลเซอร์อีกด้วย
ดูเพิ่ม

ห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น - ผู้ดำเนินงานของเครือข่ายอวกาศห้วงลึก
องค์การบริหารการบินและอวกาศแห่งชาติ
สถานีภาคพื้นดิน
เครือข่ายสื่อสารของประเทศอื่น ๆ
ยุโรป: เครือข่ายระบบติดตามอวกาศยุโรป (ESTRACK)
รัสเซีย: เครือข่ายอวกาศห้วงลึกรัสเซีย (Soviet/Russian Deep Space Network)
จีน: เครือข่ายอวกาศห้วงลึกจีน (Chinese Deep Space Network)
อินเดีย: เครือข่ายอวกาศห้วงลึกอินเดีย (Indian Deep Space Network, IDSN)
ญี่ปุ่น: ศูนย์อวกาศห้วงลึกอุซึดะ (Usuda Deep Space Center, UDSC)
ประวัติศาสตร์การบินอวกาศ
แหล่งข้อมูลอื่น

เว็บไซต์หน่วยงานเครือข่ายอวกาศห้วงลึก
DSN NOW - เว็บไซต์แสดงสถานะการสื่อสารปัจจุบันของเครือข่ายอวกาศห้วงลึก
| --- | --- |
ฐานข้อมูลการควบคุมรายการหลักฐาน :  VIAF 
สายอากาศ Microlock ถูกติดตั้งและทดสอบในเดือนมีนาคม 1956
จานสายอากาศขนาด 26 เมตรแห่งแรกที่สถานีโกลด์สโตน
จานสายอากาศขนาด 70 เมตรที่สถานีโกลด์สโตน ถ่ายเมื่อปี 2005
ภาพมุมสูงของสถานีสื่อสารอวกาศห้วงลึกในกรุงแคนเบอร์รา
ศูนย์ปฏิบัติการเครือข่ายอวกาศห้วงลึกในห้องอาคารศูนย์ควบคุมการบินอวกาศของเจพีแอล เมื่อปี 1993
ขอบเขตการรับส่งสัญญาณของสถานีแต่ละแห่งเมื่อมองลงมาที่ขั้วโลกเหนือ เมื่อภารกิจอยู่ห่างจากโลกมากกว่า 30,000 กิโลเมตร ก็จะอยู่ในขอบเขตการรับส่งสัญญาณอย่างน้อยหนึ่งสถานี
จานสายอากาศขนาด 34 เมตรแบบท่อนำคลื่น (BWG) ที่สถานีสื่อสารอวกาศห้วงลึกมาดริด
อัลดริช เอมส์

| Aldrich Ames |
| --- | --- |
เกิด:  (1941-05-26) 26 พฤษภาคม ค.ศ. 1941 (83 ปี) ริเวอร์ฟอลส์, วิสคอนซิน, สหรัฐอเมริกา
อาชีพ: อดีตเจ้าหน้าที่ CIA และนักวิเคราะห์และสายลับของสหภาพโซเวียตและต่อมารัสเซีย
สถานะทางคดี: จำคุก
คู่สมรส: แนนซี เซเกบาร์ท (หย่า) โรซาริโอ ดูพุย
บิดามารดา: คาร์ลตัน เซซิล เอมส์ เรเชล อัลดริช เอมส์

ข้อหา: Title 18 of the United States Code [en] § 794(c) (รัฐบัญญัติจารกรรม)
บทลงโทษ: จำคุกตลอดชีวิต (โดยไม่มีทัณฑ์บน)
 
อัลดริช เฮเซน เอมส์ (อังกฤษ: Aldrich Hazen Ames; เกิด 26 พฤษภาคม ค.ศ. 1941) เป็นอดีตเจ้าหน้าที่ต่อต้านการข่าวกรองและนักวิเคราะห์ของหน่วยสืบราชการลับกลางแห่งสหรัฐอเมริกา (CIA) ซึ่งใน ค.ศ. 1994 ถูกตัดสินให้มีความผิดในข้อหาเป็นสายลับให้กับสหภาพโซเวียตและรัสเซีย จนกระทั่งการจับกุมตัวโรเบิร์ต แฮนเซ็นในอีก 7 ปีต่อมา เอมส์เป็นคนที่ทำให้สายของ CIA ต้องตกอยู่ในอันตรายมากกว่าสายลับโซเวียตทั้งหมดในประวัติศาสตร์ของอเมริกา
ขณะที่ทำงานในแผนกต่อต้านข่าวกรองของ CIA เป็นเวลา 9 ปี เขาประกาศรายรับต่อปีไว้ที่ 60,000 ดอลลาร์ แต่กลับมีการใช้จ่ายผ่านบัตรเครดิตถึง 30,000 เหรียญต่อเดือน และมีชีวิตอย่างหรูหรา ซึ่งรวมไปถึงการซื้อรถจากัวร์คันใหม่และบ้านราคา 540,000 ดอลลาร์ ด้วยเงินสด
ประวัติ > ชีวิตและการทำงานในวัยเด็กและวัยหนุ่ม

อัลดริช เอมส์เกิดที่เมืองริเวอร์ฟอลส์ รัฐวิสคอนซิน เป็นบุตรของคาร์ลตัน เซซิล เอมส์ บิดา และเรเชล เมส์ (อัลดริช) มารดา บิดาของเขาเป็นอาจารย์วิทยาลัย ส่วนมารดาของเขาเป็นครูสอนภาษาอังกฤษในไฮสคูล อัลดริชเป็นบุตรของโตจากทั้งหมดสามคนและเป็นบุตรชายเพียงคนเดียว ใน ค.ศ. 1952 คาร์ลตัน เอมส์ เริ่มทำงานให้กับหน่วยอำนวยการปฏิบัติการณ์ของ CIA ในเวอร์จิเนีย และใน ค.ศ. 1953 ได้รับมอบหมายให้ประจำการที่ภูมิภาคเอชียตะวันออกเฉียงใต้เป็นเวลาสามปีพร้อมกับครอบครัว คาร์ลตันได้รับผลการประเมินการปฏิบัติงานในแง่ลบเป็นอย่างมาก ส่วนหนึ่งเนื่องจากปัญหาติดสุราเรื้อรัง ทำให้เขาถูกส่งกลับไปอยู่ที่สำนักใหญ่ CIA ตลอดอาชีพที่เหลือ
อัลดริช เอมส์เรียนไฮสคูลที่โรงเรียนไฮสคูลแม็คลีน ที่เมืองแม็คลีน รัฐเวอร์จิเนีย เริ่มต้นใน ค.ศ. 1957 ขณะที่เขาอยู่ปีสอง เอมส์ทำงานให้ CIA เป็นเวลาสามฤดูร้อน ในตำแหน่งนักวิเคราะห์บันทึกระดับต่ำ (GS-3) โดยมีหน้าที่ทำเครื่องหมายเอกสารลับเพื่อนำไปเก็บ ในปี 1959 เอมส์เข้าศึกษาที่มหาวิทยาลัยชิคาโก โดยวางแผนที่จะเรียนวัฒนธรรมและประวัติศาสตร์ต่างชาติ แต่ความปรารถนาที่มีมาเนิ่นนานในการแสดงละครทำให้ผลการเรียนของเขาตกต่ำลง ทำให้เขาเรียนไม่จบปีสอง เอมส์ทำงานที่ CIA ในฤดูร้อนของปี 1960 ในตำแหน่งผู้ใช้แรงงานและช่างทาสี จากนั้นเขาก็ผันตัวเองมาเป็นผู้ช่วยผู้กำกับด้านเทคนิคที่โรงละครชิคาโกจนกระทั่งปี 1962 เขาก็กลับมายังละแวกวอชิงตัน แล้วทำงานเต็มเวลาให้กับ CIA อีกครั้ง ในตำแหน่งเชิงเสมียน ทำนองเดียวกับที่เขาทำสมัยไฮสคูล
ประวัติ > การจารกรรม

เอมส์ให้ความช่วยเหลือตามหน้าที่ กับสำนักงาน CIA ที่คอยประเมินเจ้าหน้าที่ทูตของโซเวียตว่ามีแนวโน้มว่าจะเป็นสายข่าวให้ได้ ส่วนหนึ่งของความรับผิดชอบของเขาคือการสร้างช่องทางการติดต่อกับสถานทูตโซเวียต ซึ่งเป็นข้อมูลที่ทั้ง CIA และ FBI ทราบดี  ในเดือนเมษายน ปี 1985 เอมส์นำข้อมูลที่เขาเชื่อว่า "โดยเนื้อแท้แล้วไม่มีคุณค่า" แต่ดีพอที่จะสร้างความน่าเชื่อถือในฐานะคนในของ CIA กับให้กับพวกโซเวียต เขายังขอเงิน 50,000 เหรียญเป็นค่าตอบแทน ซึ่งพวกโซเวียตยินดีจ่ายอย่างรวดเร็ว
เอมส์อ้างในภายหลังว่าเขาไม่ได้เตรียมตัวไปมากกว่า "การต้มตุ๋น" ในเริ่มแรกเพื่อล้างหนี้ที่เขามีอยู่ในตอนนั้น แต่เมื่อล้ำเส้นไปแล้ว เขาไม่สามารถย้อนกลับมาได้ เอมส์เริ่มชี้แหล่งข่าวระดับสูงสุดของ CIA และ FBI ที่รายงานกิจกรรมของโซเวียตมากกว่าสิบคน ไม่เพียงแต่เอมส์จะเชื่อว่าเขาจะมีเงินมากกว่าที่จะใช้หมด เพื่อแลกกับการทรยศสายข่าวกรองเหล่านี้ แต่การกำจัดสายข่าวเหล่านั้นจะช่วยลดโอกาสที่การจารกรรมของเขาจะถูกค้นพบอีกด้วย
เมื่อมาถึงปี 1985 เครือข่ายสายลับในฟากฝั่งโซเวียตเริ่มหายตัวไปในอัตราที่น่าตกใจ CIA รู้ว่ามีอะไรผิดปกติแต่ไม่อยากพิจารณาความเป็นไปได้ว่ามีหนอนบ่อนไส้อยู่ในองค์กร การสืบสวนเบื้องต้นมุ่งเน้นไปที่ช่องโหว่ที่อาจเกิดจากเครื่องดังฟังของโซเวียต หรือรหัสถูกถอดได้
จากนั้น CIA ก็โทษอดีตเจ้าหน้าที่ CIA เอ็ดเวิร์ด ลี ฮาวเวิร์ด ว่าเป็นคนที่ทำให้สูญเสียสายข่าว เนื่องจากเขาเป็นคนส่งข้อมูลไปให้พวกโซเวียตเช่นกัน แต่เมื่อ CIA สูญเสียแหล่งข่าวสำคัญอีกสามแหล่ง ซึ่งเป็นข้อมูลที่ฮาวเวิร์ดไม่มีทางทราบได้ จึงเป็นที่ประจักษ์ว่าการจับตัวสายข่าวมีที่มาจากต้นตออื่น
เจ้าหน้าที่ CIA คนหนึ่งกล่าวว่า "พวกโซเวียตจัดการเก็บสายของเราแบบล้างบาง" ซึ่งไม่ธรรมดาเป็นอย่างมากเพราะว่า "เป็นสิ่งที่รู้กันดีในหมู่ผู้จับสายลับขององค์กรว่าการกำจัดสายข่าวทั้งหมดในทันทีจะทำให้หนอนบ่อนไส้ตกอยู่ในอันตราย" ซึ่งทำให้คนดูแลสายข่าวของ KGB ขอโทษเอมส์ แต่กล่าวว่าการตัดสินใจที่จะกำจัดสายข่าวอเมริกันทั้งหมดมาจากนักการเมืองระดับสูงสุด
ในขณะเดียวกัน เอมส์ยังคงพบปะกับเซอร์เก ดิมิเทรวิช ชูวาคิน คนที่เขาติดต่อด้วยที่สถานทูตโซเวียต และในระยะเวลาหนึ่ง เขาได้รายงานสรุปให้ CIA และ FBI ถึงความคืบหน้าของเขาในการพยายามที่จะเกณฑ์เซอร์เกเป็นสาย แต่ที่จริงแล้ว ทุกครั้งที่พวกเขาพบกันเพื่อทานอาหารกลางวัน เอมส์จะได้รับเงิน 20,000 ถึง 50,000 ดอลลาร์ทุกครั้ง  ท้ายที่สุดแล้ว เอมส์ได้รับเงินถึง 4.6 ล้านเหรียญจากพวกโซเวียต ซึ่งทำให้เขาสามารถใช้ชีวิตได้หรูหรากว่าเจ้าหน้าที่ CIA คนอื่น ๆ
เมื่อเอมส์อยู่ในสถานะหย่าร้างอย่างเป็นทางการในเดือนสิงหาคม ปี 1985 เขาก็แต่งงานกับมาเรีย เดล โรซาริโอในทันที เขาเข้าใจว่าเงินจำนวนมากที่เขาเพิ่งได้มาจะทำให้มีพิรุธ เขาจึงแต่งเรื่องบังหน้าว่าทรัพย์สินที่เขาได้มานั้นมาจากครอบครัวที่มีฐานะร่ำรวยของภรรยาชาวโคลับเบียนของเขา
เอมส์ได้ไปประจำการที่โรมในปี 1986 ซึ่งผลประเมินงานของเขาที่นั่นออกมาในระดับพอใช้หรือแย่อีกครั้ง และยังมีหลักฐานเกี่ยวกับปัญหาติดสุรา อย่างไรก็ตาม ในช่วงปี 1990 ถึง 91 เอมส์ถูกส่งกลับไปประจำแผนกวิเคราะห์ของศูนย์ต่อต้านข่าวกรองของ CIA ซึ่งทำให้เขาสามารถเข้าถึงข้อมูลที่ละเอียดอ่อนเป็นอย่างยิ่ง ซึ่งรวมไปถึงข้อมูลเกี่ยวกับสายลับสองหน้าของสหรัฐฯ