- Субмиллиметровый массив ночью 2015 года, освещенный вспышкой
- Массив в процессе строительства в 2002 году
Субмиллиметровый массив ( SMA ) состоит из восьми радиотелескопов диаметром 6 метров (20 футов), организованных в виде интерферометра для наблюдений в субмиллиметровом диапазоне длин волн. Это первый специально созданный субмиллиметровый интерферометр, созданный после успешных экспериментов по интерферометрии с использованием уже существующего 15-метрового (49 футов) телескопа Джеймса Клерка Максвелла и 10,4-метровой (34,1 фута) субмиллиметровой обсерватории Калифорнийского технологического института (ныне выведенной из эксплуатации) в качестве интерферометра. Все три из этих обсерваторий расположены в обсерватории Мауна-Кеа на Мауна-Кеа, Гавайи , и работали вместе как десятиэлементный интерферометр в диапазонах 230 и 345 ГГц (eSMA, для расширенного субмиллиметрового массива ) . В настоящее время используются длины базовых линий от 16 до 508 метров (от 52 до 1667 футов) . Диапазон радиочастот, доступных этому телескопу, составляет 194–408 гигагерц (1,545–0,735 мм), что включает вращательные переходы десятков видов молекул, а также непрерывное излучение частиц межзвездной пыли. Хотя массив способен работать как днем, так и ночью, большинство наблюдений проводится ночью, когда фазовая стабильность атмосферы наилучшая.
SMA совместно управляется Смитсоновской астрофизической обсерваторией (SAO) и Институтом астрономии и астрофизики Академии Синика (ASIAA).
Проект SMA был начат в 1983 году как часть широкой инициативы Ирвина Шапиро , тогдашнего нового директора 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 и профинансировала строительство двух дополнительных антенн и расширение коррелятора для размещения почти удвоенного количества базовых линий интерферометра. Рассматриваемые места для решетки включали гору Грэхем в Аризоне, место недалеко от Южного полюса, и пустыню Атакама в Чили, но в конечном итоге была выбрана Мауна-Кеа из-за ее существующей инфраструктуры, наличия довольно ровной местности для строительства решетки и возможности включения JCMT и CSO в решетку. Лаборатория приемников была создана в 1987 году в Кембриджском филиале SAO. [1]
Антенны были построены в обсерватории Хейстек в Уэстфорде, Массачусетс , частично разобраны и перевезены на грузовиках через Соединенные Штаты, а затем отправлены морем на Гавайи. Антенны были собраны заново в большом ангаре на месте вершины Мауна-Кеа.
SMA была открыта и начала официальную деятельность 22 ноября 2003 года.
SMA был построен к северо-западу от седловины между шлаковыми конусами Пуу Полиаху и Пуу Хауоки, примерно в 140 метрах ниже вершины Мауна-Кеа.
Извечная проблема для радиоинтерферометров, особенно с небольшим количеством антенн, заключается в том, где должны быть размещены антенны относительно друг друга, чтобы производить наилучшие синтезированные изображения. В 1996 году Эрик Кето изучал эту проблему для SMA. Он обнаружил, что наиболее равномерная выборка пространственных частот , и, следовательно, самая чистая (с самым низким боковым лепестком ) функция рассеяния точки была получена, когда антенны были расположены в форме треугольника Рёло . [2] Из-за этого исследования площадки, на которых могут быть размещены антенны SMA, были расположены так, чтобы сформировать четыре треугольника Рёло, причем самая восточная площадка образовывала общий угол для всех четырех треугольников. Однако участок SMA представляет собой лавовое поле со множеством скалистых хребтов и впадин, поэтому площадки не могли быть размещены в точно оптимальных положениях.
В большинстве случаев все восемь антенн развертываются на площадках, образуя один треугольник Рёло, что приводит к четырем конфигурациям, названным в порядке увеличения размера: субкомпактная, компактная, расширенная и очень расширенная. График перемещения антенн определяется требованиями утвержденных предложений по наблюдению, но, как правило, следует примерно квартальному графику. Специально изготовленный транспортер используется для подъема антенны с площадки, ее перемещения по одной из грунтовых подъездных дорог и установки на новую площадку, при этом сохраняется питание системы охлаждения для криогенных приемников.
Каждая антенная площадка имеет канал, соединяющий ее с центральным зданием, через который протягиваются кабели питания переменного тока и оптические волокна. Многомодовые оптические волокна используются для цифровых сигналов с низкой пропускной способностью, таких как Ethernet и телефонная связь. Одномодовые оптоволоконные кабели Sumitomo LTCD используются для опорных сигналов для генерации гетеродина для гетеродинных приемников и возврата сигнала ПЧ от антенны. Волокна Sumitomo имеют чрезвычайно низкий коэффициент теплового расширения, который близок к нулю при типичной температуре ниже поверхности Мауна-Кеа. Это позволяет массиву работать без измерений задержки замкнутого контура. [3]
Каждая из восьми антенн имеет основное 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 раздуваемая ветром вулканическая пыль могут повредить хрупкие панели из углеродного волокна. Панели, каждая шириной около 1 метра, были обработаны с точностью до 6 микрон. Они поддерживаются опорной конструкцией из углеродного волокна, которая закрыта алюминиевыми панелями для защиты от раздуваемого ветром мусора. Положение панелей можно регулировать с передней стороны тарелки.
Первоначальная настройка поверхностных панелей на Гавайях была выполнена в сервисном ангаре с использованием вращающегося шаблона. После развертывания антенн поверхности были измерены с помощью голографии ближнего поля с источником маяка 232,4 ГГц, установленным на внешнем переходном мостике здания Subaru, на высоте 67 метров над кольцом подложки субкомпактного SMA. Положения панелей были скорректированы на основе результатов голографии, и корректировки под руководством голографии периодически повторяются для поддержания качества поверхности. После нескольких циклов настройки погрешность поверхности обычно составляет около 15 микрон RMS. [4]
Нагревательные элементы установлены на главном зеркале, на квадруподе, поддерживающем вторичное зеркало, и на самом вторичном зеркале для предотвращения образования льда в условиях высокой влажности.
Каждая антенна имеет кабину, в которой находится электроника, необходимая для управления антенной, а также приемники фокусировки Nasmyth. Эта кабина с контролируемой температурой почти охватывает стальное крепление антенны, чтобы минимизировать ошибки наведения из-за тепловых изменений.
SMA использует криогенные гетеродинные приемники SIS в изогнутом фокусе Несмита . [5] Все приемники смонтированы в одном большом криостате внутри антенной кабины. Криостат может вместить до восьми приемных вставок, каждая из которых удерживает один приемник. Вращающийся проволочный сетчатый расщепитель луча , за которым следует вращающееся зеркало, направляет две линейные поляризации входящего излучения на две приемные вставки. Это позволяет решетке наблюдать либо одну поляризацию двух различных частотных диапазонов одновременно, либо обе поляризации одного диапазона одновременно для повышения чувствительности и измерения параметров Стокса .
Приемники доступны для покрытия частот от 194 до 408 ГГц без пропусков. Однако полные измерения поляризации могут быть выполнены только около 230 и 345 ГГц, где пары приемников могут быть настроены на одну и ту же частоту, а четвертьволновые пластины, оптимизированные для этих частот, могут быть вставлены в оптический путь.
Приемники чувствительны к обеим боковым полосам, создаваемым гетеродинным смешиванием. Боковые полосы разделяются путем введения шаблона Уолша с 90-градусными фазовыми изменениями в сигнале гетеродина и демодуляции этого шаблона в корреляторе. Шаблон Уолша с 180-градусными фазовыми изменениями, уникальный для каждой антенны, также вводится в гетеродин, чтобы подавить перекрестные помехи между ПЧ, поступающими на коррелятор с разных антенн.
Благодаря недавнему обновлению широкополосных приемников SMA, два из которых настроены на частоты, смещенные на 12 ГГц, массив может наблюдать за диапазоном небесных частот шириной 44 ГГц без пропусков.
Первоначальный коррелятор SMA был разработан для корреляции 2 ГГц полосы пропускания ПЧ на боковую полосу от каждого из двух активных приемников в восьми антеннах, создавая спектральные данные для 28 базовых линий. Поскольку аналого -цифровые преобразователи производили выборку на частоте 208 МГц, ПЧ была преобразована с понижением частоты в 24 частично перекрывающихся «фрагмента», каждый шириной 104 МГц, перед выборкой. После выборки данные были отправлены на 90 больших плат ПК, на каждой из которых было установлено 32 микросхемы коррелятора ASIC . Коррелятор имел конструкцию XF; в конфигурации по умолчанию для каждого из двух приемников на 28 базовых линиях было рассчитано 6144 запаздывания, прежде чем было применено БПФ 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 фрагментах за счет более низкого разрешения в других частях спектра. Микросхемы коррелятора были разработаны в MIT Haystack и финансировались пятью учреждениями: SMA, USNO , NASA , NRFA и JIVE . [3] Коррелятор также можно было настроить для корреляции всех 45 базовых линий, полученных путем добавления CSO и JCMT к массиву, но только для одного приемника на антенну.
В 2016 году был запущен новый коррелятор под названием SWARM, позволяющий коррелировать большую общую полосу пропускания ПЧ, увеличивая чувствительность массива к источникам континуума, а также его мгновенное спектральное покрытие. Новый коррелятор, конструкция FX, использует аналого-цифровые преобразователи 4,576 ГГц [6] и ПЛИС Xilinx Virtex-6 SX475T вместо специально разработанных корреляторных чипов. ПЛИС размещены с дополнительной электроникой на платах ROACH2, произведенных Collaboration for Astronomy Signal Processing and Electronics Research (CASPER). Новый коррелятор работает только с одной спектральной конфигурацией, с равномерным разрешением 140 кГц на канал по всей полосе пропускания. Данные хранятся 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 пропускания ПЧ на боковую полосу для двух активных приемников во всех восьми антеннах. Когда два приемника настроены на одну и ту же частоту, рассчитываются полные параметры поляризации Стокса . [7] Несколько сбивает с толку, теперь в полном корреляторе есть шесть «квадрантов» SWARM, что позволяет коррелировать 12 ГГц полосы пропускания для каждой боковой полосы двух приемников на всех базовых линиях, что позволяет охватить 48 ГГц общей частоты неба.
SWARM также может работать как сумматор фазированной решетки, благодаря чему SMA выглядит как отдельная антенна для операций VLBI .
SMA — многоцелевой инструмент, который можно использовать для наблюдения за разнообразными небесными явлениями. SMA отлично подходит для наблюдения за пылью и газом с температурой всего на несколько десятков кельвинов выше абсолютного нуля . Объекты с такими температурами обычно испускают большую часть своего излучения на длинах волн от нескольких сотен микрометров до нескольких миллиметров, что является диапазоном длин волн, в котором SMA может вести наблюдения. Обычно наблюдаемые классы объектов включают звездообразующие молекулярные облака в нашей и других галактиках, галактики с сильным красным смещением , эволюционировавшие звезды и Галактический центр . Иногда наблюдаются тела в Солнечной системе, такие как планеты , астероиды , кометы и луны .
SMA использовался для обнаружения того, что Плутон на 10 К (18 °F) холоднее, чем ожидалось. [8] Это был первый радиотелескоп, который разрешил Плутон и Харон как отдельные объекты. [9]
SMA является частью телескопа Event Horizon Telescope , который наблюдает за близлежащими сверхмассивными черными дырами с угловым разрешением, сопоставимым с размером горизонта событий объекта , и который создал первое изображение черной дыры .
