Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Кіріспе
Райл телескопы (Мартин Райл есімімен аталып, бұрын 5 км массив деп белгіленген) – Мюллард радиоастрономия обсерваториясындағы шығыс-батысқа бағытталған сызықтық радиотелескоп массиві болды. 2004 жылы интерферометрдің шығыс жағындағы телескоптардың екі өлшемді массивін құру үшін үш телескоп жылжытылды. Сегіз антенна қазір Аркминут Микрокельвин Имейджер Үлкен Массивіне айналды. Райл телескопы 15 ГГц (2 см толқын ұзындығы) жиілігінде жұмыс істейтін сегіз элементтен тұратын интерферометр болды. Элементтер 13 м Кассегрен антенналарынан құралды және экваториальды түрде (шамамен) шығыс-батыс бағытында орнатылды. Төрт антенна 1,2 км теміржолға орнатылса, қалғандары 1,2 км аралықпен бекітілді. Осылайша, 18 м мен 4,8 км аралығындағы базалық сызықтар түрлі конфигурацияларда қолжетімді болды. Жоғары ажыратымдылықта бейнелеу үшін жылдам антенналар 4,8 км-ге дейін біртекті базалық жабындыны қамтамасыз ету үшін жол бойына орналастырылды; ал төмен жарықтылық астрономиясы (мысалы, Суняев-Зельдович эффектісі) үшін жылдам антенналар «жинақы массив» түрінде орналастырылды, олардың ең үлкен базалық сызығы шамамен 100 м құрады. Барлық антенна жұптары корреляцияланды, сондықтан тіпті «жинақы массив» конфигурациясында да кейбір ұзақ базалық деректер әрқашан қолжетімді болды. Телескоп шығыс-батыс бағытындағы құрал болғандықтан, көптеген бейнелеу бақылаулары синтезделген апертураны толтыру үшін 12 сағатқа созылды (калибрлеу бақылаулары әдетте араластырылып жүргізіледі). Геометрияның тағы бір салдары – экваторға жақын немесе оңтүстіктегі объектілерді бейнелеудің қиындығы болды. Екі өлшемді Үлкен Массив жаңа солтүстік-оңтүстік базалық сызықтары арқылы бұл мәселені шешеді. Телескоп жалпы қолдануға арналмаса да, операторлар сыртқы бақылаушылардан құралды пайдалануға уақыт беру туралы ұсыныстарды қабылдауға дайын болды, егер олар қолданыстағы бақылау бағдарламаларымен елеулі түрде қайталаспаса, «бар күшімен» принципі бойынша. Өзгермелі объектілерді бақылау үшін қысқа бақылаулар қолданылды, оларды ұзақ «стандартты» бақылаулардың арасында жиі қосуға болады. Телескоптың үш негізгі ғылыми бағдарламасы болды: галактикалар шоғырындағы Суняев-Зельдович эффектін зерттеу, әсіресе Хаббл тұрақтысын анықтау; өте кішкентай массивпен жасалған ғарыштық микротолқындық фонды градус шкаласында бақылауларды бұзбайтын радио көздерін іздеу және галактикалық өзгермелі көздердің ағымын бақылау.
The Ryle Telescope (named after Martin Ryle, and formerly known as the 5 km Array) was a linear east west radio telescope array at the Mullard Radio Astronomy Observatory. In 2004, three of the telescopes were moved to create a compact two dimensional array of telescopes at the east end of the interferometer. The eight antennas have now become the Arcminute Microkelvin Imager Large Array. The Ryle Telescope was an eight element interferometer operating at 15 GHz (2cm wavelength). The elements were equatorially mounted 13 m Cassegrain antennas, on an (almost) east west baseline. Four aerials were mounted on a 1.2 km rail track, and the others were fixed at 1.2 km intervals. Baselines between 18 m and 4.8 km were therefore available, in a variety of configurations. For high resolution imaging, the mobile aerials were arranged along the track, to give uniform baseline coverage to 4.8 km; for low brightness astronomy (e. g. the Sunyaev Zel'dovich effect) the mobile aerials were arranged in a 'compact array', with a maximum baseline of about 100 m. All antenna pairs were correlated, so some long baseline data were always available, even in the 'compact array' configuration. As the telescope was an east west instrument, most imaging observations involved 12 hour observations in order to fill the synthesised aperture (calibration observations are routinely interleaved). Another consequence of the geometry was that it is not practical to image sources near the equator, or in the south. The two dimensional Large Array overcomes this problem with its new north south baselines. Although the telescope was not designed as a common user instrument, the operators were happy to accept proposals for observing time on the instrument from outside observers, provided that they did not overlap substantially with existing observing programmes, on a 'best efforts' basis. Monitoring variable sources was possible using short observations which could often be inserted between longer 'standard' observations. The telescope had three main scientific programs: study of the Sunyaev Zel'dovich effect in galaxy clusters, particularly in determining the Hubble constant; surveying for radio sources that would contaminate degree scale observations of the cosmic microwave background made with the Very Small Array, and flux monitoring of galactic variable sources.