FPGA助引力波与暗能量搜索一臂之力

FPGA助引力波与暗能量搜索一臂之力

作者:Steve Leibson,赛灵思《Xcell Daily》主编

一个南极多学科科学家小组最近窥到了宇宙大爆炸的余晖。3月17日该小组宣布BICEP2试验在宇宙微波背景辐射(CMB)的B模偏振中找到了引力波的第一个证据。

目前科学家们在寻找另一个印迹:CMB微波光子微弱偏振螺旋中记录的引力波证据。找到这些螺旋有望证实大爆炸理论的暴胀观点 – 其认为在宇宙出生1皮秒之前曾经以比光速快得多的速度膨胀。理论上,这种超光速(比光速更快)宇宙暴胀会产生引力波,其会在大爆炸所产生的光子的偏振中打上烙印。

该小组搜索引力波所依靠的专用相机采用过渡边界传感器(TES)辐射热测量计测量E模(无旋)和B模(无梯度)微波辐射。该相机是围绕麦吉尔大学基于赛灵思Virtex®-4 FPGA的第二代DFMUX开发板开发。

其他地方的天体物理学家在其自己的试验中采用相同的赛灵思开发板,而其他的研究人员则在试用基于Kintex®-7器件的最新升级版相机。Kintex版本也是加拿大科学家将用于调查暗能量的大型望远镜的组成部分。

大爆炸的回响
CMB微波光子中的偏振变化称为B模信号,该信号极其微弱。整体CMB黑体温度为2.73K,而B模信号大致仅有1K的千万分之一。

强度大得多的原始“E模”偏振信号的引力透镜效应以小角尺度产生B模信号,同时CMB与大爆炸暴胀过程中产生的引力波背景辐射相互作用会以大角尺度产生B模信号。

安装在一个国际科学小组操作的10米南极望远镜(SPT)上的SPT偏振计(SBTpol)相机于2013年首次探测到CMB引力透镜效应造成的B模偏振(图1)。SPT与BICEP2(很快将升级为BICEP3)及凯克阵列CMB试验仪器一同位于阿蒙森-斯科特南极站。

CMB是伴随大爆炸的巨大能量爆发留下的最后回响。1964年阿诺•彭齐亚斯与罗伯特•威尔逊在新泽西州Holmdel贝尔电话实验室中利用低温接收器探究无线电噪声来源时偶然发现了它。CMB是两位科学家从其试验数据中无法消除的一个噪声源。CMB辐射的发现证明了宇宙大爆炸理论,使彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年诺贝尔物理学奖。

根据二十世纪六十年代早期试验仪器的分辨率,CMB无论白天还是黑夜始终呈现各向同性。这种特征为CMB是大爆炸余晖的理论提供了支持。敏感度更高的测量(主要是宇宙背景探测者(COBE)卫星进行的测量)把整个天空的CMB映射到超高分辨率,然后显示出CMB存在很小的变化(各向异性),其进一步加强了CMB是大爆炸印记的理论。此项发现使乔治•斯穆特和约翰•马瑟赢得了2006年诺贝尔物理学奖。

氦冷却偏振传感器
二十世纪四十年代发现了超导体电热平衡性及其测量入射电磁能量的功能,但是TES探测器直到二十世纪九十年代才得到广泛应用。它们目前广泛应用于CMB试验仪器。SPTpol相机的氦冷却超导焦平面微波传感器是一个由1536个配对成768个偏振感应像素的天线耦合TES辐射热测量计组成的阵列;180个像素对90GHz微波辐射敏感,而588个像素对150GHz辐射敏感。

150GHz CMB传感器模块由位于科罗拉多州博尔德市的国家标准技术研究所(NIST)制造的波纹喇叭天线耦合TES辐射热测量计组成。每个150GHz TES辐射热测量计模块均包含一个探测器阵列以及84个在数百mK温度下运行的双偏振像素。入射微波能量沿共面波导传输到微带过渡装置,其为一个有损金制弯曲电阻(lossy gold meander)(一种加热电阻器)馈送信号。进入弯曲电阻的入射微波能量起到加热作用。弯曲电阻受热会连接到由铝锰合金制成的TES传感器。这些TES器件在其超导相变中间运行,因此对接收到的光强度的微小变化极其敏感。

90GHz CMB传感器由阿贡国家实验室开发的单独封装双偏振偏振计组成。每个90GHz像素都通过机械波状喇叭天线(machined contoured feedhorn)(其把CMB辐射传输到电阻式PdAu吸收棒)与望远镜连接。电阻式吸收棒受热后连接到钼/金双层TES(参见图2)。

图1 – 位于阿蒙森-斯科特南极站的南极望远镜

图1 – 位于阿蒙森-斯科特南极站的南极望远镜

图2 – 南极望远镜的微波焦平面阵列。内部的7个六边形模块是150GHz阵列,外部环形是90GHz阵列。每个像素都有自己的独立喇叭天线,其可以把光耦合到各个相似的2个TES辐射热测量计。

图2 – 南极望远镜的微波焦平面阵列。内部的7个六边形模块是150GHz阵列,外部环形是90GHz阵列。每个像素都有自己的独立喇叭天线,其可以把光耦合到各个相似的2个TES辐射热测量计。

南极望远镜相机的氦冷却超导焦平面微波传感器是一个由1536个配对成768个偏振感应像素的天线耦合TES辐射热测量计组成的阵列。

对于150GHz和90GHz传感器,微波能量吸收造成的热变化会造成各个TES的电阻出现几个Hz级的缓慢变化。电阻的变化可以调节流经1536个TES辐射热测量计每个中的载波电流。这些电流然后由低温超导量子干涉仪(SQUID)进行放大。把1536个测量数值从焦平面传感器和SQUID阵列的超低温环境传输到南极相对温暖的环境需要采用赛灵思Virtex-4 FPGA开发创新型数字频分多路复用(DFMUX)解决方案。

SQUID具有高带宽,因此在此应用中可以轻松利用频分多路复用方案。这种多路复用方案允许共享SQUID,而且能够尽可能降低负责冷却焦平面传感器阵列的低温恒温器中布线数量,同时又不降低各个辐射热测量计的噪声性能。DFMUX是由位于蒙特利尔的麦吉尔大学开发,其是负责操作南极望远镜的机构之一。其他机构还包括芝加哥大学、加州大学伯克利分校、凯斯西储大学、哈佛/史密森天体物理观测台、科罗拉多大学波尔得分校、加州大学戴维斯分校、德国慕尼黑路德维希-马克西米利安大学、阿贡国家实验室和美国国家标准技术研究院(NIST)。

了解传感器数据
SPTpol相机采用基于赛灵思Virtex-4 FPGA的第二代McGill DFMUX。FPGA能够采用直接数字综合(DDS)方法以数字方式综合由12载频组成的载波梳。载波梳通过单条线路进入焦平面低温恒温器并驱动一组(12个)TES辐射热测量计。单独的模拟LC滤波器能把这12个TES辐射热测量计中每个测量计微调到窄频带。每个辐射热测量计都会响应时变入射CMB辐射,其电阻在0.1Hz~20Hz频率范围波动。TES辐射热测量计的不同电阻可以调节流经其中的载波电流。12个TES辐射热测量计电流然后加在一起形成一个经过调制的“天空信号”。

另一个称为“调零器”梳的DDS频率梳驱动位于SQUID放大器输入的求和节点。调零器梳的相位与幅度经过设置可以借助相消干扰抵消载波梳,从而只留下辐射热测量计探测到的信号以及少量残余载波功率。一个SQUID负责放大此信号,把它转换成电压,然后送回室温电子器件由FPGA进行滤波、模数转换和解调处理。图3为系统方框图。

图3 – 用于测量CMB辐射、基于DFMUX的TES辐射热测量计系统方框图。

图3 – 用于测量CMB辐射、基于DFMUX的TES辐射热测量计系统方框图。

ADC的数字输出直接进入Virtex-4 FPGA进行解调。解调方案与用于GSM移动电话的数字上变频/下变频(DUC/DDC)算法相似,不过存在一些例外。首先,各个TES辐射热测量计信道的带宽非常窄 – 仅有数十个Hz级。其次,载波梳是由Virtex-4 FPGA 生成的综合正弦载波构成。载波调制是在低温恒温器中的TES辐射热测量计之内进行。

一个Virtex-4 FPGA可以处理SPTpol相机的一组(12个)辐射热测量计多路复用中的4个测量计。DFMUX设计采用Virtex-4 FPGA的片上逻辑、存储器和DSP功能实现数字频率综合、解调(下变频、滤波和抽取)、时戳与缓冲。由于是采用一个FPGA同时生成载频梳和调零器频率梳以及解调天空信号,因此所有信号全部同步运行。梳生成与解调不可能出现相互偏移,因为它们来自FPGA中的相同主时钟。所以,时钟抖动并非严重噪声源,通过测量可以证明。

充分发挥功能的FPGA
FPGA中实现两个主要模块:数字多频综合器(DMFS)和数字多频解调器(DMFD)。系统设计采用两个相同的DMFS模块进行频率综合。一个模块生成载频梳,另一个生成调零信号。频率综合器以20MHz频率运行,采用16位运行速率为25Msps的DAC。综合器是基于采用赛灵思DDS编译器创建的11位2补码直接数字综合器。每信道频率分辨率为0.006Hz。

天空信号的解调从数字下变频开始。收到的信号与基准波形混合在一起生成单独基带信号。基准波形的频率与相位相互独立。调制后的天空信号已经以25Msps的采样率进行了14位分辨率采样,不过目标带宽远低于此采样速率的尼奎斯特带宽。因此,调制后的基带信号流经采用FPGA中的加法器与累加器构成的级联积分器梳(CIC)抽取滤波器。第一级CIC滤波器以28位精度、按128系数抽取基带信号。此滤波器的输出然后被截取到17位。

DFMUX把8个辐射热测量计信道(25Msps)时域多路复用到以200MHz运行的CIC1。CIC1滤波器内部具有28位数据宽度和24位输出。在完成CIC1滤波之后,所有辐射热测量计信道都多路复用在一起,并馈送单个CIC2,CIC2有6个可变抽取率(16、32、64、128、256 和512)。CIC2之后是一个152抽头FIR滤波器。

信道标识符和时戳被添加到FIR滤波器的输出,然后被发送到具有一个轮流缓冲列表的双端口缓冲存储器。SDRAM的大缓冲容量便于满足基于FPGA的Micro- Blaze™软处理器的时延要求,后者运行Linux并负责监控系统中的数据流。降低的时延允许激活处理器的MMU和显著改善Linux OS运行。

采用运行在MicroBlaze 处理器上的两台Web服务器并通过HTTP接口连接以太网可以对DFMUX开发板进行外部控制。控制DFMUX开发板只需一个Web浏览器。Python脚本环境提供对板级控制寄存器的直接存取,以完成更详细的任务,如:仪器微调。

针对DFMUX的未来工作
SPTpol相机是多个探索CMB辐射的实验仪器之一。该相机所使用的相同DFMUX开发板也是EBEX气球运载“E与B试验仪器”以及在智利詹姆斯•艾克天文台Huan Tran望远镜安装的北极熊CMB偏振试验仪器的组成部分。基于赛灵思Kintex-7 FPGA、称为ICEboard的DFMUX开发板更高版本已经开始部署到新的CMB试验装置和加拿大氢强度映射实验(CHIME)的射电望远镜。

CHIME是位于英属哥伦比亚彭带克顿附近偏僻山谷中的一台新式射电望远镜。此望远镜由5个大型10020米半柱体反射器(大小和形状与半管式滑道相当)组成,在各个半柱体的焦点位置安装有无线电接收器阵列。这里无任何活动部件(地球除外)。完工后CHIME将能够随着地球转动每天测量一半以上天空。

但是,CHIME并非用于研究CMB。其旨在寻找暗能量证据 – 通过调查70~110亿光年距离内大规模3D天域中的21厘米(400~800MHz)射电辐射。CHIME将测量“重子声学振荡”(BAO),其是氢气构成的庞大天体中的周期性密度变化。BAO物质聚集能够为天文学家提供大约4.9亿光年的“标准量尺”,可用于测量广大的距离。BAO信号波动有可能证明是暗能量作用迹象,至少存在一线希望。

CHIME实际上是一台相位阵列射电望远镜。它可以综合图像,方法是记录固定天线阵列的电磁信号,然后采用2D关联和干涉测量法根据相关数据重建天空。CHIME需要采用160个互连的Kintex-7 FPGA处理以数Tbps的速度接收的BAO信号数据。

超光速
宇宙暴胀理论认为宇宙在大爆炸10-35 秒后经历了一次剧烈膨胀 – 超过光速的物理膨胀。如果认为光速是速度极限 – 而我们大多数都是如此认为,则很难接受这一观点。大爆炸理论有一部分认为暴胀除了CMB之外还留下一个宇宙引力波背景辐射(CGB),而且CGB在CMB中打上偏振印记。BECEP2试验结果首次证实此理论。

来自SPTpol相机、EBEX、北极熊、凯克阵列和BICEP3试验的其他结果有望加强上述发现。对其而言,CHIME在开始暗能量搜索之后会进一步扩展我们的宇宙知识探索范围。