Гавайидегі субмиллиметрлік радиоинтерферометр

Кіріспе

Гавайидегі астрономиялық радио интерферометр, АҚШ.

Субмиллиметрлік массив (SMA) субмиллиметрлік толқын ұзындығындағы бақылаулар үшін интерферометр ретінде орналастырылған сегіз радиотелескоптан тұрады. Бұл, бұрыннан бар Джеймс Клерк Максвелл телескопы мен Калтех субмиллиметрлік обсерваториясын (қазірде қолданылмайды) пайдаланып, сәтті интерферометриялық тәжірибелер жүргізілгеннен кейін салынған алғашқы мақсатты субмиллиметрлік интерферометр. Бұл үш обсерватория да Мауна-Кеа обсерваториясында (Мауна-Кеа, Гавайи) орналасқан және 230 және 345 ГГц жиіліктерінде (eSMA, кеңейтілген Субмиллиметрлік массив үшін) он элементтік интерферометр ретінде бірлесіп жұмыс істейді. Қазіргі қолданылатын базалық сызықтардың ұзындығы телескопқа қолжетімді радиожиіліктер диапазонына сәйкес келеді, оған ондаған молекулалық түрлердің айналу өтулері, сондай-ақ жұлдызаралық шаң бөлшектерінен үздіксіз сәулелену кіреді. Массив күндіз де, түнде де жұмыс істей алады, бірақ атмосфералық фазаның тұрақтылығы ең жақсы болатын түнгі уақытта бақылаулардың көп бөлігі жүзеге асырылады. SMA Смитсониян астрофизикалық обсерваториясы (SAO) және Academia Sinica астрономия және астрофизика институты (ASIAA) тарапынан бірлесіп басқарылады.

Тарих

SMA жобасы 1983 жылы SAO-ның сол кездегі жаңа директоры Ирвин Шапиро бастаған, электромагниттік спектрде жоғары ажыратымдылықтағы астрономиялық құралдар жасауға бағытталған кең ауқымды бастаманың бір бөлігі ретінде басталды. Бастапқыда жоба алты антеннадан тұратын массив құруды көздеген, бірақ 1996 жылы ASIAA жобаға қосылып, екі қосымша антеннаның құрылысын және интерферометрлік базалық сызықтардың саны шамамен екі есеге өсуіне байланысты корреляторды кеңейтуді қаржыландырды. Массивті орналастыру үшін Аризонадағы Грэм тауы, Оңтүстік полюске жақын аймақ және Чилидегі Атакама шөлі қарастырылды, бірақ Мауна-Кеа бұрыннан бар инфрақұрылымы, массив құрылысы үшін қолайлы тегіс жер және массивке JCMT және CSO-ны қосу мүмкіндігіне байланысты таңдалды. 1987 жылы Кембридждегі SAO-да қабылдағыш зертханасы құрылды. Антенналар Массачусетс штатындағы Вестфордта орналасқан Хейстак обсерваториясында құрастырылып, жартылай бөлшектелгеннен кейін АҚШ-тың барлық аймақтарына жүк көлігімен тасылып, содан соң теңіз арқылы Гавайиге жіберілді. Антенналар Мауна-Кеа шыңындағы үлкен ангарда қайтадан жиналды. SMA 2003 жылғы 22 қарашада салтанатты түрде ашылып, ресми жұмысын бастады.

Массивтің құрылымы

SMA Мауна-Кеа шыңына дейін 140 метрдей қашықтықта, Пуу Полиаху мен Пуу Хауоки конустары арасындағы белдемге солтүстік-батыс жағынан салынған. Радиоинтерферометрлер үшін, әсіресе антенналарының саны аз болған жағдайда, ең жақсы синтезделген кескіндерді алу үшін антенналардың бір-біріне қатысты орналасуы маңызды мәселе болып табылады. 1996 жылы Эрик Кето осы мәселені SMA үшін зерттеді. Ол кеңістіктік жиіліктердің ең біркелкі үлгісін алу және ең таза (ең төменгі бүйірлік) нүктелік таралу функциясын алу антенналар Реоль үшбұрышы пішінде орналастырылғанда мүмкін екенін анықтады. Осы зерттеудің нәтижесінде SMA антенналарын орналастыруға арналған платформалар төрт Реоль үшбұрышын құрайтындай етіп орналастырылды, ал ең шығыс платформа төрт үшбұрыш үшін ортақ бұрыш болды. Дегенмен, SMA орналасқан жер лавалы дала, көптеген таулы тізбектер мен ойыстарға толы болғандықтан, платформаларды дәл оңтайлы жерлерге орналастыру мүмкін болмады. Көп жағдайда барлық сегіз антенна бір Реоль үшбұрышын құрайтын платформаларға орналастырылады, бұл ұлғаю ретімен субкомпакт, компакт, кеңейтілген және өте кеңейтілген деп аталатын төрт конфигурацияға әкеледі. Антенналарды жылжыту кестесі мақұлданған бақылау ұсыныстарының талаптарына сәйкес анықталады, бірақ әдетте тоқсандық циклмен жүзеге асырылады. Антеннаны платформадан көтеру, топырақ жолдарының бірімен жылжыту және оны жаңа платформаға орналастыру үшін арнайы құрылған тасымалдаушы көлік пайдаланылады, сонымен бірге криогендік қабылдағыштарды салқындату жүйесіне қуат беру жалғастырылады. Әр антенна платформасы орталық ғимаратқа қосылатын арнаға ие, одан AC электр кабельдері мен оптикалық талшықтар өткізіледі. Төмен өткізгіштік қабілеті бар цифрлық сигналдар үшін, мысалы, Ethernet және телефон байланысы үшін көп режимді оптикалық талшықтар қолданылады. Ал гетеродинді қабылдағыштар үшін эталондық сигналдарды жасау және антеннадан IF сигналын қайтару үшін Sumitomo LTCD бір режимді оптикалық талшықтары қолданылады. Sumitomo талшықтарының жылулық кеңею коэффициенті өте төмен, Мауна-Кеа бетінен төменгі температурада дерлік нөлге жуық. Бұл массивтің жабық циклдік кешігу өлшеусіз жұмыс істеуіне мүмкіндік береді.

The SMA was built just northwest of the saddle between the cinder cones Pu'u Poli'ahu and Pu'u Hauoki, about 140 meters below the summit of Mauna Kea. A perennial issue for radio interferometers, especially those with a small number of antennas, is where the antennas should be placed relative to each other, in order to produce the best synthesized images. In 1996 Eric Keto studied this problem for the SMA. He found that the most uniform sampling of spatial frequencies, and thus the cleanest (lowest sidelobe) point spread function was obtained when the antennas were arranged in the shape of a Reuleaux triangle. Because of that study, pads upon which SMA antennas can be placed were arranged to form four Reuleaux trangles, with the easternmost pad forming a shared corner for all four triangles. However the SMA site is a lava field with many rocky ridges and depressions, so the pads could not be placed in exactly the optimal positions. In most cases all eight antennas are deployed on the pads forming one Reuleaux triangle, leading to four configurations named, in order of increasing size, subcompact, compact, extended and very extended. The schedule of antenna moves is determined by the requirements of the approved observing proposals, but tends to follow a roughly quarterly schedule. A custom built transporter vehicle is used to lift an antenna off of a pad, drive it along one of the dirt access roads, and place it on a new pad while maintaining power to the cooling system for the cryogenic receivers. Each antenna pad has a conduit connecting it to the central building, through which AC power cables, and optical fibers are pulled. Multi mode optical fibers are used for low bandwidth digital signals, such as ethernet and phone service. Sumitomo LTCD single mode fiber optic cables are used for the reference signals to generate the LO for the heterodyne receivers and the return of the IF signal from the antenna. The Sumitomo fibers have an extremely low coefficient of thermal expansion, which is nearly zero at the typical temperature below the surface of Mauna Kea. This allows the array to operate without closed loop delay measurements.

Антенналар

Сегіз антеннаның әрқайсысында 72 алюминийдан жасалған, диаметрі 6 метрлік негізгі айна бар. Жеңіл көміртекті талшықтан жасалған панельдерге қарағанда, машинамен өңделген алюминий таңдалды, себебі қатты қар жиналуы немесе желмен ұшырылған жанартау шаңы нәзік көміртекті талшық панельдеріне зақым келтіруі мүмкін еді. Әрқайсысы шамамен 1 метр ені бар панельдер 6 микрондық дәлдікпен өңделді. Олар көміртекті талшықтан жасалған құбырдың қосалқы құрылымымен сүйеніп тұрады, ал ол желмен ұшырылған қоқыстан қорғау үшін алюминий панельдермен жабылады. Панельдердің орналасуын ыдыстың алдыңғы жағынан реттеуге болады. Гавайидегі беткі панельдерді бастапқы реттеу қызмет көрсету ангарында айналмалы шаблонды пайдалана отырып жасалды. Антенналар орналастырылғаннан кейін, беттер 232,4 ГГц жиілікті маяк көзімен, жақын өріс голографиясы арқылы өлшенді. Маяк көзі SMA-ның субкомпакттық тақташа сақинасынан 67 метр биіктікте орналасқан Subaru ғимаратының сыртқы баспалдағында орнатылған. Панельдердің орналасуы голография нәтижелеріне сәйкес түзетілді, ал бет сапасын сақтау үшін голографиялық бағыттағы түзетулер мерзімді түрде қайталанады. Бірнеше рет түзетуден кейін беттің қатесі әдетте 15 микрон RMS құрайды. Жоғары ылғалдылық жағдайында мұздың пайда болуын болдырмау үшін негізгі айнаға, екінші айнаны көтеріп тұрған төрт аяқты құрылғыға және екінші айнаның өзіне жылыту элементтері орнатылған. Әр антеннада антеннаны басқаруға қажетті электрониканы және Насмиф фокусы қабылдағыштарын ұстайтын кабина бар. Бұл температурамен бақыланатын кабина антеннаның болаттық тірегін жауып тұрады, бұл термиялық өзгерістерге байланысты бағыттау қателерін азайтуға көмектеседі.

Қабылдаушылар

SMA криогенді SIS гетеродинді қабылдағыштарын, иілген Насмит фокусында қолданады. Барлық қабылдағыштар антенна кабинасының ішінде орналасқан бір үлкен криостатта жиналған. Криостатқа сегіз қабылдағыш модулін орнатуға болады, әр модулінде бір қабылдағыш болады. Айналмалы сымдық торлы сәуле бөлігіші, одан кейін айналмалы айна, келіп түскен сәуленің екі сызықтық поляризациясын қабылдағыш модулінің екі кірісіне бағыттайды. Бұл массивке бір мезгілде екі әртүрлі жиілік диапазонының бір поляризациясын немесе бір диапазонның екі поляризациясын бір уақытта бақылауға мүмкіндік береді, бұл сезімталдықты арттыру және Стокс параметрлерін өлшеу үшін қажет. Қабылдағыштар 194-ден 408 ГГц-ке дейінгі жиіліктерді үздіріссіз қамтуға қабілетті. Дегенмен, толық поляризацияны өлшеу 230 және 345 ГГц шамасында ғана мүмкін, онда қабылдағыштар жұбы бірдей жиілікке реттелуі мүмкін, ал осы жиіліктерге оңтайландырылған төртінші толқын пластиналары оптикалық жолға енгізілуі мүмкін. Қабылдағыштар гетеродинді араласу нәтижесінде туындаған екі жақты жолақтарға сезімтал. Жақын жолақтар LO сигналында 90 градус фазалық өзгерістердің Уолш үлгісін енгізу арқылы және осы үлгіні корреляторда демодуляциялау арқылы ажыратылады. Корреляторға әртүрлі антенналардан келетін аралық жиіліктер арасындағы кедергіні жою үшін, әр антеннаға тән 180 градус фазалық өзгерістердің Уолш үлгісі де LO-ға енгізіледі. SMA қабылдағыштарының жақындағы кең жолақты жаңартуының арқасында, екі қабылдағыш 12 ГГц жиілікпен реттелгендіктен, массив 44 ГГц кеңдіктегі аспан жиіліктерін үзіліссіз бақылай алады.

Коррелятор

Бастапқы SMA корреляторы сегіз антеннадағы екі белсенді қабылдағыштың әрқайсысынан 2 ГГц IF енінің екі жақтан корреляциясын жүзеге асыруға арналған, 28 базалық сызық үшін спектрлік деректерді өндірді. Аналог-цифрлық түрлендіргіштер 208 МГц жиілігінде дискретизациялағандықтан, IF-ті дискретизациялау алдында әрқайсысы 104 МГц енімен жартылай жапсарлас 24 "бөлікке" дейін төмендетіп түрлендірді. Дискретизациядан кейін деректер 90 үлкен компьютерлік платаға жіберілді, олардың әрқайсысында 32 ASIC корреляторлық чип орналасқан. Коррелятор XF дизайны болды; әдепкі конфигурацияда 28 базалық сызықтағы екі қабылдағыштың әрқайсысы үшін 6144 кешігу есептелді, содан кейін кешігу деректерін спектрге түрлендіру үшін FFT қолданылды. және Xilinx Virtex 6 SX475T FPGA-лары, арнайы жасалған корреляторлық чиптерден гөрі. FPGA-лар қосымша электроникамен бірге Астрономиялық сигналды өңдеу және электроника зерттеулері жөніндегі ынтымақтастық (CASPER) өндірген ROACH2 платаларында орналасқан. Жаңа коррелятор тек бір спектрлік конфигурацияда жұмыс істейді, барлық енде 140 кГц арналық ажыратымдылықпен біркелкі. Деректер осы жоғары спектрлік ажыратымдылықта сақталады, тіпті төмен ажыратымдылықты қажет ететін жобалар үшін де, соның салдарынан ең жоғары ажыратымдылық обсерваторияның дерек архивінде кейінгі зерттеулер үшін сақталады. Коррелятордың әрбір квадранты барлық сегіз антеннадағы екі белсенді қабылдағыш үшін 2 ГГц IF енін әр жақтан өңдей алады. Екі қабылдағыш бір жиілікке келген кезде, толық Стокстің поляризациялық параметрлері есептеледі. Біраз шатастыратын, толық корреляторда енді алты SWARM "квадранты" бар, бұл барлық базалық сызықтардағы екі қабылдағыштың әр жағы үшін 12 ГГц енін корреляциялауға мүмкіндік береді, бұл 48 ГГц жалпы аспан жиілігін қамтиды. SWARM сондай-ақ фазалық массивтік қосымша ретінде жұмыс істей алады, бұл SMA-ны VLBI операциялары үшін бір ғана антенна ретінде көрсетеді.

SMA-мен ғылым

SMA – көп мақсатты құрал, оны әртүрлі аспан құбылыстарын бақылау үшін пайдалануға болады. SMA температурасы абсолютті нөлден бірнеше ондық кельвин ғана жоғары шаң мен газды бақылауда ерекше көзге түседі. Мұндай температурадағы объектілер сәулеленудің көп бөлігін бірнеше жүз микрометрден бірнеше миллиметрге дейінгі толқын ұзындығында шығарады, бұл SMA-ның бақылай алатын толқын ұзындығы диапазоны. Көбінесе бақыланатын объектілерге біздің және басқа галактикалардағы жұлдыз құратын молекулалық бұлттар, қатты қызыл жылжуға ұшыраған галактикалар, эволюциялаған жұлдыздар және Галактика орталығы жатады. Кейде Күн жүйесіндегі планеталар, астероидтар, кометалар және айлар сияқты денелер де бақыланады. SMA Плутонның күтілгеннен салқын екенін анықтауға қолданылды. Бұл Плутон мен Харонды жеке объектілер ретінде ажырата білген алғашқы радиотелескоп болды. SMA – шамамен объектінің оқиға көкжиегінің мөлшерімен салыстырылатын бұрыштық ажыратымдылықпен жақын жердегі аса массивті қара тесіктерді бақылайтын және қара тесіктің алғашқы суретін жасаған Event Horizon Telescope-тың бір бөлігі.