Субмиллиметровая матрица - Submillimeter Array
 Субмиллиметровая матрица | |
 | |
| Часть | Телескоп горизонта событий Обсерватории Мауна-Кеа  |
|---|---|
| Местоположение (а) | Округ Гавайи, Гавайи |
| Координаты | 19 ° 49′27 ″ с.ш. 155 ° 28′41 ″ з.д. / 19,8243 ° с.ш.155,478 ° з.Координаты: 19 ° 49′27 ″ с.ш. 155 ° 28′41 ″ з.д. / 19,8243 ° с.ш.155,478 ° з. |
| Организация | Academia Sinica Смитсоновская астрофизическая обсерватория |
| Высота | 4080 м (13,390 футов) |
| Длина волны | 0,717 мм (418 ГГц) -1,67 мм (180 ГГц) |
| Стиль телескопа | радиоинтерферометр |
| Количество телескопов | 8 |
| Диаметр | 6 м (19 футов 8 дюймов) |
| Интернет сайт | www |
  Расположение субмиллиметрового массива | |
 Связанные СМИ на Викискладе? | |
В Субмиллиметровая матрица (SMA) состоит из восьми 6-метровых (20 футов) диаметров радиотелескопы организован как интерферометр за субмиллиметр длины волн. Это первый специализированный субмиллиметровый интерферометр, созданный после успешных экспериментов по интерферометрии с использованием ранее существовавшего 15-метрового (49 футов) Джеймс Клерк Максвелл телескоп и 10,4 метра (34,1 фута) Субмиллиметровая обсерватория Калифорнийского технологического института (сейчас выведен из эксплуатации) как интерферометр. Все три обсерватории расположены в Обсерватория Мауна-Кеа на Мауна-Кеа, Гавайи, и вместе работали как десятиэлементный интерферометр в 230 и 345ГГц диапазоны (eSMA, для ерасширенный Sубмиллиметр Арэй). В настоящее время используются базовые длины от 16 до 508 метров (от 52 до 1667 футов). Радиочастоты, доступные для этого телескопа, находятся в диапазоне 194–408 гигагерц (1,545–0,735 мм), который включает вращательные переходы десятков молекулярных частиц, а также непрерывное излучение межзвездных пылинок. Хотя установка способна работать как днем, так и ночью, большинство наблюдений проводится в ночное время, когда атмосферная фазовая стабильность является наилучшей.
SMA совместно управляется Смитсоновская астрофизическая обсерватория (SAO) и Academia Sinica Институт астрономии и астрофизики (ASIAA).
История
Проект SMA был начат в 1983 году как часть широкой инициативы Ирвин Шапиро, новый директор SAO, по производству астрономических инструментов высокого разрешения по всему электромагнитному спектру. Первоначально проект предусматривал решетку, состоящую из шести антенн, но в 1996 году к проекту присоединилась ASIAA, которая профинансировала строительство двух дополнительных антенн и расширение коррелятора, чтобы обеспечить почти удвоение количества базовых линий интерферометра. Сайты, рассматриваемые для включения в массив Mount Graham в Аризоне, недалеко от Южного полюса и Пустыня Атакама в Чили, но в конечном итоге была выбрана Мауна-Кеа из-за ее существующей инфраструктуры, наличия достаточно плоского участка для строительства массива и возможности включения JCMT и CSO в массив. Приемная лаборатория была открыта в Кембридже при SAO в 1987 году.[1]
Антенны были построены в г. Обсерватория Стог сена в Вестфорд, Массачусетс, частично разобранный и доставленный грузовиком через Соединенные Штаты, а затем отправленный морем на Гавайи. Антенны были повторно собраны в большом ангаре на вершине Мауна-Кеа.
SMA была посвящена и начала официальную работу 22 ноября 2003 года.
Дизайн массива
SMA был построен к северо-западу от седловины между шлаковые шишки Пу'у Поли'аху и Пу'у Хауоки, примерно на 140 метров ниже вершины Мауна-Кеа.
Постоянная проблема для радиоинтерферометров, особенно с небольшим количеством антенн, заключается в том, где антенны должны быть размещены относительно друг друга, чтобы получить наилучшие синтезированные изображения. В 1996 году Эрик Кето изучал эту проблему для SMA. Он обнаружил, что наиболее однородная выборка пространственные частоты, и, следовательно, самый чистый (самый низкий боковой лепесток ) функция разброса точки был получен, когда антенны были расположены в форме треугольника Рело.[2] Из-за этого исследования площадки, на которые могут быть размещены SMA-антенны, были расположены так, чтобы образовать четыре треугольника Рило, причем самая восточная площадка образовывала общий угол для всех четырех треугольников. Однако участок SMA представляет собой лавовое поле со множеством скалистых гребней и впадин, поэтому площадки нельзя было разместить в точном оптимальном положении.
В большинстве случаев все восемь антенн развертываются на площадках, образующих один треугольник Рело, что приводит к четырем конфигурациям, названным в порядке увеличения размера: субкомпактная, компактная, удлиненная и очень удлиненная. График перемещения антенн определяется требованиями утвержденных предложений по наблюдению, но, как правило, соответствует примерно ежеквартальному графику. Изготовленный на заказ автомобиль-транспортер используется для подъема антенны с площадки, проезда по одной из грунтовых дорог и установки на новую площадку, сохраняя при этом питание системы охлаждения для криогенных приемников.
Каждая антенная площадка имеет канал, соединяющий ее с центральным зданием, по которому протягиваются силовые кабели переменного тока и оптические волокна. Многомодовые оптические волокна используются для цифровых сигналов с низкой пропускной способностью, таких как Ethernet и телефонная связь. Sumitomo LTCD одномодовые волоконно-оптические кабели используются для опорных сигналов для генерации LO для гетеродин приемники и возвращение ЕСЛИ сигнал от антенны. Волокна Sumitomo имеют чрезвычайно низкий коэффициент теплового расширения, который почти равен нулю при типичной температуре ниже поверхности Мауна-Кеа. Это позволяет массиву работать без измерений задержки с обратной связью.[3]
Антенны
Каждая из восьми антенн имеет главное зеркало диаметром 6 метров, изготовленное из 72 обработанных литых алюминиевых панелей. Обработанный алюминий был выбран вместо более легкой альтернативы из углеродного волокна из-за опасений, что сильное скопление снега или уносимая ветром вулканическая пыль могут повредить хрупкие панели из углеродного волокна. Панели шириной около 1 метра каждая были обработаны с точностью до 6 микрон. Они поддерживаются из углеродного волокна структуры резервной трубки, которая заключена на алюминиевые панели, чтобы защитить его от мусора ветром. Положение панелей можно регулировать с передней стороны блюда.
Первоначальная регулировка поверхностных панелей на Гавайях была произведена в служебном ангаре с использованием вращающегося шаблона. После того, как антенны были развернуты, поверхности были измерены с помощью голографии ближнего поля с помощью маяка 232,4 ГГц, установленного на внешней дорожке здания Subaru, в 67 метрах над кольцом субкомпактной площадки SMA. Положение панелей было скорректировано на основе результатов голографии, и регулировка под управлением голографии периодически повторяется для поддержания качества поверхности. После нескольких раундов регулировки погрешность поверхности обычно составляет около 15 микрон RMS.[4]
Нагревательные элементы установлены на главном зеркале, на квадрупите, поддерживающем вторичное зеркало, и на самом вторичном зеркале, чтобы предотвратить образование льда в условиях высокой влажности.
У каждой антенны есть кабина, в которой находится электроника, необходимая для управления антенной, а также приемники фокуса Нэсмита. Эта кабина с регулируемой температурой почти закрывает стальную опору антенны, чтобы минимизировать ошибки наведения из-за тепловых изменений.
Приемники
SMA использует криогенные SIS гетеродинные приемники, в изгибе Нэсмит фокус.[5] Все приемники смонтированы в одном большом криостат внутри антенной кабины. Криостат может вместить до восьми вставок приемника, каждая из которых содержит один приемник. Вращающаяся проволочная сетка Разделитель луча Затем вращающееся зеркало направляет две линейные поляризации входящего излучения на две вставки приемника. Это позволяет массиву одновременно наблюдать либо одну поляризацию двух разных полос частот, либо обе поляризации одной полосы одновременно для повышения чувствительности и измерения Параметры Стокса.
Доступны приемники для покрытия частот от 194 до 408 ГГц без пропусков. Однако измерения полной поляризации могут быть выполнены только на частотах 230 и 345 ГГц, где пары приемников могут быть настроены на одну и ту же частоту, и четвертьволновые пластины оптимизированные для этих частот, могут быть вставлены в оптический путь.
Приемники чувствительны к обеим боковым полосам, возникающим в результате гетеродинного смешения. Боковые полосы разделены введением Образец Уолша фазовых переходов на 90 градусов в Сигнал гетеродина, и демодулируют этот образец в корреляторе. Диаграмма Уолша с изменением фазы на 180 градусов, уникальная для каждой антенны, также вводится в гетеродин, чтобы подавить перекрестные помехи между IFs поступающие на коррелятор с разных антенн.
Благодаря недавнему широкополосному обновлению приемников SMA, с двумя приемниками, настроенными на частоты, смещенные на 12 ГГц, массив может наблюдать широкий интервал частот неба 44 ГГц без пропусков.
Коррелятор
Первоначальный коррелятор SMA был разработан для корреляции 2 ГГц полосы ПЧ на боковую полосу от каждого из двух активных приемников в восьми антеннах, создавая спектральные данные для 28 базовых линий. Поскольку аналого-цифровые преобразователи с частотой 208 МГц, ПЧ была пониженный на 24 частично перекрывающихся «куска», каждый шириной 104 МГц, перед дискретизацией. После выборки данные были отправлены на 90 больших плат ПК, каждая из которых содержала 32 ASIC корреляторы. Коррелятором был дизайн XF; в конфигурации по умолчанию для каждого из двух приемников было рассчитано 6144 лага по 28 базовым линиям, прежде чем БПФ был применен для преобразования данных запаздывания в спектры.[1] В конфигурации по умолчанию спектральное разрешение составляло 812,5 кГц на канал, но коррелятор можно было перенастроить для увеличения спектрального разрешения на определенных участках за счет более низкого разрешения в других частях спектра. Чипы коррелятора были разработаны в Массачусетском технологическом институте Haystack и профинансированы пятью организациями: SMA, USNO, НАСА, NRFA и JIVE. [3] Коррелятор также может быть настроен для корреляции всех 45 базовых линий, полученных путем добавления CSO и JCMT в массив, но только для одного приемника на антенну.
В 2016 году был запущен новый коррелятор под названием SWARM, который позволяет коррелировать большую общую полосу ПЧ, увеличивая чувствительность массива к источникам континуума, а также его мгновенное спектральное покрытие. В новом корреляторе FX используются аналого-цифровые преобразователи частотой 4,576 ГГц.[6] и ПЛИС Xilinx Virtex-6 SX475T, а не специализированные микросхемы коррелятора. ПЛИС размещаются с дополнительной электроникой на платах ROACH2, произведенных Collaboration for Astronomy Signal Processing and Electronics Research (CASPER). Новый коррелятор работает только в одной спектральной конфигурации, с равномерным разрешением 140 кГц на канал по всей полосе пропускания. Данные сохраняются с таким высоким спектральным разрешением даже для проектов, требующих только низкого разрешения, так что самое высокое разрешение будет сохранено в архиве данных обсерватории для использования в последующих исследованиях. Каждый квадрант коррелятора может обрабатывать 2 ГГц полосы ПЧ на боковую полосу для двух активных приемников во всех восьми антеннах. Когда два приемника настроены на одну и ту же частоту, полный Стокса рассчитаны поляризационные параметры.[7] Несколько сбивает с толку то, что теперь в полном корреляторе есть шесть «квадрантов» SWARM, позволяющих коррелировать полосу пропускания 12 ГГц для каждой боковой полосы двух приемников на всех базовых линиях, обеспечивая полное покрытие частот неба 48 ГГц.
SWARM также может работать как фазированная антенная решетка, благодаря чему SMA выглядит как одна антенна для РСДБ операции.
Наука с SMA
SMA - это многоцелевой прибор, который можно использовать для наблюдения за различными небесными явлениями. SMA отлично подходит для наблюдений за пылью и газом с температурами всего в несколько десятков градусов. кельвины над абсолютный ноль. Объекты с такими температурами обычно излучают основную часть своего излучения с длинами волн от нескольких сотен микрометров до нескольких миллиметров, что является диапазоном длин волн, в котором SMA может наблюдать. Обычно наблюдаемые классы объектов включают звездообразование. молекулярные облака в нашей собственной и других галактиках очень красное смещение галактики, эволюционировавшие звезды и Галактический Центр. Иногда тела в Солнечной системе, такие как планеты, астероиды, кометы и луны, наблюдаются.
SMA была использована, чтобы обнаружить, что Плутон 10 летK (18 ° F) холоднее, чем ожидалось.[8] Это был первый радиотелескоп, в котором Плутон и Харон рассматривались как отдельные объекты.[9]
SMA является частью Телескоп горизонта событий, который наблюдает соседние сверхмассивные черные дыры с угловым разрешением, сопоставимым с размером объекта горизонт событий и который произвел первое изображение черной дыры.
Галерея
Субмиллиметровая решетка ночью в 2015 году, освещенная вспышка
Строящийся массив в 2002 г.
Смотрите также
- Большая миллиметровая матрица Atacama, в настоящее время работает в Чили
Рекомендации
- ^ а б Ho, T.P .; Моран, Джеймс М .; Ло, Квок Юнг (28 октября 2004 г.). "Субмиллиметровая матрица". Астрофизический журнал. 616 (1): L1 – L6. arXiv:Astro-ph / 0406352. Bibcode:2004ApJ ... 616L ... 1H. Дои:10.1086/423245. S2CID 115133614. Получено 9 ноября 2020.
- ^ Кето, Эрик (1997). «Формы взаимно корреляционных интерферометров». Астрофизический журнал. 475 (2): 843–852. Bibcode:1997ApJ ... 475..843K. Дои:10.1086/303545. Получено 8 ноября 2020.
- ^ а б Пек, А .; Schinckel, A .; Команда, SMA (2007). Изучение космических рубежей: астрофизические инструменты для 21 века. Springer. С. 49–50. ISBN 978-3-540-39755-7.
- ^ Sridharan, T.K .; Сайто, Масао; Патель, Нимеш (август 2002 г.). Голографические измерения качества поверхности субмиллиметровых антенных решеток (PDF). Маастрихт: Генеральная ассамблея URSI. Получено 11 ноября 2020.
- ^ Бланделл, Раймонд (2004). Субмиллиметровая решетка - антенны и приемники (PDF). Нортгемптон, Массачусетс: 15-й Международный симпозиум по космическим терагерцовым технологиям. Получено 12 ноября 2020.
- ^ Jiang, H .; Liu, H .; Гуццино, К .; Кубо, Дерек (июль 2014). «8-битная аналогово-цифровая печатная плата со скоростью 5 гигагаэмплов в секунду для радиоастрономии». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 126 (942): 761–768. Bibcode:2014PASP..126..761J. Дои:10.1086/677799. Получено 9 ноября 2020.
- ^ Примиани, Рюрик А .; Янг, Кеннет Х .; Янг, Андре; Патель, Нимеш; Уилсон, Роберт В .; Вертачич, Лаура; Читвуд, Билли Б.; Шринивасан, Ранджани; МакМахон, Дэвид; Вайнтруб, Джонатан (2016). "SWARM: коррелятор 32 ГГц и формирователь луча VLBI для субмиллиметрового массива". Журнал астрономического приборостроения. 5 (4): 1641006–810. arXiv:1611.02596. Bibcode:2016JAI ..... 541006P. Дои:10.1142 / S2251171716410063. S2CID 114780818.
- ^ «Планета холоднее, чем должна быть». Harvard.edu. 2006-01-03. Получено 2008-11-25.
- ^ Гуруэлл, Марк А; Батлер, Брайан Дж (август 2005 г.). "Изображение двойной системы Плутон / Харон в суб-дуговом масштабе на 1,4 мм". Бюллетень Американского астрономического общества. 37: 743. Bibcode:2005DPS .... 37,5501 г.