Le corrélateur du radiotélescope ALMA

26/08/2017
OAI : oai:www.see.asso.fr:1301:2012-1:19601
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Le corrélateur du radiotélescope ALMA

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76 ◗ REE N°1/2012 les radiotélescopes du futur Benjamin Quertier 1,2 avec la collaboration d’A. Baudry 1,3 , P. Caïs 1,2 , S. Gauffre 1,2 1 Univ. Bordeaux, LAB, UMR 5804, Florica, France, 2 CNRS, LAB, UMR 5804, Florica, France, 3 European ALMA Project Office, ESO Introduction Le Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux (LAB) a contribué techniquement au projet d’interféromètre ALMA, qui sera installé sur le plateau d’Atacama (Chili) à 5 000 m d’altitude [1], à travers la conception de deux sous-systèmes de l’interféromètre : les conver- tisseurs analogiques numériques (CAN) et les bancs de filtres numériques. Le corrélateur ALMA [2], dont l’ouverture scientifique est programmée pour 2013, propose un niveau de performances et une souplesse d’analyse qui feront de lui un parfait exemple d’ins- trument du futur. Dans cet article, l’architecture du corrélateur et les modes d’observations sont décrits. Le sous-système de filtrage numérique appelé Tuna- ble Filter Bank (TFB) fait l’objet d’une description plus détaillée car il est au cœur du fonctionnement du cor- rélateur. Il est aussi le sous-système du corrélateur le plus récent, ce qui permet une comparaison instruc- tive avec les nouveaux développements techniques réalisés dans le cadre du projet européen Uniboard, financé par le FP7 au travers de Radionet. Le corrélateur ALMA - Architecture du corrélateur ALMA Les principales spécifications du corrélateur ALMA sont résumées dans le tableau 1. Le corrélateur per- met l’analyse d’une très large bande (16 GHz à tra- vers deux polarisations) par 64 antennes et offre de nombreuses possibilités spectrales : résolution fine ou large, positionnement libre des fenêtres d’analyse et diverses sensibilités. L’architecture initialement imaginée par le NRAO (National Radio Astronomy Observatory - USA) cor- Le corrélateur du radiotélescope ALMA The electronic team of Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux has been involved in the ALMA [1] project for the design and the delivery of two sub-systems of the interferometer: the digitizer module and the digital filter bank. The correlator architec- ture is closely related to the specifications of both sub-systems, specifically the digital filter bank which is at the heart of the correlator’s versatility and performances because it offers high spectral resolutions and many different observing modes. The ALMA correlator will certainly remain for many years one of the most powerful astrophysical instrument but the technologies used to build its electronic systems are already no longer at the state of the art and new perspectives are emerging for a future generation of instruments. abstract Spécification Antennes ≤ 64 Bande de base par antenne 8 x 2GHz Numérisation 3 bits/8 niveaux à 4GS/s Format de corrélation 2 bits/4 niveaux, 4 bits/16 niveaux, 3 bits/8 niveaux Horloge 125 MHz Ligne de base maximale 30 km Nombre de points spectraux par bande de base (FDM) ≤ 8 192 Nombre de points spectraux par bande de base (TDM) ≤ 256 Produits de polarisation 1,2 ou 4 Tableau 1 : Principales spécifications du corrélateur ALMA. REE N°1/2012 ◗ 77 Le corrélateur du radiotélescope ALMA respond à un corrélateur de type XF (corrélation puis transfor- mée de Fourier) où les fonctions de corrélation sont calculées sur la largeur totale de la bande numérisée. L’électronique fonctionnant à 125 MHz alors que le signal doit être traité à 4 GS/s, 32 plans de corrélateur travaillant en parallèle sur des tranches temporelles successives du signal sont nécessaires pour réaliser l’analyse spectrale. Ce mode d’analyse est ap- pelé Time Division Mode (TDM). Dans le concept européen, initialement proposé dans le contexte d’un corrélateur de seconde génération, la bande numérisée est découpée en tranches fréquentielles (sous-bandes), individuellement cor- rélées, l’architecture est dite HXF (pour Hybrid XF). Ce mode d’analyse appelé Frequency Division Mode (FDM) permet d’adapter la vitesse du corrélateur à la largeur de bande à trai- ter afin d’offrir des résolutions spectrales extrêmement fines sur de très larges bandes (de quelques kHz à quelques MHz sur des bandes de quelques dizaines de MHz à plusieurs GHz) et une grande souplesse d’analyse [3]. La complexité du système de filtrage numérique traitant le signal en amont du corrélateur est la contrepartie de telles performances. Le LAB a développé et produit 512 cartes TFB permet- tant aujourd’hui au corrélateur ALMA d’opérer dans les deux modes d’analyse TDM et FDM pour un réseau maximum de 64 antennes. La figure 1 donne une représentation simplifiée de l’architecture du corrélateur. Chaque bande de base de 2 GHz est numérisée, transmise par fibre optique. 32 fe- nêtres d’analyse indépendantes de 62,5 MHz peuvent être sélectionnées grâce au système TFB avant d’être individuel- lement corrélées (en mode FDM). Un processus mathéma- tique complexe permet ensuite de recoller les différentes sous-bandes afin de représenter avec une grande précision la fenêtre effective souhaitée par l’astronome. - Détails techniques Le transport du signal au sein du corrélateur est particulière- ment problématique. Le système complet doit corréler toutes Figure 1 : Schéma fonctionnel du corrélateur ALMA (adaptée de Escoffier R., Webber J. and Baudry A., in ALMA-60.00.00.00-001-C-SPE document). Figure 2 : Photographie (tiré de [2]) d’un quadrant du corrélateur. Le système complet comprend quatre quadrants identiques. 78 ◗ REE N°1/2012 les radiotélescopes du futur les lignes de base d’un réseau comportant un maximum de 64 antennes générant 4 bandes de base x 2 polarisations x 32 sous-bandes. La transmission des signaux entre cartes s’effec- tue en différentiel à 250 MHz, et nécessite 16 384 câbles. Le corrélateur est organisé en quadrants, chaque quadrant traite le signal capturé par l’ensemble du réseau d’antennes pour une bande de base et deux polarisations électromagnétiques. Un autre point critique est la dissipation de puissance qui impacte la fiabilité à long terme du corrélateur. Cette ques- tion a fait l’objet de nombreux efforts afin d’optimiser la cir- culation d’air au sein du corrélateur mais aussi afin de rendre plus efficaces les algorithmes implantés dans les composants électroniques. Le corrélateur complet dissipe 130 kW pour une puissance de calcul de 17 x 1015 opérations par seconde pour la corrélation 2 bits et environ 1015 multi-bit opérations par seconde pour le système de filtrage. Le système TFB était particulièrement concerné par cette problématique : dans sa première version une carte TFB dissipait 150 W ; un change- ment de technologie et un nouvel algorithme ont permis de limiter la consommation à 60 W et de conserver la tempé- rature de jonction des composants FPGAs dans la gamme conseillée (< 70 °C) [4]. Le traitement du signal implanté dans les FPGA pour ex- traire une sous-bande est représenté schématiquement en figure 3 : le signal est d’abord traité par un système oscillateur local/mélangeur permettant un positionnement spectral de la fenêtre d’analyse, le signal complexe généré étant traité identiquement sur les voies réelles et imaginaires par trois étages de filtrages cascadés. Le signal est ensuite converti en signal réel de même contenu spectral et quantifié à nouveau pour s’adapter au format de corrélation. - Les modes d’observation Le corrélateur ALMA supporte deux modes d’observations principaux : TDM et FDM. Les modes TDM sont idéaux pour des observations nécessitant des « dump time » rapides et des résolutions spectrales « modestes ». Les nombreux mo- des FDM permettent d’obtenir de très bonnes résolutions spectrales nécessaires aux observations spectroscopiques sur diverses largeurs de bande. Seuls 21 modes seront dispo- nibles pour les premières observations scientifiques “ALMA Early Science” (Tableau 2). Au final 67 modes « basiques » seront proposés afin de s’adapter à la plupart des besoins en termes de résolution spectrale et de sensibilité. En plus de ces modes basiques, déjà validés techniquement, le corrélateur ALMA devrait dispo- ser de modes plus évolués qui donnent aux astronomes des possibilités de multifenêtrage, de multi-résolution spectrale, Figure 3 : Schéma fonctionnel du système TFB. Largeur de bande effective (MHz) Résolution spectrale (kHz) Frequency Division Mode Résolution spectrale (MHz) Time Division Mode 7,6 15,3 30,5 61 122 244 488 977 7,8 15,6 31,3 1 800 1 2 4 1 2 4 938 1 2 4 469 1 2 4 234 1 2 4 117 1 2 4 62,5 1 2 4 Tableau 2 : Les 21 modes d’observation disponibles pour ALMA Early Science. Pour une largeur de bande donnée la résolution spectrale dépend du nombre de produits de polarisation (1, 2 ou 4). REE N°1/2012 ◗ 79 Le corrélateur du radiotélescope ALMA de sous-réseaux d’antennes et d’observation VLBI. La plupart de ces modes « avancés » ne sont pas pleinement validés et nécessitent encore des développements informatiques. La future génération d’instruments - Les enjeux Bien qu’à l’état de l’art au moment de leur conception, de nombreux sous-systèmes de l’instrument ALMA utilisent des technologies qui ne sont plus aujourd’hui les plus performan- tes. Les ASIC ALMA (CAN et corrélateur) utilisent une tech- nologie 0.25 μm ; les FPGA du corrélateur utilisent le plus souvent des technologies de l’ordre de 0,15 μm ; le système TFB une technologie 90 nm. Aujourd’hui des technologies CMOS 65 nm sont disponibles pour développer des ASIC et les FPGA les plus récents sont fabriqués en 28 nm. Une nou- velle génération de CAN capable de numériser la totalité de la bande de 8 GHz délivrée par les récepteurs permettrait de s’affranchir totalement des étages analogiques de découpe et de descente en fréquence du back-end, améliorant la re- productibilité des traitements opérés sur les différents bras de l’interféromètre. De nouveaux prototypes de convertis- seurs analogiques-numériques (CAN) sont actuellement en cours de développement au LAB, les fréquences visées sont au minimum de 8 GS/s et la dynamique est supérieure à 3 bits. Les finesses de gravure des composants numériques ont également largement évolué, modifiant les possibilités d’analyse spectrale des prochains corrélateurs. Enfin la trans- mission des signaux numériques a été révolutionnée par la démocratisation des liens série rapides. Or les débits de données générés par un radiotélescope (notamment dans le corrélateur) constituent un défi pour chaque génération d’instruments. Notons que l’architecture XF avait été sélec- tionnée par l’équipe du NRAO, essentiellement sur le critère du nombre de connexions physiques à réaliser pour trans- porter le signal au sein du corrélateur. - L’exemple du projet Uniboard Dans le cadre du projet Radionet/FP7, un consortium d’instituts développe depuis 2009 une carte numérique générique pour le traitement du signal en radioastronomie. Cette carte, de taille standard utilise des composants numé- riques programmables (FPGA) au niveau de l’état de l’art, afin d’offrir une très grande puissance de calcul et des débits d’in- terface très élevés. Des algorithmes de traitement du signal Figure 4 : La carte ALMA TFB (à gauche) et la carte Uniboard (à droite). Carte ALMA TFB Carte Uniboard Facteur d’échelle Nombre de FPGAs 16 8 0,5 Technologie 90 nm 40 nm ~0,5 Cellules logiques ~35 k x 16 ~180 k x 8 ~2,5 Mémoires ~1,4 Mb x 16 ~30 Mb x 8 (+32 Gbit x 16) ~10 MAC 32 x 16 644 x 8 ~10 Interface 160 lignes ~1 25 MHz 128 lignes ≤ 1,6 Gbit/s 64 lignes ≤ 6 375 Gbit/s 16 lignes ≤ 10 325 Gbit/s ~40 Tableau 3 : Comparatif des cartes ALMA TFB et Uniboard. 80 ◗ REE N°1/2012 les radiotélescopes du futur Benjamin Quertier est ingénieur de recherche en élec- tronique du CNRS au LAB. Il est titulaire d’un doctorat en électronique de l’université de Bordeaux1. Ses activités de recherche portent sur l’électronique numérique rapide  : système de traitement du signal très large bande pour la radioastronomie, système de contrôle, commande d’instru- ments scientifiques embarqués sur des rovers pour l’explo- ration de la planète Mars. l'auteur (firmwares) sont également développés, notamment dans l’optique de rénover le corrélateur de JIVE (Joint Institute for VLBI in Europe). La figure 4 et le tableau 3 donnent un aperçu des cartes ALMA TFB et Uniboard et des ressources disponibles pour chacune d’entre-elles. Le tableau 3 fait apparaître en moyen- ne un facteur 10 entre les deux générations de cartes. Si on écarte de la comparaison les modules de mémoire externe (dont la carte TFB n’est pas équipée), le facteur d’échelle le plus important concerne les débits potentiels des interfaces. En effet entre les deux générations de FPGA, la principale différence est l’apparition de liens série rapides, les autres types de ressources ayant « simplement » bénéficié de l’avan- cée de la technologie. Ces nouveaux liens rapides supportent de nombreux protocoles de communication et leur utilisation devrait impacter grandement la transmission des signaux nu- mériques des CANs vers les corrélateurs et au sein même du corrélateur. Enfin les microcontrôleurs embarqués sont appa- rus dans les dernières années de développement d’ALMA, ils sont maintenant des fonctions usuelles dans les FPGA. Leur utilisation devrait permettre de simplifier la problématique de contrôle et de paramétrage des grands corrélateurs. Conclusion Entre 2008 et 2011, les trois premiers quadrants du cor- rélateur ALMA ont été installés sur le site de Chajnantor. Pour l’ouverture à la communauté scientifique, prévue en 2013, des opérations à deux quadrants, 32 antennes et 4 bandes base seront possibles. A terme, le corrélateur ALMA offrira 67 modes d’observation basiques et une multitude de modes évolués dont la multi-résolution. Ces fonctionnalités avancées et les performances spectrales du corrélateur ALMA sont re- marquables et font de ce système un instrument du futur. Cependant de nouvelles technologies sont d’ores et déjà dis- ponibles et permettent d’envisager une nouvelle génération d’instruments. Evidemment l’accroissement de la puissance de calcul, liée à la finesse de gravure, est un enjeu essentiel, mais l’apparition des liens série rapides pourrait s’avérer plus importante encore, car elle permet de reconsidérer l’architec- ture même du corrélateur. Les microcontrôleurs embarqués, quant à eux, devraient faciliter les opérations de contrôle et de paramétrage de ces instruments toujours plus versatiles. Références [1] Voir dans ce numéro l’article « Origines et perspectives de la radioastronomie » et http://www.almaobservatory.org. [2] “The ALMA Correlators”, A. Baudry, ALMA Newsletter, January 2011, n° 7, pp. 18. http://www.almaobservatory.org/en/outreach/ newsletter/252-newsletter-no-7 [3] “Enhancing the Baseline ALMA Correlator Performances with the Second Generation Correlator Digital Filter System”, B. Quertier, G. Comoretto, A. Baudry, A. Gunst, A. Bos, ALMA Memo n° 476, 2003. http://www.alma.nrao.edu/memos/html-memos/ abstracts/abs476.html [4] “The new 3 stage, low dissipation digital filter of the ALMA correlator”, P. Camino, B. Quertier, A. Baudry, G. Comoretto, D. Dallet, ALMA Memo n° 579, 2008. http://science.nrao.edu/alma/aboutALMA/Technology/ ALMA_Memo_Series/alma579/abs579.shtml [5] “Uniboard digital receiver initial design document”, G. Comoretto, A. Russo, G. Tuccari, A. Baudry, P. Camino, B. Quertier, 2010. http://www.arcetri.astro.it/science/Radio/instr/uniboard/ GeneralDescription.pdf