stringtranslate.com

Очень маленький массив

Very Small Array ( VSA ) — 14-элементный интерферометрический радиотелескоп, работающий в диапазоне частот от 26 до 36 ГГц, который используется для изучения космического микроволнового фонового излучения . Это был совместный проект Кембриджского университета , Манчестерского университета и Института астрофизики Канарских островов ( Тенерифе ), и он был расположен в обсерватории Тейде на Тенерифе . Решетка была построена в радиоастрономической обсерватории Маллард группой астрофизики Кавендиша и обсерваторией Джодрелл-Бэнк и финансировалась PPARC (теперь STFC ). Конструкция во многом основывалась на телескопе космической анизотропии . [1] [2]

По своим возможностям телескоп был сопоставим с несколькими другими экспериментами по исследованию РКМ, включая BOOMERanG и MAXIMA на основе аэростатов, а также DASI и CBI на основе наземных устройств . [3]

Дизайн

Щит заземления, на котором раньше находился VSA

Телескоп состоит из 14 элементов (обеспечивающих 91 базовую линию), каждый из которых имеет рупорную рефлекторную антенну, фокусирующую астрофизические сигналы на отдельные приемники (псевдоморфные усилители HFET с температурой системы около 25 К и физической температурой 12 К, [1] на основе конструкции NRAO ). [4] Отдельные элементы объединяются с помощью коррелятора для формирования массива синтеза апертуры . [4] Элементы установлены на наклонном столе, который способен отслеживать небо и может наклоняться до 35 градусов от зенита. [1]

Телескоп использовался в трех различных конфигурациях – «компактная», «расширенная» и «суперрасширенная», каждая из которых отличается расстоянием между элементами (разница между компактной и расширенной составляет множитель 2,25) и размером антенн. [1] В то время как компактная решетка имеет антенны  диаметром 143 мм, расширенная решетка использует  антенны диаметром 322 мм. [5] Это означает, что компактная решетка имеет первичный луч 4,5 градуса и разрешение 30 угловых минут (мультиполи от 100 до 800), в то время как расширенная решетка имеет первичный луч 2 градуса, разрешение 12 угловых минут и, следовательно, может наблюдать мультиполи от 250 до 1500. [6] Расширенная решетка также в 5 раз более чувствительна, чем компактная решетка. [5] Сверхрасширенная решетка сможет измерять мультиполи до 3000, [7] и имеет  зеркала антенны диаметром 550 мм. Усилители входного каскада также были модернизированы. [8]

Телескоп может быть настроен на частоты от 26 до 36 ГГц с полосой пропускания 1,5 ГГц, что означает, что телескоп может проводить наблюдения на разных частотах. [9]

Он также включает в себя два 3,7-  метровых радиотелескопа, также работающих на частоте 30 ГГц, [10], которые предназначены для мониторинга источников переднего плана. [3] Эти антенны для вычитания источников были модернизированы до более точных после первой серии наблюдений, чтобы обеспечить мониторинг гораздо более слабых источников, чем ранее. [5]

Как исходные вычитающие тарелки, так и сам VSA окружены большими металлическими заземляющими экранами. [2]

Поскольку VSA является интерферометром , он напрямую измеряет угловой спектр мощности реликтового излучения, вместо того, чтобы сначала строить карту неба. [2] [11]

Результаты

Спектр мощности температурной анизотропии космического микроволнового фонового излучения в терминах углового масштаба (или мультипольного момента ). Приведенные данные получены с приборов WMAP (2006), Acbar (2004), Boomerang (2005), CBI (2004) и Very Small Array (2004).

Поля, наблюдаемые с помощью VSA, были выбраны для минимизации количества ярких радиоисточников и крупных скоплений в поле (последнее — для избежания эффекта Сюняева-Зельдовича ), а также для избежания загрязнения излучением от нашей галактики . [7] Точечные радиоисточники, присутствующие в полях VSA, наблюдались с помощью телескопа Райла на частоте 15 ГГц, а затем контролировались вычитателями источников VSA во время наблюдений VSA. [3]

В конфигурации компактной решетки телескоп наблюдал три области неба размером 7×7 градусов с высокой точностью [1] в сеансе наблюдений между августом 2000 года и августом 2001 года. [12] Эти наблюдения проводились на самой высокой частоте телескопа, центрированной на 34 ГГц, чтобы уменьшить загрязнение переднего фона. [9] Другая, большая область неба также наблюдалась, но с меньшей точностью. [9] Данные этих наблюдений были обработаны независимо во всех трех участвующих учреждениях. [4] Результаты этих наблюдений были опубликованы в серии из четырех статей в 2003 году; авторами были Уотсон и др., Тейлор и др., Скотт и др. и Рубино-Мартин и др. (см. Ссылки ниже). Ключевыми результатами были спектры мощности космического микроволнового фона между мультиполями 150 и 900, [11] и полученные ограничения на космологические параметры в сочетании с данными наблюдений из других экспериментов. [13]

Вторая сессия наблюдений проходила с сентября 2001 г. [12] по июль 2003 г. и использовала расширенный массив. [14] Первые результаты с расширенного массива были опубликованы в виде письма в 2003 г. одновременно с первыми четырьмя публикациями, с использованием данных, полученных до апреля 2002 г. Наблюдаемые участки неба были расположены в пределах ранее наблюдавшихся полей, причем измерения были как более точными, так и более подробными. Результатом стал улучшенный спектр мощности CMB, выходящий на мультиполь 1400, [5] и уточненные космологические параметры. [15] Второй набор результатов был опубликован в 2004 г. и состоял из исходных наблюдений плюс больше наблюдений, сделанных в тех же областях неба, а также наблюдений в трех новых областях. Это дало измерения спектров мощности CMB до l 1500 гораздо более точные, чем ранее, [7] и более точные оценки космологических параметров. [16]

Наблюдения с VSA продолжались до конца августа 2008 года, используя конфигурацию Super-Extended. Кроме того, телескоп Райла был модернизирован для обнаружения точечных источников с более низким потоком, а приемник OCRA на телескопе в Польше будет использоваться для более точного вычитания точечных источников. [8]

Смотрите также

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Очень малый массив» .

Ссылки

  1. ^ abcde "Веб-страница Кембриджского университета о VSA" . Получено 23 июня 2007 г.
  2. ^ abc "Веб-страница Jodrell Bank о VSA" . Получено 23 июня 2007 г.
  3. ^ abc Watson, RA; et al. (2003). «Первые результаты Very Small Array I: Observational Methods». MNRAS . 341 (4): 1057–1065. arXiv : astro-ph/0205378 . Bibcode :2003MNRAS.341.1057W. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06338.x . S2CID  17592336.
  4. ^ abc "Обсерватория Джодрелл-Бэнк - Приемники VSA" . Получено 23 июня 2007 г.
  5. ^ abcdef Грейндж, Кейт и др. (2003). "Спектр мощности реликтового излучения до l = 1400, измеренный VSA". MNRAS . 341 (4): L23–L28. arXiv : astro-ph/0212495 . Bibcode :2003MNRAS.341L..23G. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06563.x .
  6. ^ "Технические характеристики VSA". Обсерватория Джодрелл-Бэнк . Получено 23 июня 2007 г.
  7. ^ abcde Дикинсон, Клайв и др. (2004). "Высокочувствительные измерения спектра мощности реликтового излучения с помощью расширенной очень малой решетки". MNRAS . 353 (3): 732. arXiv : astro-ph/0402498 . Bibcode :2004MNRAS.353..732D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08206.x . S2CID  2806871.
  8. ^ ab Клири, Киран; Тейлор, Анджела С.; Уолдрам, Элизабет; Баттье, Ричард А.; Дикинсон, Клайв; Дэвис, Род Д.; Дэвис, Ричард Дж.; Дженова-Сантос, Рикардо; и др. (2005). «Вычитание источников для расширенной очень малой решетки и оценки количества источников на частоте 33 ГГц». MNRAS . 360 (1): 340–353. arXiv : astro-ph/0412605 . Bibcode :2005MNRAS.360..340C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09037.x . S2CID  10370174.
  9. ^ abc Taylor, Angela C.; et al. (2003). «Первые результаты с помощью очень малого массива II: наблюдения реликтового излучения». MNRAS . 341 (4): 1066–1075. arXiv : astro-ph/0205381 . Bibcode : 2003MNRAS.341.1066T. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06493.x . S2CID  15605923.
  10. ^ "VSA Source Subtractors". Обсерватория Джодрелл-Бэнк . Получено 23 июня 2007 г.
  11. ^ abcd Скотт, ПФ; и др. (2003). «Первые результаты с помощью Very Small Array III: The CMB Power Spectrum». MNRAS . 341 (4): 1076–1083. arXiv : astro-ph/0205380 . Bibcode : 2003MNRAS.341.1076S. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06354.x . S2CID  119088948.
  12. ^ ab Maisinger, Klaus; Hobson, MP; Saunders, Richard DE; Grainge, Keith JB (2003). "Калибровка астрометрической геометрии интерферометрических телескопов с максимальным правдоподобием: применение к Very Small Array". MNRAS (аннотация). 345 (3): 800–808. arXiv : astro-ph/0212210 . Bibcode :2003MNRAS.345..800M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06995.x . S2CID  11987021.
  13. ^ Рубино-Мартин, JA; и др. (2003). «Первые результаты от Very Small Array IV: Cosmological Parameter Estimation». MNRAS . 341 (4): 1084–1092. arXiv : astro-ph/0205367 . Bibcode :2003MNRAS.341.1084R. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06494.x . S2CID  18192370.
  14. ^ "VSA Extended Array Power Spectrum Data" . Получено 23 июня 2007 г. .
  15. ^ Слосар, Анзе и др. (2003). «Оценка космологических параметров и сравнение байесовских моделей с использованием данных VSA». MNRAS . 341 (4): L29–L34. arXiv : astro-ph/0212497 . Bibcode :2003MNRAS.341L..29S. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06564.x . S2CID  12420402.
  16. ^ Реболо, Рафаэль и др. (2004). «Оценка космологических параметров с использованием данных Very Small Array до l=1500». MNRAS . 353 (3): 747–759. arXiv : astro-ph/0402466 . Bibcode :2004MNRAS.353..747R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08102.x . S2CID  13971059.

Дальнейшее чтение