WikiDer > Очень маленький массив

Very Small Array
Очень маленький массив
ЧастьОбсерватория Тейде Отредактируйте это в Викиданных
Местоположение (а)Тенерифе, Атлантический океан
Координаты28 ° 18′02 ″ с.ш. 16 ° 30′37 ″ з.д. / 28,30064 ° с.ш.16,5 · 1028 ° з.д. / 28.30064; -16.51028Координаты: 28 ° 18′02 ″ с.ш. 16 ° 30′37 ″ з.д. / 28,30064 ° с.ш.16,5 · 1028 ° з.д. / 28.30064; -16.51028 Отредактируйте это в Викиданных
ОрганизацияКавендишская астрофизическая группа
Instituto de Astrofísica de Canarias
Обсерватория Джодрелл Бэнк
Кембриджский университет Отредактируйте это в Викиданных
Высота2,500 м (8,200 футов) Отредактируйте это в Викиданных
Длина волны0,83 см (36 ГГц) -1,2 см (25 ГГц)
Построен–Декабрь 1999 г.Отредактируйте это в Викиданных (–Декабрь 1999 г.Отредактируйте это в Викиданных) Отредактируйте это в Викиданных
Стиль телескопарадиоинтерферометр Отредактируйте это в Викиданных
Угловое разрешение0,2 градусаОтредактируйте это в Викиданных
Интернет сайтwww.jb.человек.ac.Великобритания/ tech/технологии/ vsa.html Отредактируйте это в Викиданных
Very Small Array находится на Канарских островах
Очень маленький массив
Расположение очень маленького массива
Страница общин Связанные СМИ на Викискладе?
[редактировать в Викиданных]

В Очень маленький массив (VSA) был 14-элементным интерферометрический радиотелескоп, работающий в диапазоне от 26 до 36 ГГц, который используется для изучения космическое микроволновое фоновое излучение. Это было сотрудничество между Кембриджский университет, Манчестерский университет и Instituto de Astrofisica de Canarias (Тенерифе), и находился на Observatorio del Teide на Тенерифе. Массив построен на Радиоастрономическая обсерватория Малларда посредством Кавендишская астрофизическая группа и Обсерватория Джодрелл Бэнк, и был профинансирован PPARC (сейчас же STFC). Дизайн был сильно основан на Космический телескоп анизотропии.[1][2]

Телескоп был сопоставим по возможностям с несколькими другими экспериментами по реликтовому излучению, в том числе с баллонным. Бумеранг и МАКСИМА, а наземный DASI и CBI.[3]

Дизайн

Телескоп состоит из 14 элементов (дает 91 базовую линию), каждый из которых имеет рупорную рефлекторную антенну, фокусирующую астрофизические сигналы в отдельные приемники (псевдоморфозы). HFET усилители с температурой системы около 25 К и физической температурой 12 К,[1] на основе НРАО дизайн).[4] Отдельные элементы объединяются с помощью коррелятора, чтобы сформировать синтез апертуры множество.[4] Элементы установлены на наклонном столе, который может отслеживать небо и может наклоняться до 35 градусов от зенита.[1]

Телескоп использовался в трех различных конфигурациях - «компактная», «расширенная» и «сверхвысокая», каждая из которых различается расстоянием между элементами (разница между компактным и расширенным составляет 2,25 раза), и размер антенн.[1] В то время как компактный массив имеет антенны диаметром 143 мм, расширенный массив использует антенны диаметром 322 мм.[5] Это означает, что компактный массив имеет первичный луч 4,5 градуса и разрешение 30 угловых минут (мультиполюсы от 100 до 800), в то время как расширенный массив имеет первичный луч 2 градуса, разрешение 12 угловых минут и, следовательно, может наблюдать мультиполи. между 250 и 1500.[6] Расширенная матрица также в 5 раз более чувствительна, чем компактная.[5] Суперрасширенный массив сможет измерять мультиполи до 3000,[7] и имеет антенные зеркала 550 мм. Также были обновлены входные усилители.[8]

Телескоп можно настроить 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 радиотелескопа 3,7 м, также работающих на частоте 30 ГГц,[10] которые предназначены для мониторинга источников переднего плана.[3] Эти тарелки для вычитания источников были модернизированы до более точных после первой серии наблюдений, чтобы обеспечить мониторинг гораздо более слабых источников, чем раньше.[5]

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

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

Полученные результаты

Спектр мощности анизотропии температуры космического микроволнового фонового излучения в угловом масштабе (или мультипольный момент). Показанные данные взяты из WMAP (2006), Акбар (2004) Бумеранг (2005), CBI (2004) и Very Small Array (2004).

Поля, наблюдаемые с помощью VSA, были выбраны так, чтобы минимизировать количество ярких радиоисточников и больших скоплений в поле (последнее, чтобы избежать Эффект Сюняева-Зельдовича), а также во избежание загрязнения выбросами из наша галактика.[7] Точечные источники радиосвязи, присутствующие в полях VSA, наблюдались с Телескоп Райла на частоте 15 ГГц, затем отслеживается вычитателями источников VSA во время наблюдений VSA.[3]

В компактной конфигурации телескоп наблюдал три участка неба размером 7 × 7 градусов с высокой точностью.[1] во время наблюдательной сессии с августа 2000 г. по август 2001 г.[12] Эти наблюдения проводились на самой высокой частоте телескопа, с центром на 34 ГГц, чтобы уменьшить загрязнение переднего плана.[9] Наблюдалась и другая, более крупная область неба, 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 г .; данные Watson et al., Taylor et al., Scott et al. и Rubino-Martin et al. (см. Ссылки ниже). Ключевыми результатами были спектры мощности Космический микроволновый фон между мультиполями 150 и 900,[11] и результирующие ограничения на космологические параметры в сочетании с данными наблюдений из других экспериментов.[13]

Вторая сессия наблюдений проходила в сентябре 2001 г.[12] и июль 2003 г., и использовал расширенный массив.[14] Первые результаты расширенного массива были опубликованы в виде письма в 2003 году одновременно с первыми четырьмя публикациями с использованием данных, полученных до апреля 2002 года. Наблюдаемые участки неба находились в пределах ранее наблюдаемых полей, причем оба измерения были точнее и подробнее. Результатом стал улучшенный спектр мощности реликтового излучения, выходящий на мультиполь 1400,[5] и уточненные космологические параметры.[15] Второй набор результатов был опубликован в 2004 году и состоял из исходных наблюдений плюс дополнительных наблюдений, сделанных в тех же регионах неба, а также наблюдений в трех новых регионах. Это дало измерения спектров мощности реликтового излучения до l 1500 гораздо точнее, чем раньше.[7] и более точные оценки космологических параметров.[16]

Наблюдения с помощью VSA продолжались до конца августа 2008 г. с использованием конфигурации Super-Extended. Кроме того, телескоп Ryle был модернизирован для обнаружения точечных источников с более низким магнитным потоком, а приемник OCRA на телескопе в Польше будет использоваться для более точного вычитания точечных источников.[8]

Первые результаты. [11]Второй результат. [5]Третьи результаты. [7]
Измерения очень маленьким массивом CMB спектры мощности. Слева направо: из первых наблюдений,[11] первые результаты второго сеанса наблюдений[5] и окончательные результаты второй сессии наблюдений.[7]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d е "Веб-страница Кембриджского университета на VSA". Получено 2007-06-23.
  2. ^ а б c "Веб-страница Jodrell Bank на VSA". Получено 2007-06-23.
  3. ^ а б c Watson, R.A .; и другие. (2003). «Первые результаты очень маленького массива I: методы наблюдения». MNRAS. 341 (4): 1057–1065. arXiv:Astro-ph / 0205378. Bibcode:2003МНРАС.341.1057W. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06338.x.
  4. ^ а б c "Обсерватория Джодрелл Бэнк - приемники VSA". Получено 2007-06-23.
  5. ^ а б c d е ж Грейндж, Кит; и другие. (2003). «Спектр мощности реликтового излучения до l = 1400, измеренный с помощью VSA». MNRAS. 341 (4): L23 – L28. arXiv:astro-ph / 0212495. Bibcode:2003МНРАС.341Л..23Г. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06563.x.
  6. ^ «Технические характеристики VSA». Обсерватория Джодрелл Бэнк. Получено 2007-06-23.
  7. ^ а б c d е Дикинсон, Клайв; и другие. (2004). «Высокочувствительные измерения спектра мощности реликтового излучения с помощью расширенной очень маленькой матрицы». MNRAS. 353 (3): 732. arXiv:astro-ph / 0402498. Bibcode:2004МНРАС.353..732Д. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.08206.x.
  8. ^ а б Клири, Киран; Тейлор, Анджела С .; Вальдрам, Элизабет; Бэтти, Ричард А .; Дикинсон, Клайв; Дэвис, Род Д .; Дэвис, Ричард Дж .; Генуя-Сантос, Рикардо; и другие. (2005). «Вычитание источников для расширенной оценки очень малых массивов и оценок количества источников на частоте 33 ГГц». MNRAS. 360 (1): 340–353. arXiv:Astro-ph / 0412605. Bibcode:2005МНРАС.360..340С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09037.x.
  9. ^ а б c Тейлор, Анджела С .; и другие. (2003). «Первые результаты с очень маленького массива II: наблюдения реликтового излучения». MNRAS. 341 (4): 1066–1075. arXiv:Astro-ph / 0205381. Bibcode:2003МНРАС.341.1066Т. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06493.x.
  10. ^ "Вычитатели источника VSA". Обсерватория Джодрелл Бэнк. Получено 2007-06-23.
  11. ^ а б c d Скотт, П. Ф .; и другие. (2003). «Первые результаты очень маленького массива III: спектр мощности реликтового излучения». MNRAS. 341 (4): 1076–1083. arXiv:Astro-ph / 0205380. Bibcode:2003МНРАС.341.1076С. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06354.x.
  12. ^ а б Майзингер, Клаус; Hobson, M. P .; Сондерс, Ричард Д. Э .; Грейндж, Кейт Дж. Б. (2003). «Максимально правдоподобная калибровка астрометрической геометрии интерферометрических телескопов: приложение к очень маленькой решетке». MNRAS (Абстрактные). 345 (3): 800–808. arXiv:Astro-ph / 0212210. Bibcode:2003МНРАС.345..800М. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06995.x.
  13. ^ Рубино-Мартин, Дж. А .; и другие. (2003). «Первые результаты очень малого массива IV: оценка космологических параметров». MNRAS. 341 (4): 1084–1092. arXiv:Astro-ph / 0205367. Bibcode:2003МНРАС.341.1084Р. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06494.x.
  14. ^ "Данные спектра мощности расширенного массива VSA". Получено 2007-06-23.
  15. ^ Слосар, Анзе; и другие. (2003). «Оценка космологических параметров и сравнение байесовских моделей с использованием данных VSA». MNRAS. 341 (4): L29 – L34. arXiv:astro-ph / 0212497. Bibcode:2003МНРАС.341Л..29С. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06564.x.
  16. ^ Реболо, Рафаэль; и другие. (2004). «Оценка космологических параметров с использованием данных очень малого массива до l = 1500». MNRAS. 353 (3): 747–759. arXiv:Astro-ph / 0402466. Bibcode:2004МНРАС.353..747Р. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.08102.x.

дальнейшее чтение