1,2 -метровый телескоп миллиметрового диапазона в Центре астрофизики | Гарвард и Смитсоновский институт и его близнец в CTIO в Чили изучают распределение и свойства молекулярных облаков в нашей галактике и ее ближайших соседях с 1970-х годов. Телескоп прозвали «Мини» из-за его необычно малых размеров. На момент постройки это был самый маленький радиотелескоп в мире. Вместе «Мини» и его близнец в Чили получили то, что на сегодняшний день является самым обширным, однородным и широко используемым галактическим обзором межзвездного оксида углерода . «Мини» в настоящее время работает с октября по май каждого года. [3]
В начале 1970-х годов астроном из Института космических исследований имени Годдарда в Нью-Йорке по имени Патрик Таддеус разрушил вековые прецеденты в области астрономии и пошел наперекор тенденции, восходящей к Галилею , когда он решил, что для продолжения скромного проекта по картированию всего Млечного Пути ему просто не нужен и фактически отказался использовать более крупный телескоп, предоставленный для его исследований. Он хотел небольшой. В эпоху, отмеченную большими, более сложными и более дорогими телескопами, Таддеус настоял на небольшом и относительно недорогом инструменте, который он и его коллеги начали строить с нуля.
Межзвездный оксид углерода является лучшим общим трассером практически невидимого молекулярного водорода , который составляет большую часть массы молекулярных облаков. Водород является самым простым и распространенным элементом во Вселенной, а молекулярный водород является самой распространенной молекулой. К сожалению, в типичных межзвездных условиях молекулярный водород не излучает в радио- или миллиметровом диапазоне длин волн.
Однако окись углерода, второй по распространенности ингредиент молекулярных облаков, имеет богатый и сильный спектр миллиметровых волн и, по-видимому, сохраняет довольно постоянное соотношение с молекулярным водородом около 1:100 000. По этой причине окись углерода стала стандартным трассером или «пятном» для невидимого молекулярного водорода, который составляет большую часть молекулярной массы. [2]
На основе наблюдений или инструментальных работ с этими телескопами к настоящему времени написано в общей сложности 24 докторские диссертации.
Телескоп 1,2 метра сыграл важную или доминирующую роль во всех важных общих выводах по молекулярным облакам (МО), перечисленных ниже. Многие из них сейчас считаются общепринятыми, но некоторые изначально были спорными (например, само существование гигантских молекулярных облаков, их возраст и их приуроченность к спиральным рукавам).
Профессор Патрик Таддеус (профессор прикладной астрономии имени Роберта Уиллера Уиллсона, почетный , Гарвардский университет ; старший ученый-космонавт, Смитсоновская астрофизическая обсерватория ), возглавлявший группу миллиметровых волн, умер 28 апреля 2017 года. Том Дэйм (радиоастроном, Смитсоновская астрофизическая обсерватория; преподаватель астрономии, Гарвардский университет) координировал наблюдения телескопа в течение последнего десятилетия. Сэм Палмер (инженер-электронщик, Смитсоновская астрофизическая обсерватория; преподаватель астрономии, Гарвардский университет) продолжает обслуживать аппаратную часть телескопа.
Построенный Таддеусом и его коллегами в 1974 году, телескоп эксплуатировался с крыши Колумбийского университета на Манхэттене до тех пор, пока в 1986 году его не перевезли в CfA. Его парный инструмент был построен в Колумбийском университете и отправлен в Межамериканскую обсерваторию Серро-Тололо , Чили , в 1982 году.
Наблюдения за оксидом углерода показали, что молекулярный газ в космосе гораздо более обширен, чем когда-либо предполагалось. Первоначально Таддеус и его коллеги, Кен Такер и Марк Катнер, изначально начали картографировать оксид углерода, используя шестнадцатифутовый радиотелескоп в обсерватории Макдональда на западе Техаса . План состоял в том, чтобы продолжать картографировать от облаков, которые они наблюдали ( туманность Ориона и туманность Конская Голова ), пока они не найдут место, где больше не будет оксида углерода. Вскоре они обнаружили, что картографировать нужно так много, что сделать это с телескопом такого размера потребовало бы много лет. Этот большой телескоп мог охватить только небольшую область неба при каждом наблюдении.
Таддеус и его коллеги спроектировали радиотелескоп, специально созданный для задачи картирования всей галактики в оксиде углерода. «Мини» был разработан с относительно небольшой тарелкой и, следовательно, относительно большой шириной луча около 1/8 градуса, что можно сравнить с широкоугольным объективом. С этим новым инструментом внезапно стало возможным картировать большие участки неба за относительно короткое время. [19]
В течение следующих нескольких лет была обнаружена замечательная сеть молекулярных облаков и нитей, простирающаяся гораздо дальше от туманности Ориона, чем ожидалось. Фактически, охваченная область была настолько большой, что Таддеус и Дейм (которые с тех пор присоединились к группе Колумбии) пожелали, чтобы у них был еще меньший телескоп, который мог бы быстро показать им общую картину. Однако вместо того, чтобы построить меньший телескоп, они решили внести относительно простое изменение в программу управления мини. Вместо того, чтобы направлять антенну телескопа на одну точку на небе, они заставили антенну телескопа проходить через квадратную решетку из шестнадцати точек на сетке 4 x 4. По сути, это позволило мини имитировать меньшую антенну с полуградусным лучом. Поскольку невозможно увидеть всю галактику из Нью-Йорка, они также построили идентичного близнеца мини, который был отправлен в Серро-Тололо, Чили, для наблюдения за южным небом.
После десятилетия картирования с использованием техники суперлуча, Дэйм и Таддеус создали первую полную карту галактики в CO, охватывающую более 7700 квадратных градусов (почти одну пятую неба) и представляющую более 31 000 отдельных наблюдений. Картирование выявило распределение молекулярного газа не только в плоскости неба, но и по лучевой скорости. Большой разброс наблюдаемых скоростей является результатом в основном дифференциального вращения галактики. [2]
За последние несколько лет главной целью 1,2-метрового телескопа было завершение обзора всего северного неба, лежащего за пределами границы выборки составного обзора оксида углерода Дэйма и др. (2001). По состоянию на июнь 2013 года этот обзор почти завершен, состоит из более чем 375 000 спектров и охватывает ~24 000 кв. градусов с выборкой 1/4°. Кроме того, все молекулярные облака при |b| > 10° и dec > −15° (~248) были нанесены на карту для каждой ширины луча. [20]
В 2011 году Дэйм и Таддеус обнаружили в существующих 21-сантиметровых обзорах явное свидетельство большого расширения рукава Щита-Центавра , одного из двух основных спиральных рукавов, которые, как полагают, простираются от концов галактической перемычки. «Внешний рукав Щита-Центавра» лежит далеко за пределами солнечной орбиты на дальней стороне галактики, примерно в 21 кпк от Солнца. Телескоп CfA 1,2 м на данный момент обнаружил 22 отдельных гигантских молекулярных облака, связанных с пиками HI в рукаве, а крупное, беспристрастное исследование оксида углерода всего рукава было начато осенью 2013 года; ожидается, что для его завершения потребуется около 2 лет. [2]
Система антенн состоит из параболической первичной антенны 1,2 м и гиперболической вторичной антенны 17,8 см в конфигурации Кассегрена с эффективным f/D=2,8. Первичная антенна представляет собой монолитную алюминиевую отливку с f/D=0,375, численно фрезерованную компанией Philco Ford с точностью поверхности 40 мкм (l/65 на частоте 115 ГГц). Фокус телескопа, диаграмма направленности и ширина главного луча были в последний раз измерены и отрегулированы осенью 1994 года с использованием передатчика в промежуточном поле (на расстоянии 1,4 км на крыше William James Hall в Гарварде). Диаграмма направленности хорошо соответствует предсказаниям скалярной теории дифракции. Ширина луча (FWHM) составляет 8,4+/-0,2 угловых минут, а эффективность главного луча 82%.
Антенна размещена в 16-футовом куполе из ясеня с щелью 75 дюймов. Во время обычных наблюдений щель закрыта экраном из плетеного ПТФЭ ( политетрафторэтилен — тефлон), выбранного за его почти полную прозрачность для микроволн, прочность и устойчивость к старению. Экран не допускает попадания ветра в купол и позволяет регулировать температуру внутри. Было обнаружено, что отражения ЛО от экрана ПТФЭ являются источником случайных стоячих волн в базовых линиях сканирования; последующая модификация монтажных пластин в нижней и верхней части экрана придала ему форму «V», исключив поверхности постоянной фазы для отраженного ЛО и решив проблему стоячей волны.
Крепление телескопа и приводные системы по сути не изменились по сравнению с их конфигурациями в Колумбии. Поскольку телескоп небольшой, на обеих осях используются двигатели с прямым приводом, с тем преимуществом, что в системе привода нет зубчатых передач. Хотя двигатели обеспечивают только 11 фунт-сила-фут (15 Н·м) крутящего момента, телескоп может менять ориентацию со скоростью 10 градусов в секунду. Обе оси контролируются 16-битными энкодерами и тахометрами, считываемыми с частотой 100 Гц компьютером управления телескопом для расчета поправок крутящего момента для наведения.
Наведение телескопа точно настраивается в начале каждого сезона с помощью коалиционного оптического телескопа для наблюдения большого количества звезд, охватывающих широкий диапазон азимутов и высот. Подгонка по методу наименьших квадратов к ошибкам наведения используется для определения 5 параметров наведения (смещения кодировщиков азимута и высоты, эффективная долгота и широта и небольшая неперпендикулярность осей азимута и высоты). Поскольку относительно большой луч телескопа делает непрерывные наблюдения планет неудобными, наведение проверяется еженедельно с помощью радионепрерывных наблюдений лимба Солнца. Хотя в течение сезона наблюдений (осень, зима и весна) Солнце проходит ниже высоты большинства наблюдений оксида углерода, это единственный практический астрономический источник для проверки наведения. На высотах, используемых для наблюдений, среднеквадратичные ошибки наведения телескопа были менее примерно 1', около 1/9 ширины луча.
Гетеродинный приемник , который использует сверхпроводящий-изолятор-сверхпроводящий (SIS) переход Джозефсона в качестве смесителя, представляет собой конструкцию Керра с двумя закороченными переходами (Pan et al. 1983). Скалярный фидер соединяет микроволновый сигнал с приемником, где он смешивается с сигналом гетеродина (LO) для получения сигнала промежуточной частоты (ПЧ) 1,4 ГГц, который далее усиливается усилителем на малошумящем полевом транзисторе с высокой подвижностью электронов (HEMT FET) и передается в секцию ПЧ приемника. Секция ПЧ дополнительно усиливает сигнал и гетеродинирует его до 150 МГц, передавая полосу пропускания 200 МГц в спектрометр.
Сигнал гетеродина генерируется генератором на диоде Ганна , частота которого контролируется с помощью системы фазовой автоподстройки частоты с помощью синтезатора частот, управляемого компьютером. Смеситель SIS и усилитель первой ступени на полевом транзисторе находятся на охлаждаемой жидким гелием холодной ступени вакуумного дьюара; остальная электроника имеет комнатную температуру. Типичные шумовые температуры приемника на частоте 115,3 ГГц составляют 65–70 К однополосной (SSB) схеме. Хотя производительность несколько улучшается до 55 К SSB, если гелиевый дьюар накачивается до 2,7 К, это не стандартная процедура наблюдения, поскольку шум неба на частоте 115 ГГц доминирует на этом уровне производительности приемника. В лучшие сухие, холодные дни общая температура системы составляет менее 350 К SSB, отнесенная к атмосфере.
Телескоп имеет два программно-выбираемых банка фильтров модифицированной конструкции NRAO , каждый из которых содержит 256 каналов. На частоте 115 ГГц банк фильтров 0,5 МГц на канал обеспечивает разрешение по скорости 1,3 км/с и покрытие по скорости 333 км/с, а разрешение и покрытие банка фильтров 0,25 МГц на канал составляют 0,65 и 166 км/с соответственно. Спектрометры делят окончательный сигнал ПЧ 150 МГц от приемника на 16 полос шириной 4 или 8 МГц, каждая из которых центрирована на 8 МГц. 16 полос передаются на равное количество плат фильтров, каждая с 16 смежными двухполюсными фильтрами Баттерворта шириной 0,25 или 0,5 МГц. Выходные сигналы фильтров передаются на квадратичные детекторы. После усиления обнаруженные сигналы накапливаются в интеграторах. Время выборки составляет 48 мс, за которым следует удержание в течение 5 мс для последовательного считывания аналого-цифровым преобразователем, после чего интеграторы очищаются для следующего цикла. 256 значений, выдаваемых преобразователем, сохраняются в буфере в течение следующего цикла, что дает компьютеру полные 48 мс для считывания данных.
До января 1991 года наведение, сбор данных и калибровка радиотелескопа контролировались миникомпьютером Data General Nova (на фото), работающим на заказной системе управления телескопом. Управляющий компьютер был довольно ограничен по скорости и памяти (имея всего 32 Кбайт оперативной памяти и 5 Мбайт фиксированного дискового хранилища), но он был достаточно быстрым, чтобы обеспечить ограниченное сокращение данных в режиме онлайн. Для дальнейшей обработки все сканы переносились через 1600 бит/дюйм 9-дорожечную магнитную ленту на рабочую станцию Digital Equipment VAXstation II/GPX.
В январе 1991 года функции управления телескопом были переданы компьютеру Macintosh IIfx , на котором работала переведенная и улучшенная версия системы управления телескопом, написанная на языке C. Отдельные сканы или, что более распространено, объединенные файлы, содержащие большое количество сканов, можно получить с управляющего компьютера напрямую через Интернет. Обычно данные анализируются как «кубы» формата FITS галактической долготы, широты и скорости. Такие кубы можно построить из необработанных файлов сканирования либо с помощью специального программного обеспечения Macintosh, либо на рабочих станциях Unix с IDL или CLASS.
Температура шума приемника калибруется в начале каждой смены наблюдения путем измерения разницы в реакции приемника на температуру окружающей среды и температуру жидкого азота. Нагрузки изготовлены из Eccosorb, пропитанной углеродом пены, которая хорошо поглощает микроволны и имеет конусообразную форму для предотвращения прямого отражения LO обратно в фид.
Интенсивности линий оксида углерода калибруются с использованием метода колеса прерывателя при комнатной температуре и двухслойной модели атмосферы Катнера (1978). На частоте сигнала оксида углерода непрозрачность атмосферы заметна, в основном из-за молекулярного кислорода и водяного пара, и необходимо применять поправки к наблюдаемым интенсивностям линий для затухания сигнала. Двухслойная модель атмосферы Катнера параметризует зависимость поправочного коэффициента от высоты в терминах всего 3 параметров, каждый из которых имеет физическую интерпретацию. Поскольку кислород имеет гораздо большую высоту шкалы, чем водяной пар, модель предполагает, что их можно рассматривать как отдельные слои, кислород над водой, с различными характерными температурами и непрозрачностями. Температура и непрозрачность кислорода в верхней атмосфере не сильно меняются в зависимости от сезона и считаются постоянными на уровне 255 К и 0,378 соответственно на частоте сигнала. Остальные параметры в модели, температура и непрозрачность воды и доля принимаемой мощности с неба, определяются с помощью наклонов антенны (измерений интенсивности сигнала неба в зависимости от высоты) не реже одного раза за шестичасовую смену наблюдений и чаще, если погода меняется. Типичные значения непрозрачности воды в зените составляют от 0,10 до 0,15, со значениями около 0,05 в самую холодную и сухую погоду. В начале каждого сканирования выполняется 1-секундная калибровка для коррекции краткосрочных изменений усиления приемника и непрозрачности атмосферы.
Сезон наблюдений для телескопа 1,2 м, как и для других телескопов миллиметрового диапазона в умеренных северных широтах, обычно длится с октября по май, с лучшими условиями с ноября по март. Холодные, сухие дни позволяют проводить лучшие наблюдения из-за пониженной непрозрачности атмосферы из-за водяного пара и более холодного неба в целом. В целом, погода позволяет работать телескопу примерно половину времени с октября по май.
Для получения плоских спектральных базовых линий вблизи галактической плоскости, где эмиссия обычно охватывает большой диапазон скоростей, спектры были получены путем переключения положения каждые 15 с между положением источника (ON) и двумя свободными от эмиссии опорными позициями (OFFs), выбранными программой управления телескопом, чтобы охватить ON по высоте. Доля времени, потраченного на каждое OFF, была скорректирована таким образом, чтобы средневзвешенная по времени температура системы в OFFs была равна температуре в ON, что приводило к плоским базовым линиям и остаточным смещениям, которые обычно были менее 1 К. Это смещение обычно устранялось путем простой подгонки прямой линии к свободным от эмиссии концам спектра.
Вдали от плоскости в тех областях, где обнаружены только одна или две относительно узкие линии оксида углерода, часто использовалось переключение частоты на 10–20 МГц со скоростью 1 Гц вместо переключения положения. Поскольку спектральные линии остаются в пределах диапазона спектрометра в обеих фазах цикла переключения, данные можно было получать в два раза быстрее, чем при переключении положения, хотя для удаления остаточной базовой линии требовались полиномы более высокого порядка, обычно 4-го или 5-го порядка. Линия теллурического излучения оксида углерода в мезосфере, переменная как по интенсивности, так и по скорости LSR, обнаруживается в спектрах с переключением частоты; поскольку скорость LSR линии можно было точно предсказать, смешивания с галактическим излучением можно было избежать путем соответствующего планирования наблюдений. В нескольких случаях крупных обзоров (например, Тельца и Ориона) модель теллурической линии ежедневно подгонялась под спектры, свободные от галактического излучения, и использовалась для удаления линии из всех спектров. [21]