De verplaatsbare telescopen worden niet tijdens
de waarnemingen verreden, maar worden na
iedere serie waarnemingen op een andere plaats
gezet.
Door de waarnemingen van de verplaatsbare
telescopen op een listige manier met die van
de vaste telescopen te combineren, vult men als
het ware de gapingen van 144 m tussen de
vaste telescopen op.
Indien men één telescoop afzonderlijk beter be
kijkt kunnen de volgende onderdelen onder
scheiden worden (afb. 3).
1. Een aan de voeten nastelbare onderbouw,
rustend op zware funderingsblokken.
2. Een poolashuis, o.a. bestaande uit: een pool
as die in een boven- en onderlager van de
onderbouw draait; een contragewicht; een
tandkrans voor voortbeweging; een decli
natie-as, waaromheen
3. een declinatieconstructie met tandkrans
draait, waarop
4. een parabolische reflector, doorsnede 25 m,
met ondersteuningsconstructie rust. De re
flector bestaat uit met fijn gaas bespannen
facetten.
5. De antenneondersteuning met in de kop de
ontvanger.
De hoek die de poolas ter plaatse met de raak
lijn aan de aarde maakt is gelijk aan de noor
derbreedte van de S.R.T., in dit geval 52°55'.
Het grote voordeel hiervan is het kunnen volgen
van een ster (beter gezegd: „radiobron") met
slechts een draaiing om de poolas, nadat men
door draaiing om beide assen de bron heeft
opgespoord.
Met deze S.R.T. kan men in beginsel een even
nauwkeurig beeld van een bepaald deel van
de hemel krijgen als met een radiotelescoop
met een diameter van 1,6 km, maar het op
lossend vermogen van een optische telescoop
zal nog niet benaderd worden.
Hoe nauwkeuriger echter de afstelling van de
telescopen des te beter de waarnemingen zullen
worden. Daarom werden bij de bouw scherpe
eisen gesteld.
De afwijkingen van identieke referentiepunten
in alle telescopen van één denkbeeldige rechte
lijn zullen na oplevering van het werk niet meer
mogen bedragen dan 3 mm, in hoogte en noord
zuid richting. Deze eis geldt ook voor de af
wijkingen in de onderlinge afstanden van een
vaste maat.
Genoemde eisen hebben ertoe geleid bijzondere
voorzieningen op het terrein te treffen om zeer
nauwkeurige meetmethoden te kunnen gebrui
ken.
2. REALISATIE SCHADUWLIJN
Algemeen
Met het reeds genoemde referentiepunt per te
lescoop wordt bedoeld het hart van het onder-
lager van iedere telescoop. Omdat het hart on
toegankelijk is, bevinden zich aan de oost- en
westzijde van ieder lager cylindrische gaten
waar richtmerken uitgebracht kunnen worden.
0.a. de onmogelijkheid van een directe meting
tussen de onderlagers was er de oorzaak van
dat werd besloten op het terrein een oost-west
lijn aan te geven door middel van één vast
hoofdpunt per telescoop.
Deze „schaduwlijn" werd 24 m ten noorden
van de lijn door de onderlagers geprojecteerd.
Uitgaande van het hoofdpunt is het mogelijk
het corresponderende onderlager in drie rich
tingen af te stellen, nl.:
1. in oost-west richting: door hoekmeting van
af het hoofdpunt;
2. in noord-zuid richting: door hoekmeting
vanaf twee vaste hulppunten, die 24 m ten
zuiden van het hoofdpunt en vanuit het
hoofdpunt worden afgesteld;
3. in hoogte: door hoogtemeting vanaf een in
hoogte bekende knop in het hoofdpunt.
De nauwkeurigheidseisen voor de vaste hoofd
punten werden: een maximale fout van één
mm in de onderlinge afstanden en een maxi
male afwijking van de schaduwlijn in noord
zuid richting van één mm (alignementseis).
221
ontvanger
antenneondersteuning
reflector
ringligger
declinatieconstructie
poolashuis
bovenlager
poolas
contragewicht
onderlager
onderbouw _y
funderingsblolyC.
3. Schematische doorsnede van een radiotelescoop.
