WikiDer > Интерферометр с угловой шкалой

Degree Angular Scale Interferometer
Интерферометр с угловой шкалой
ЧастьЮжнополярная станция Амундсен – Скотт Отредактируйте это в Викиданных
Местоположение (а)Южный полюс, Район Договора об Антарктике
Координаты90 ° 00 'ю.ш. 139 ° 16'з.д. / 90 ° ю.ш.139,27 ° з. / -90; -139.27Координаты: 90 ° 00 'ю.ш. 139 ° 16'з.д. / 90 ° ю.ш.139,27 ° з. / -90; -139.27 Отредактируйте это в Викиданных
ОрганизацияЦентр астрофизических исследований в Антарктиде
Национальный фонд науки
Чикагский университет Отредактируйте это в Викиданных
Высота2,800 м (9,200 футов) Отредактируйте это в Викиданных
Длина волны0,83 см (36 ГГц) -1,2 см (25 ГГц)
Построен1999 Отредактируйте это в Викиданных–2000 Отредактируйте это в Викиданных (1999 Отредактируйте это в Викиданных–2000 Отредактируйте это в Викиданных) Отредактируйте это в Викиданных
Стиль телескопакосмический микроволновый фон эксперимент
радиоинтерферометр Отредактируйте это в Викиданных
Количество телескопов13 Отредактируйте это в Викиданных
Диаметр20 см (7,9 дюйма) Отредактируйте это в Викиданных
Монтажальтазимутальное крепление Отредактируйте это в Викиданных Отредактируйте это в Викиданных
Интернет сайтастро.uchicago.edu/ даси/ Отредактируйте это в Викиданных
Интерферометр угловой шкалы градусов расположен в Антарктиде.
Интерферометр с угловой шкалой
Расположение углового интерферометра
[редактировать в Викиданных]

В Интерферометр с угловой шкалой (DASI) был телескоп, установленный в США. Национальный фонд наукис Южнополярная станция Амундсен – Скотт в Антарктида. Это был 13-элементный интерферометр в диапазоне от 26 до 36 ГГц (Группа Ка) в десяти диапазонах. По конструкции прибор похож на Космический фоновый формирователь изображения (CBI) и Очень маленький массив (VSA). В 2001 году команда DASI объявила о самых подробных измерениях температуры или спектра мощности Космический микроволновый фон (CMB). Эти результаты содержат первое обнаружение 2-го и 3-го акустические пики в CMB, которые были важным свидетельством теория инфляции. Это объявление было сделано совместно с Бумеранг и МАКСИМА эксперимент.[1] В 2002 году группа сообщила о первом обнаружении поляризация анизотропия в CMB.[2]

В 2005 году освободившееся крепление DASI было использовано для QUaD эксперимент, который был еще одним формирователем изображения CMB, сфокусированным на спектре E-моды.[3]В 2010 году крепление DASI снова было перепрофилировано под Кек Массив,[4] который также измеряет анизотропию поляризации CMB.

Вступление

CMB был создан, когда Вселенной было около 380000 лет,[5] когда непрозрачный плазма туман, существовавший после Большой взрыв начал рекомбинировать на атомы водорода и позволил фотоны свободно путешествовать по космосу. Этот радиация с тех пор был красное смещение посредством расширение вселенной и его можно слабо увидеть в микроволновая печь часть электромагнитный спектр. В 1992 году было замечено, что есть очень небольшая анизотропия в эффективная температура реликтового излучения,[6] и телескоп DASI был оборудован для точного измерения этой температурной анизотропии, а затем для обнаружения поляризации; первым, кто обратил внимание на поляризацию реликтового излучения. В ΛCDM Теория (темная энергия и холодная темная материя), рассматриваемая как стандартная модель космологии, предсказывала поляризацию реликтового излучения из-за эффектов рассеяния первых атомов во Вселенной. Руководитель проекта Джон Карлстром сказал, что если бы поляризация не была обнаружена, астрофизикам пришлось бы отвергнуть все свои интерпретации последних данных.[7]

Строительство

Место расположения

Телескоп DASI был установлен южным летом 1999–2000 годов на внутренней из двух башен Мартин Померанц Обсерватория на Южнополярной станции Амундсен – Скотт 0,7 км от географический южный полюс.[8] Южный полярный регион - исключительное место для такого телескопа из-за чрезвычайно благоприятных атмосферных условий. Большая высота и крайняя сухость означают, что воздух тоньше и содержит гораздо меньше водяного пара, чем в других климатических условиях, что важно, поскольку вода является хорошим поглотителем микроволнового излучения и блокирует часть сигнала реликтового излучения. Кроме того, солнце видно только шесть месяцев в году, поэтому в это время нет необходимости защищать телескоп от него.[9]

Другие телескопы, которые были или находятся на станции, включают Гадюка, Python, а Телескоп Южного полюса.[10]Увидеть Южнополярная станция Амундсен – Скотт статью со списком астрофизических экспериментов на сайте.

Дизайн

DASI представлял собой компактный интерферометр, состоящий из 13 небольших телескопических элементов, расположенных по схеме с тремя линиями симметрии. Каждый из 13 телескопов имел линзу размером 20 см (7,9 дюйма). гофрированный рог, с гофрированным кожухом для уменьшения перекрестные помехи между усиками. У каждого телескопа был транзистор с высокой подвижностью электронов (HEMT) усилитель, работающий на частотах 26–36 ГГц (Группа Ка), криогенно охлажденный примерно до 10 К. Получатель шумовая температура варьировались от 15K до 26K в центре полосы и 30K по краям. Общая температура системы достигли около 26К.[8][9]

Для поляризационных наблюдений в течение южного лета 2000-2001 гг. Телескоп была переконфигурирована. ахроматический поляризаторы, обеспечивая телескопу чувствительность по всем четырем Параметры Стокса.[11]

Крепление телескопа имело высота-азимут (альтазимут) конструкция, с противовесом механизм и шестерня привод по высоте, обеспечивающий большую стабильность при отслеживании и наведении. Крепление имело тяжелая стальная конструкция коробки, что было необходимо для обеспечения устойчивости телескопа массой 35 000 фунтов (16 000 кг).[8]

Телескоп был разработан для обеспечения максимально надежных результатов за счет минимизации любого фактора, который мог бы повлиять на получаемые изображения, например, 11-метровая башня, на которой находился телескоп, была механически изолирован для предотвращения воздействия на оборудование вибрации остальной части здания.[8] Телескоп находился внутри большого перевернутого купола, который служил заземляющим экраном, чтобы свести к минимуму мешающее тепловое излучение от земли.[9]

Чтобы избежать воздействия на человека температур антарктической зимы -60 ° C (-76 ° F), между телескопом и наземным щитом был установлен навес, который создавал герметичную кабину, обеспечивающую доступ к приборам по лестнице, не выходя из безопасности. здание.[9]

Конструкция DASI очень похожа на VSA и CBI. Электронное оборудование CBI и DASI было фактически идентичным, как и рабочие частоты 26–36 ГГц. Однако CBI был разработан для меньших угловых масштабов, поэтому он имел большее разрешение на меньшей площади неба и поэтому имел тарелки 0,9 м вместо 20-сантиметровых рупоров DASI.[12] VSA также был аналогичен по концепции и работал на той же частоте, но работал с малым угловым разрешением 0,2–3 °.[13]

Финансирование

Проект финансировался Национальный фонд науки (NSF) офис полярных программ, сначала через Центр астрофизических исследований в Антарктиде, а затем напрямую через офис. Его дополнительно поддержал Центр космологической физики в Чикаго.[14]

Полученные результаты

DASI провела свои первые наблюдения за 97 дней в течение южной зимы 2000 года, измерив температурную анизотропию реликтового излучения в 32 примерно прилегающих круговых областях неба, каждая из которых имеет диаметр 3,4 °. Эти наблюдения были очень чувствительными, обычно среднеквадратичное значение точность 10 мкК. После еще одной серии измерений в 2001 году команда сообщила о результатах первых измерений 2-го и 3-го акустических пиков в спектре мощности реликтового излучения,[8][15][16] первый был обнаружен более ранними экспериментами MAT / TOCO, BOOMERanG и MAXIMA.[17]Сокращение данных DASI было выполнено с помощью строгого теста «складной нож», который удалял данные, которые были собраны при превышении определенных параметров, например, если солнце поднялось более чем на 5 ° над горизонтом, или было большое смещение или чрезмерный шум в данные указывают на аппаратный сбой. Это стандартная практика, при которой некоторая точность жертвуется ради повышения надежности.[11]

В декабре 2002 г. группа DASI сообщила об открытии поляризационной анизотропии в CMB. За этим последовали 2 года и 271 день наблюдений двух из предыдущих диаметров 3,4 °. FWHM области. Данные за 22 дня были вырезаны.[2][11]

Эксперимент продолжался в течение южной зимы 2003 года, и новые данные подтвердили выводы предыдущих двух лет.[18]

Выводы

Открытие в 2001 г. 2-го и 3-го акустических пиков в реликтовом излучении стало важным свидетельством инфляционной теории реликтового излучения. расширение вселенной. Согласно теории акустические пики вызваны колебаниями вещества во время Большой взрыв, который должен быть измерен как одна основная частота или тон с рядом обертонов или гармоник. 1-й акустический пик представляет собой основной тон, а 2-й и 3-й пики, обнаруженные DASI, представляют 2-ю и 3-ю гармоники. Эти показания также могут быть использованы для измерения барионной плотности ранней Вселенной.[16] и эти измерения предоставили доказательства существования темной материи и темной энергии.[1] С тех пор это стало Стандартной моделью космологии ΛCDM.

Судя по более свежим результатам поляризации, ученые могли с "высокой степенью уверенности" в присутствии E-режимы в CMB, который дополнил свидетельства, подтверждающие Стандартную модель космологии ΛCDM; данные также помогают понять распределение масс в ранней Вселенной. Температурная анизотропия показала существование образований материи в ранней Вселенной, а поляризация показала, как эти образования двигались.[7] Разработки интерферометрической техники, достигнутые в этом проекте, также считались полезными для будущих проектов, направленных на открытие B-режимы в качестве доказательства гравитационные волны. Однако DASI не был достаточно большим, чтобы его можно было использовать в поисках B-режимов, и, выполнив то, для чего он был разработан, был списан.[18]

Рекомендации

  1. ^ а б Гланц, Джеймс (30 апреля 2001). "Слушайте внимательно: из крошечного шума произошел большой взрыв". Нью-Йорк Таймс. Получено 4 августа 2014.
  2. ^ а б Leitch, E.M .; и другие. (Декабрь 2002 г.). «Измерение поляризации с помощью углового интерферометра». Природа. 420 (6917): 763–771. arXiv:astro-ph / 0209476. Bibcode:2002Натурал.420..763л. Дои:10.1038 / природа01271. PMID 12490940.
  3. ^ Ade, P .; Bock, J .; Bowden, M .; Brown, M. L .; Cahill, G .; Carlstrom, J.E .; Castro, P.G .; Церковь, С .; Culverhouse, T .; Friedman, R .; Ganga, K .; Gear, W. K .; Hinderks, J .; Kovac, J .; Lange, A.E .; Leitch, E .; Мелхуиш, С. Дж .; Мерфи, Дж. А .; Орландо, А .; Schwarz, R .; О’Салливан, К .; Piccirillo, L .; Pryke, C .; Rajguru, N .; Rusholme, B .; Taylor, A.N .; Томпсон, К. Л .; Wu, E. Y. S .; Земцов, М. (10 февраля 2008 г.). «Спектры температуры и поляризационной мощности QUaD CMB за первый сезон». Астрофизический журнал. 674 (1): 22–28. arXiv:0705.2359. Bibcode:2008ApJ ... 674 ... 22A. Дои:10.1086/524922.
  4. ^ "Обзор массива Кека". harvard.edu. NSF. Получено 28 июля 2014.
  5. ^ Энслин, доктор Торстен. «Планк открывает почти идеальную Вселенную». Max-Planck-Gesellschaft. Получено 3 июн 2013.
  6. ^ Sanders, R .; Кан Дж. (13 октября 2006 г.). "Калифорнийский университет в Беркли, космолог LBNL Джордж Ф. Смут удостоен Нобелевской премии по физике 2006 г.". Новости Калифорнийского университета в Беркли. Получено 2008-12-11.
  7. ^ а б «Открытие подтверждает парадоксальные взгляды астрономов на Вселенную». uchicago.edu. Офис новостей Чикагского университета. Получено 25 июля 2014.
  8. ^ а б c d е Leitch, E.M .; и другие. (Март 2002 г.). «План эксперимента и первые сезонные наблюдения с помощью интерферометра угловой шкалы». Астрофизический журнал. 568 (1): 28–37. arXiv:astro-ph / 0104488. Bibcode:2002ApJ ... 568 ... 28L. Дои:10.1086/338878.
  9. ^ а б c d Halverson, N.W .; и другие. (31 июля 1998 г.). "DASI: угловой интерферометр для визуализации анизотропии космического микроволнового фона". Передовые технологии ММВ, радио и терагерцовые телескопы. SPIE 3357: 416–423. Bibcode:1998SPIE.3357..416H. CiteSeerX 10.1.1.25.856. Дои:10.1117/12.317374. Получено 25 июля 2014.
  10. ^ «Организация UANT - кампус Амундсена – Скотта». antarcticaedu.com. Университет Антарктиды. Архивировано из оригинал 17 августа 2014 г.. Получено 28 июля 2014.
  11. ^ а б c Kovac, J.M .; Leitch, E.M .; Pryke, C .; Carlstrom, J.E .; Halverson, N.W .; Хольцапфель, В. Л. (19 декабря 2002 г.). «Обнаружение поляризации в космическом микроволновом фоне с помощью DASI». Природа. 420 (6917): 772–787. arXiv:astro-ph / 0209478. Bibcode:2002Натура 420..772К. Дои:10.1038 / природа01269. PMID 12490941.
  12. ^ "Визуализатор космического фона". caltech.edu. Калтех. Получено 4 августа 2014.
  13. ^ "Радиоастрономическая обсерватория Малларда. Очень малая матрица (VSA)". cam.ac.uk. Кембриджский университет. Получено 4 августа 2014.
  14. ^ «Интерферометр с угловой шкалой градусов». uchicago.edu. Чикагский университет. Архивировано из оригинал 10 декабря 2010 г.. Получено 28 июля 2014.
  15. ^ Halverson, N.W .; Leitch, E.M .; Pryke, C .; Kovac, J .; Carlstrom, J.E .; Holzapfel, W. L .; Драгован, М .; Картрайт, Дж. К .; Mason, B.S .; Падин, С .; Пирсон, Т. Дж .; Readhead, A.C.S .; Шеперд, М. К. (20 марта 2002 г.). "Первые результаты интерферометра с угловой шкалой: измерение углового спектра мощности космического микроволнового фона". Астрофизический журнал. 568 (1): 38–45. arXiv:astro-ph / 0104489. Bibcode:2002ApJ ... 568 ... 38H. Дои:10.1086/338879.
  16. ^ а б Pryke, C .; Halverson, N.W .; Leitch, E.M .; Kovac, J .; Carlstrom, J.E .; Holzapfel, W. L .; Драгован, М. (20 марта 2002 г.). «Извлечение космологических параметров по результатам первого сезона наблюдений с помощью углового интерферометра» (PDF). Астрофизический журнал. 568 (1): 46–51. arXiv:Astro-ph / 0104490. Bibcode:2002ApJ ... 568 ... 46P. Дои:10.1086/338880.
  17. ^ Миллер, А .; Beach, J .; Bradley, S .; Caldwell, R .; Chapman, H .; Девлин, М. Дж .; Dorwart, W. B .; Herbig, T .; Jones, D .; Monnelly, G .; Netterfield, C.B .; Нолта, М .; Пейдж, Л. А .; Puchalla, J .; Робертсон, Т .; Torbet, E .; Tran, H.T .; Винье, В. Э. (июнь 2002 г.). "Эксперименты QMAP и MAT / TOCO по измерению анизотропии космического микроволнового фона". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 140 (2): 115–141. arXiv:Astro-ph / 0108030. Bibcode:2002ApJS..140..115M. Дои:10.1086/339686.
  18. ^ а б Leitch, E.M .; Kovac, J.M .; Halverson, N.W .; Carlstrom, J.E .; Pryke, C .; Смит, М. В. Э. (май 2005 г.). "Интерферометр угловой шкалы за 3 года, результаты поляризации космического микроволнового фона". Астрофизический журнал. 624 (1): 10–20. arXiv:astro-ph / 0409357. Bibcode:2005ApJ ... 624 ... 10л. Дои:10.1086/428825.

внешняя ссылка