Allen Telescope Array: Астрономиялық байқаулар және әлемнен тыс өмірді іздеуге арналған радиотелескоптар жиынтығы. Калифорнияда орналасқан, SETI институтының жобасы.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Радиотелескоптар массиві
Radio telescope array
Аллен телескоп массиві (ATA), бұрын бір гектарлық телескоп (1hT) деп аталған, астрономиялық байқауларға және бір мезгілде сыртқы әлемдегі интеллектіні іздеуге (SETI) арналған радиотелескоптар массиві. Массив Калифорния штатының Сан-Франциско қаласынан солтүстік-шығысқа қарай 290 миль (467 км) жерде, Шаста округындағы Хат Крик радиообсерваториясында орналасқан. Жоба бастапқыда SETI институты мен Калифорния университетінің Берклидегі Радиоастрономиялық зертханасының (RAL) бірлескен күш-жігерімен әзірленді, Пол Г. Аллен отбасылық қоры мен Натан Мюрвольдтың алғашқы 12,5 миллион долларлық қайырымдылығымен қаржыландырылды. Құрылыстың бірінші кезеңі аяқталды және ATA 2007 жылдың 11 қазанында 42 антеннамен (ATA 42) жұмыс істей бастады, содан кейін Пол Аллен (Microsoft-тың негізін қалаушысы) бірінші және екінші кезеңдердің құрылысын қолдау үшін қосымша 13,5 миллион доллар беруге уәде берді. Барлығы Аллен жобаға 30 миллион доллардан астам үлес қосса да, бастапқыда жоспарланған 350 6,1 м (20 фут) диаметрлі антеннаны салуға қол жеткізе алмады. 2011 жылдың сәуір және тамыз аралығында қаржыландыру жетіспеуіне байланысты жоба уақытша тоқтатылды, содан кейін байқаулар қайта жаңартылды. Кейіннен UC Беркли жобадан шығып, 2012 жылдың сәуірінде инвестицияларды толық аяқтады. Қазіргі уақытта бұл нысанды SRI International (бұрынғы Стэнфорд зерттеу институты) – тәуелсіз, коммерциялық емес ғылыми-зерттеу институты басқарады. 2016 жылдан бастап SETI институты күн сайын сағат 18:00-ден 6:00-ға дейін ATA арқылы байқау жүргізеді. 2014 жылдың тамызында аймақтағы орман өрті қондырғыға қауіп төндірді және ол қысқа мерзімге жабылуға мәжбүр болды, бірақ салдарынан көп зардап көрмеді.
The Allen Telescope Array (ATA), formerly known as the One Hectare Telescope (1hT), is a radio telescope array dedicated to astronomical observations and a simultaneous search for extraterrestrial intelligence (SETI). The array is situated at the Hat Creek Radio Observatory in Shasta County, 290 mile (467 km) northeast of San Francisco, California. The project was originally developed as a joint effort between the SETI Institute and the Radio Astronomy Laboratory (RAL) at the University of California, Berkeley (UC Berkeley), with funds obtained from an initial 12.5 million donation by the Paul G. Allen Family Foundation and Nathan Myhrvold. The first phase of construction was completed and the ATA finally became operational on 11 October 2007 with 42 antennas (ATA 42), after Paul Allen (co founder of Microsoft) had pledged an additional $13.5 million to support the construction of the first and second phases. Although overall Allen has contributed more than $30 million to the project, it has not succeeded in building the 350 6.1 m (20 ft) dishes originally conceived, and the project suffered an operational hiatus due to funding shortfalls between April and August 2011, after which observations resumed. Subsequently, UC Berkeley exited the project, completing divestment in April 2012. The facility is now managed by SRI International (formerly Stanford Research Institute), an independent, nonprofit research institute. As of 2016, the SETI Institute performs observations with the ATA between the hours of 6 pm and 6 am daily. In August 2014, the installation was threatened by a forest fire in the area and was briefly forced to shut down, but ultimately emerged largely unscathed.
Шолу
Бұл идеяны алғаш рет SETI-дің негізін қалаушы Фрэнк Дрейк ұсынған, және ол SETI институты үшін жылдар бойы арман болды. Алайда, зерттеу және даму жұмыстары 2001 жылдың басында ғана Пол Г. Аллен отбасылық қорының 11,5 миллион долларлық қайырымдылығынан кейін басталды. 2004 жылдың наурыз айында үш жылдық зерттеу және даму кезеңін сәтті аяқтағаннан кейін SETI институты телескоп құрылысының үш кезеңдік жоспарын жариялады. Құрылыс дереу басталды, себебі Пол Аллен (Microsoft-тың негізін қалаушысы) бірінші және екінші кезеңдерді қолдау үшін 13,5 миллион доллар бөлді. SETI институты телескопқа Алленнің құрметіне ат қойды. Жалпы, Пол Аллен жобаға 30 миллион доллардан астам қаржы жұмсады. ATA – сантиметрлік толқынды массив, ол радиотелескоптарды құрудың «үлкен санды, кішкентай диаметрлі» қағидасын енгізеді. Үлкен тарелкалы антеннамен салыстырғанда, бірдей жинау алақаны үшін кішкентай тарелкалардың көп саны арзанға түседі. Осындай сезімталдыққа қол жеткізу үшін барлық телескоптардың сигналдарын біріктіру қажет. Бұл үшін жоғары өнімді, бірақ бұрынғыда өте қымбат болған электроника керек еді. Электрондық компоненттердің құны төмендегеніне байланысты, қажетті электроника қолжетімді болды, нәтижесінде дәстүрлі телескоптарға қарағанда шығындар айтарлықтай азайды. Бұл «болатты кремниймен алмастыру» деп аталады. ATA төрт негізгі техникалық мүмкіндікке ие, олар оны ғылыми зерттеулер үшін өте қолайлы етеді: өте кең көру өрісі (2,45° λ = 21 см, сутек сызығының толқын ұзындығы), 0,5-тен 11,2 гигагерцке (ГГц) дейінгі толық мизгелдік жиілік диапазоны, бірнеше бір уақытта жұмыс істейтін қабылдағыштар және белсенді кедергілерді жою мүмкіндігі. Аспанның бірден бейнеленетін аумағы өте үлкен массивті телескоппен салыстырғанда 17 есе үлкен. Төрт октавадан астам жиілік диапазонын бірден қамту радиоастрономияда бұрын-соңды болмаған жаңалық және бірегей қоректендіру, кіріс күшейткіші және сигнал жолының дизайнының нәтижесі. Белсенді кедергілерді жою жердегі көптеген радиоэмиттерлердің жиіліктерінде де бақылау жүргізуге мүмкіндік береді. Барлық аспан зерттеулері ғылыми бағдарламаның маңызды бөлігі болып табылады, ал ATA сыртқы интеллект іздеуін (SETI) және басқа радиоастрономиялық бақылауларды бір уақытта жүргізуге қабілеті арқылы тиімділігін арттырады. Телескоп бұл жұмысты бақылау бөлмесіндегі сигналдарды бөлу арқылы іске асырады. Бір уақытта бақылау мүмкін, себебі SETI үшін телескоп қай бағытта болса да, 6 метрлік тарелкалардың кең көру өрісінде бірнеше мақсатты жұлдыздар орналасады. UC Беркли радиоастрономия зертханасы (RAL) мен SETI институтының келісімі бойынша, 2012 жылға дейін массивтің бағытталуын дәстүрлі радиоастрономияның қажеттіліктері анықтады. ATA 6 метрлік 350 тарелкадан тұруы жоспарланған және бұрын мүмкін болмаған кең ауқымды, терең радио зерттеулерді жүргізуге мүмкіндік береді. Телескоп дизайнында гидроформаланған антенна беттері, 500 мегагерцтен (МГц) 11,2 ГГц-ке дейінгі жиіліктердің барлық диапазонын қамтитын логарифмдік периодты қоректендіру және төмен шулы, кең жолақты күшейткіштер сияқты көптеген жаңа мүмкіндіктер қарастырылған. Бұл күшейтілген сигнал, алынған барлық жолақтықты қамтиды, әр антеннадан өңдеу бөлмесіне оптикалық талшықты кабельдер арқылы жеткізіледі. Бұл электроника жақсартылған сайын және жолақтық ені кеңейген сайын, тек орталық процессорды ғана ауыстыру қажеттігін білдіреді, ал антенналар мен қоректендірулерге қатыс жоқ. 2011 жылы массивтің дамуы тоқтатылғанға дейін аспапты RAL пайдаланды және күтіп ұстады. RAL SETI институтымен жобалау және прототиптеу кезінде тығыз байланыста жұмыс істеді және радиоастрономиялық бақылаулар үшін қоректендіру, антенна беттері, сәуле қалыптастыру, коррелятор және бейнелеу жүйесінің негізгі дизайнері болды. Астрономия және астрофизика бойынша онжылдық сараптама тобының бесінші есебінде, «Жаңа мыңжылдықтағы астрономия және астрофизика» (2001) SETI-ді қолдады және ATA-ны (сол кезде 1 гектарлық телескоп деп аталды) Квадратты километрлік массив телескобын (SKA) құруға қадам ретінде мойындады. Соңғы онжылдық есеп АҚШ-тың SKA-ға қаржылық қолдауын тоқтатуды ұсынды, бірақ MeerKAT, Reionization Array және Murchison Widefield Array сияқты SKA-ның алдын ала жобаларына АҚШ-тың қатысуын сақтап қалды. Құрылмаған жобалардың құнының бағалауы әрқашан күмәнді болғанымен, және ерекшеліктері толық сәйкес келмесе де (дәстүрлі телескоптардың шу температурасы төмен, бірақ ATA-ның көру өрісі үлкен, мысалы), ATA берілген тиімді апертура үшін әлдеқайда арзан радиотелескоп технологиясы ретінде үлкен перспективаға ие. Мысалы, технологиялық дамуды қоса алғанда, ATA-ның бірінші 42 кезеңіне жұмсалған қаражат, Deep Space Network 34 метрлік антеннасының ұқсас жинау алақанына қарағанда үш есе арзан. Сонымен қатар, қалған 308 тарелканы салудың шамамен құны (2007 жылғы мәліметтер бойынша) 41 миллион долларға бағаланды. ATA әлемдегі ең үлкен және ең жылдам бақылау құралдарының қатарында болуға және астрономдарға бірнеше мақсатты жұлдыздарды бір уақытта зерттеуге мүмкіндік беруді көздейді. Егер бастапқы жоспар бойынша аяқталса, ол әлемдегі ең үлкен және ең қуатты телескоптардың бірі болады.
First conceived by SETI pioneer Frank Drake, the idea has been a dream of the SETI Institute for years. However, it was not until early 2001 that research and development began, after a donation of $11.5 million by the Paul G. Allen Family Foundation. In March 2004, following the successful completion of a three year research and development phase, the SETI Institute unveiled a three tier construction plan for the telescope. Construction began immediately, thanks to the pledge of $13.5 million by Paul Allen (co founder of Microsoft) to support the construction of the first and second phases. The SETI Institute named the telescope in Allen's honor. Overall, Paul Allen contributed more than $30 million to the project. The ATA is a centimeter wave array which pioneers the Large Number Small Diameter concept of building radio telescopes. Compared to a large dish antenna, large numbers of smaller dishes are cheaper for the same collecting area. To get similar sensitivity, the signals from all telescopes must be combined. This requires high performance electronics, which had been prohibitively expensive. Due to the declining cost of electronic components, the required electronics became practicable, resulting in a large cost saving over telescopes of more conventional design. This is informally referred to as "replacing steel with silicon". The ATA has four primary technical capabilities that make it well suited for a range of scientific investigations: a very wide field of view (2.45° at λ = 21 cm, the wavelength of the hydrogen line), complete instantaneous frequency coverage from 0.5 to 11.2 gigahertz (GHz), multiple simultaneous backends, and active interference mitigation. The area of sky which can be instantaneously imaged is 17 times that obtainable by the Very Large Array telescope. The instantaneous frequency coverage of more than four octaves is unprecedented in radio astronomy, and is the result of a unique feed, input amplifier and signal path design. Active interference mitigation will make it possible to observe even at the frequencies of many terrestrial radio emitters. All sky surveys are an important part of the science program, and the ATA will have increased efficiency through its ability to conduct extraterrestrial intelligence searches (SETI) and other radio astronomy observations simultaneously. The telescope can do this by splitting the recorded signals in the control room prior to final processing. Simultaneous observations are possible because for SETI, wherever the telescope is pointed, several target stars will lie within the large field of view afforded by the 6 m dishes. By agreement between the UC Berkeley Radio Astronomy Laboratory (RAL) and the SETI Institute, the needs of conventional radio astronomy determined the pointing of the array up until 2012. The ATA is planned to comprise 350 6 m dishes and will make possible large, deep radio surveys that were not previously feasible. The telescope design incorporates many new features, including hydroformed antenna surfaces, a log periodic feed covering the entire range of frequencies from 500 megahertz (MHz) to 11.2 GHz, and low noise, wide band amplifiers with a flat response over the entire band, thus making it possible to amplify the sky signal directly. This amplified signal, containing the entire received bandwidth, is brought from each antenna to the processing room via optical fiber cables. This means that as electronics improve and wider bandwidths are obtainable, only the central processor needs to change, and not the antennas or feeds. The instrument was operated and maintained by RAL until development of the array was put on hold in 2011. RAL worked hand in hand with the SETI Institute during design and prototyping and was the primary designer of the feed, antenna surfaces, beamforming, correlator, and imaging system for radio astronomy observations. The panel for the Astronomy and Astrophysics Decadal Survey in its fifth report, Astronomy and Astrophysics in the New Millennium (2001), endorsed SETI and recognized the ATA (then called the 1 Hectare Telescope) as an important stepping stone towards the building of the Square Kilometer Array telescope (SKA). The most recent Decadal report recommended ending the US's financial support of the SKA, although US participation in SKA precursors such as MeerKAT, the Hydrogen Epoch of Reionization Array and the Murchison Widefield Array. Although cost estimates of unbuilt projects are always dubious, and the specifications are not identical (conventional telescopes have lower noise temperature, but the ATA has a larger field of view, for example), the ATA has potential promise as a much cheaper radio telescope technology for a given effective aperture. For example, the amount spent on the first ATA 42 phase, including technology development, is roughly one third of the cost of a new copy of a Deep Space Network 34 m antenna of similar collecting area. Similarly, the estimated total cost of building the remaining 308 dishes was estimated (as of 2007) at about $41 million. The ATA aspires to be among the world's largest and fastest observing instruments, and to permit astronomers to search many different target stars simultaneously. If completed as originally envisioned, it will be one of the largest and most powerful telescopes in the world.
Тарих
ATA өзінің құрылған кезінен бастап астрономиялық интерферометр технологиясын (әсіресе, Квадратты километрлік массив үшін) дамыту құралы болды. ATA бастапқыда төрт кезеңмен құрастырылуы жоспарланған: ATA 42, ATA 98, ATA 206 және ATA 350. Әрбір сан белгілі бір уақытта массивтегі тарелкалардың (антенналардың) санын көрсетеді. (1-кестеге қараңыз). ATA-ның 350 тарелкадан (антеннадан) тұруы жоспарланған, олардың әрқайсысының диаметрі 6 метрге тең. 42 тарелкамен (антеннамен) тұрақты жұмыс 2007 жылдың 11 қазанында басталды. Көптеген мақалалар дәстүрлі радиоастрономиялық байқаулар туралы жарияланды. 2007 жылдың маусым айында Беркли эмуляциялық қозғалтқышы 2 (BEE2) негізінде жұмыс істейтін үш фазалық массивтік сәуле құрастырғыш (beamformer) іске қосылды және астрономиялық және SETI байқауларын бір уақытта жүргізуге мүмкіндік беру үшін жүйеге енгізілді. 2008 жылдың сәуір айында сәуле құрастырғыш және арнайы жасалған пульсар спектрометрін пайдалана отырып, алғашқы пульсар байқаулары жүргізілді. SETI іздеу жүйесі (SETI on ATA немесе SonATA) толық автоматтандырылған SETI байқауларын жүргізеді. SonATA анықталған сигналдарды нақты уақытта қадағалайды және оларды 1) сигналдың Жерде туындағаны немесе сирек жағдайларда, 2) сигнал көзінің жоғалып кеткені анықталғанша іздейді, содан кейін келесі күні оны қайта бақылауға алады. 2016 жылға дейін ATA арқылы 200 миллионнан астам сигнал бақыланып, жіктелді. Бұл сигналдардың ешқайсысы да ETI сигналынан күтілетін барлық қасиеттерге ие болған жоқ. SETI институтының байқау нәтижелері бірнеше мақалада жарияланды. 2011 жылдың сәуір айында қаржы тапшылығына байланысты ATA жұмысы тоқтатылды (қысқы ұйқыға жіберілді), яғни ол пайдалануға қолжетімді болмай қалды. ATA жұмысы 2011 жылдың 5 желтоқсанында қайта жаңартылды.
Since its inception, the ATA has been a development tool for astronomical interferometer technology (specifically, for the Square Kilometer Array). The ATA was originally planned to be constructed in four stages, ATA 42, ATA 98, ATA 206 and ATA 350, each number representing the number of dishes in the array at a given time. (See Table 1). The ATA is planned to comprise 350 dishes with a diameter of 6 m each. Regular operations with 42 dishes started on 11 October 2007. Numerous articles reporting conventional radio astronomy observations have been published. Three phased array beamformers utilizing the Berkeley Emulation Engine 2 (BEE2) were deployed in June 2007 and have been integrated into the system to allow for simultaneous astronomical and SETI observations. As of April 2008, the first pulsar observations were conducted using the beamformer and a purpose built pulsar spectrometer. The workhorse SETI search system (SETI on ATA or SonATA) performs fully automated SETI observations. SonATA follows up on detected signals in real time and continues to track them until 1) the signal is shown to have been generated on Earth or rarely, 2) the source sets, which triggers follow up the next day. As of 2016, more than two hundred million signals have been followed up and classified using the ATA. Not one of these signals had all the characteristics expected for an ETI signal. The results of SETI Institute's observations are published in a number of papers. In April 2011, the ATA was put into hibernation owing to funding shortfalls, meaning that it was no longer available for use. Operation of the ATA resumed on 5 December 2011.
Мәртебе
2012 жылы ATA, Qualcomm Incorporated компаниясының негізін қалаушы және бас ғалымы Франклин Антонионың 3,6 миллион долларлық қайырымдылық сыйлығымен қаржыландырылды. Бұл сыйлық ATA антенналарындағы барлық қабылдағыштардың бұрынғыдан едәуір жоғары сезімталдыққа (1–8 ГГц диапазонында 2–10 есе) ие болуын қамтамасыз етеді және радиожиіліктік электроника бастапқыда 11 ГГц-қа дейін жеткенде, 1–15 ГГц жиілік диапазонында сезімтал байқаулар жүргізуге мүмкіндік береді. 2016 жылдың шілдесіне дейін осы қабылдағыштардың алғашқы ондауы орнатылып, сынақтан өтті. 2017 жылдың маусым айына қарай барлық 42 антеннаға толық орнату жоспарлануда. 2015 жылдың қарашасында ATA KIC 8462852 аномалиялық жұлдызын зерттеді, ал 2017 жылдың күзінде Ален телескопы массиві 'Оумуамуа жұлдызаралық астероидін технологиялық белгілерге қарай тексерді, бірақ ешқандай ерекше радиосигналдарды анықтамады.
In 2012, the ATA was funded by a $3.6 million philanthropic donation by Franklin Antonio, cofounder and Chief Scientist of Qualcomm Incorporated. This gift supports upgrades of all the receivers on the ATA dishes to have dramatically greater sensitivity (2 − 10× from 1–8 GHz) than before and support sensitive observations over a wider frequency range, from 1–15 GHz, when initially the radio frequency electronics went to only 11 GHz. By July 2016, the first ten of these receivers had been installed and proven. Full installation on all 42 antennas is planned as of June 2017. In November 2015, the ATA studied the anomalous star KIC 8462852, and in autumn 2017 the Allen Telescope Array examined the interstellar asteroid 'Oumuamua for signs of technology, but detected no unusual radio emissions.
Негізгі ғылыми мақсаттар
Төменде келтірілген ғылыми мақсаттар АТА-мен жүргізілетін ең маңызды жобаларды білдіреді. Осы мақсаттардың әрқайсысы бұрын айтылған төрт кезеңнің бірімен байланысты. (1-кестеге қараңыз). Сондай-ақ, әрқайсысы қамтитын ғылымның бір бөлігі де көрсетілген. Галактикалардың сутегі сызығының (HI) құрамын z ~ 0.2 дейінгі 3π стерадиан көлемінде анықтау, сыртқы галактикалардың қанша ғарыштық газды сіңіріп алатынын өлшеу үшін; қараңғы, жұлдызсыз галактикаларды іздеу; Квадратты километрлік массив арқылы қараңғы энергияны анықтауға негіз салу. Жергілікті Ғаламдағы жұлдыздардың қалыптасуын зерттеу және сандық түрде бағалау үшін 250 000 қосымша галактикалық радио көздерін белсенді галактикалық ядролар немесе жұлдыздық жарылыс галактикалары ретінде жіктеңіз; жоғары қызыл жылдамдыққа ие объектілерді анықтау; Ғаламның ірі құрылымдық ерекшеліктерін зерттеу; қара материя мен қара энергияны анықтау үшін гравитациялық линзаларға үміткерлерді анықтау. Қара тесіктерге газдың түсуін зерттеу үшін, ғарыштағы уақытша құбылыстарды зерттеу; гамма сәулелерінің жарылысынан кейінгі қалдықтарды табу; жаңа және беймәлім уақытша құбылыстарды ашу. SETI-ге қатысты сәуле шығаруды анықтау үшін 1 000 000 жұлдызды зерттеу, Аресибо радарын 1–10 ГГц диапазонында 300 парсекке дейін анықтауға жеткілікті сезімталдықпен. Галактиканың ішкі жазықтығындағы 4×1010 жұлдызды 1,42–1,72 ГГц жиілігінде өте қуатты хабар таратушыларды іздеу. Сүт Жолы мен басқа да Жергілікті топтағы галактикалардағы магниттік өрістерді өлшеу, жұлдыздардың және галактикалардың қалыптасуы мен эволюциясында магниттік өрістердің атқаратын рөлін зерттеу үшін. Үлкен қара тесіктерден таралатын гравитациялық толқындарды пульсарлардың уақыт өлшемдері арқылы анықтау. Жаңа молекулалық маркерлерді қолдана отырып, молекулалық бұлттар мен жұлдыздардың қалыптасу қасиеттерін өлшеу, бүкіл алып молекулалық бұлттардың (GMC) масштабында жұлдыздардың қалыптасу жағдайларын картаға түсіру; Сүт Жолының металдық градиентін анықтау.
The science goals listed below represent the most important projects to be conducted with the ATA. Each of these goals is associated with one of the four stages of development mentioned earlier. (See Table 1). Also listed is some of the science that it is hoped each will produce. Determine the hydrogen line (HI) content of galaxies out to z ~ 0.2 over 3π steradians, in order to measure how much intergalactic gas external galaxies are accreting; to search for dark, starless galaxies; to lay the foundation for dark energy detection by the Square Kilometer Array. Classify 250,000 extra galactic radio sources as active galactic nuclei or starburst galaxies, in order to probe and quantify star formation in the Local Universe; to identify high redshift objects; to probe large scale structure in the Universe; to identify gravitational lens candidates for dark matter and dark energy detection. Explore the transient sky, in order to probe accretion onto black holes; to find orphan gamma ray burst afterglows; to discover new and unknown transient phenomena. Survey 1,000,000 stars for SETI related emission with enough sensitivity to detect an Arecibo radar out to 300 parsecs within the range of 1–10 GHz. Survey the 4×1010 stars of the inner galactic plane from 1.42–1.72 GHz for very powerful transmitters. Measure the magnetic fields in the Milky Way and other Local Group galaxies, in order to probe the role of magnetic fields in star formation and galaxy formation and evolution. Detect the gravitational wave background from massive black holes through pulsar timing. Measure molecular cloud and star formation properties using new molecular tracers, in order to map star formation conditions on the scale of entire giant molecular clouds (GMCs); to determine the metallicity gradient of the Milky Way. +Table 1: Array performance and key science projects Array Status Beam size (arcsec) Srms (mJy) Speed (deg2s−1) Key science ATA 42 Dish construction complete; commissioning in progress with 32 input, dual polarization (64 total inputs) correlator 245 x 118 0.54 0.02 FiGSS: 5 GHz Continuum Survey, Galactic Plane Molecular Spectroscopy, SETI Galactic Center Survey ATA 98 Awaiting results ATA 42 for funding 120 x 80 0.2 0.11 ATHIXS† Trial Surveys, HI Stellar Outflows Survey, SETI Targeted Survey: 100 stars ATA 206 Development phase not completed 75 x 65 0.11 0.44 ATHIXS, Map The Magnetized Galactic ISM, Pulsar Timing Array, Deep continuum and transient surveys, SETI Targeted Surveys ATA 350 Development phase not completed 77 x 66 0.065 1.40 ATHIXS, Map The Magnetized Galactic ISM, Pulsar Timing Array Deep continuum and transient surveys, SETI Targeted Surveys Note: Beam size and continuum sensitivity (Srms are estimated for a 6 minute, 100 MHz continuum snapshot observation at transit of a source at 40° declination at a wavelength of 21 cm. Speed is given for a survey at 21 cm observations with a bandwidth of 100 MHz that reaches 1 mJy rms. †ATHIXS is an all sky deep HI extragalactic HI survey.
+1-кесте: Массивтің өнімділігі және негізгі ғылыми жобалар
The science goals listed below represent the most important projects to be conducted with the ATA. Each of these goals is associated with one of the four stages of development mentioned earlier. (See Table 1). Also listed is some of the science that it is hoped each will produce. Determine the hydrogen line (HI) content of galaxies out to z ~ 0.2 over 3π steradians, in order to measure how much intergalactic gas external galaxies are accreting; to search for dark, starless galaxies; to lay the foundation for dark energy detection by the Square Kilometer Array. Classify 250,000 extra galactic radio sources as active galactic nuclei or starburst galaxies, in order to probe and quantify star formation in the Local Universe; to identify high redshift objects; to probe large scale structure in the Universe; to identify gravitational lens candidates for dark matter and dark energy detection. Explore the transient sky, in order to probe accretion onto black holes; to find orphan gamma ray burst afterglows; to discover new and unknown transient phenomena. Survey 1,000,000 stars for SETI related emission with enough sensitivity to detect an Arecibo radar out to 300 parsecs within the range of 1–10 GHz. Survey the 4×1010 stars of the inner galactic plane from 1.42–1.72 GHz for very powerful transmitters. Measure the magnetic fields in the Milky Way and other Local Group galaxies, in order to probe the role of magnetic fields in star formation and galaxy formation and evolution. Detect the gravitational wave background from massive black holes through pulsar timing. Measure molecular cloud and star formation properties using new molecular tracers, in order to map star formation conditions on the scale of entire giant molecular clouds (GMCs); to determine the metallicity gradient of the Milky Way. +Table 1: Array performance and key science projects Array Status Beam size (arcsec) Srms (mJy) Speed (deg2s−1) Key science ATA 42 Dish construction complete; commissioning in progress with 32 input, dual polarization (64 total inputs) correlator 245 x 118 0.54 0.02 FiGSS: 5 GHz Continuum Survey, Galactic Plane Molecular Spectroscopy, SETI Galactic Center Survey ATA 98 Awaiting results ATA 42 for funding 120 x 80 0.2 0.11 ATHIXS† Trial Surveys, HI Stellar Outflows Survey, SETI Targeted Survey: 100 stars ATA 206 Development phase not completed 75 x 65 0.11 0.44 ATHIXS, Map The Magnetized Galactic ISM, Pulsar Timing Array, Deep continuum and transient surveys, SETI Targeted Surveys ATA 350 Development phase not completed 77 x 66 0.065 1.40 ATHIXS, Map The Magnetized Galactic ISM, Pulsar Timing Array Deep continuum and transient surveys, SETI Targeted Surveys Note: Beam size and continuum sensitivity (Srms are estimated for a 6 minute, 100 MHz continuum snapshot observation at transit of a source at 40° declination at a wavelength of 21 cm. Speed is given for a survey at 21 cm observations with a bandwidth of 100 MHz that reaches 1 mJy rms. †ATHIXS is an all sky deep HI extragalactic HI survey.
| Массивтің жағдайы | Сәуле көлемі (арксек) | Srms (мДж) | Жылдамдық (°2с−1) | Негізгі ғылым |
|---|---|---|---|---|
| ATA 42 | 245 x 118 | 0,54 | 0,02 | FiGSS: 5 ГГц үздіксіз зерттеу, Галактикалық жазықтықтың молекулалық спектроскопиясы, SETI Галактикалық орталық зерттеуі |
| ATA 98 | | | | Қаржыландыру нәтижелерін күту |
| ATA 42 (қаржыландыру күтілуде) | 120 x 80 | 0,2 | 0,11 | ATHIXS†: Сынақ зерттеулер, HI жұлдыздық шығыс зерттеуі, SETI бағытталған зерттеуі: 100 жұлдыз |
| ATA 206 | 75 x 65 | 0,11 | 0,44 | ATHIXS, Магниттелген Галактикалық ISM картасы, Пульсар уақыт аралығы, терең үздіксіз және уақытша зерттеулер, SETI бағытталған зерттеулер |
| ATA 350 | 77 x 66 | 0,065 | 1,40 | ATHIXS, Магниттелген Галактикалық ISM картасы, Пульсар уақыт аралығы, терең үздіксіз және уақытша зерттеулер, SETI бағытталған зерттеулер |
The science goals listed below represent the most important projects to be conducted with the ATA. Each of these goals is associated with one of the four stages of development mentioned earlier. (See Table 1). Also listed is some of the science that it is hoped each will produce. Determine the hydrogen line (HI) content of galaxies out to z ~ 0.2 over 3π steradians, in order to measure how much intergalactic gas external galaxies are accreting; to search for dark, starless galaxies; to lay the foundation for dark energy detection by the Square Kilometer Array. Classify 250,000 extra galactic radio sources as active galactic nuclei or starburst galaxies, in order to probe and quantify star formation in the Local Universe; to identify high redshift objects; to probe large scale structure in the Universe; to identify gravitational lens candidates for dark matter and dark energy detection. Explore the transient sky, in order to probe accretion onto black holes; to find orphan gamma ray burst afterglows; to discover new and unknown transient phenomena. Survey 1,000,000 stars for SETI related emission with enough sensitivity to detect an Arecibo radar out to 300 parsecs within the range of 1–10 GHz. Survey the 4×1010 stars of the inner galactic plane from 1.42–1.72 GHz for very powerful transmitters. Measure the magnetic fields in the Milky Way and other Local Group galaxies, in order to probe the role of magnetic fields in star formation and galaxy formation and evolution. Detect the gravitational wave background from massive black holes through pulsar timing. Measure molecular cloud and star formation properties using new molecular tracers, in order to map star formation conditions on the scale of entire giant molecular clouds (GMCs); to determine the metallicity gradient of the Milky Way. +Table 1: Array performance and key science projects Array Status Beam size (arcsec) Srms (mJy) Speed (deg2s−1) Key science ATA 42 Dish construction complete; commissioning in progress with 32 input, dual polarization (64 total inputs) correlator 245 x 118 0.54 0.02 FiGSS: 5 GHz Continuum Survey, Galactic Plane Molecular Spectroscopy, SETI Galactic Center Survey ATA 98 Awaiting results ATA 42 for funding 120 x 80 0.2 0.11 ATHIXS† Trial Surveys, HI Stellar Outflows Survey, SETI Targeted Survey: 100 stars ATA 206 Development phase not completed 75 x 65 0.11 0.44 ATHIXS, Map The Magnetized Galactic ISM, Pulsar Timing Array, Deep continuum and transient surveys, SETI Targeted Surveys ATA 350 Development phase not completed 77 x 66 0.065 1.40 ATHIXS, Map The Magnetized Galactic ISM, Pulsar Timing Array Deep continuum and transient surveys, SETI Targeted Surveys Note: Beam size and continuum sensitivity (Srms are estimated for a 6 minute, 100 MHz continuum snapshot observation at transit of a source at 40° declination at a wavelength of 21 cm. Speed is given for a survey at 21 cm observations with a bandwidth of 100 MHz that reaches 1 mJy rms. †ATHIXS is an all sky deep HI extragalactic HI survey.
Ескерту: Сәуле көлемі және үздіксіз сезімталдық (Srms) 40° дейінгі көздің транзитінде 6 минуттық, 100 МГц үздіксіздікке ие бақылау үшін шамамен есептелген. Жылдамдық 1 мДж rms-ке жететін 21 см бақылауларда 100 МГц ені бар зерттеу үшін берілген. †ATHIXS – бұл ғарыштың барлық аймақтарын қамтитын терең HI галактикааралық зерттеу.
The science goals listed below represent the most important projects to be conducted with the ATA. Each of these goals is associated with one of the four stages of development mentioned earlier. (See Table 1). Also listed is some of the science that it is hoped each will produce. Determine the hydrogen line (HI) content of galaxies out to z ~ 0.2 over 3π steradians, in order to measure how much intergalactic gas external galaxies are accreting; to search for dark, starless galaxies; to lay the foundation for dark energy detection by the Square Kilometer Array. Classify 250,000 extra galactic radio sources as active galactic nuclei or starburst galaxies, in order to probe and quantify star formation in the Local Universe; to identify high redshift objects; to probe large scale structure in the Universe; to identify gravitational lens candidates for dark matter and dark energy detection. Explore the transient sky, in order to probe accretion onto black holes; to find orphan gamma ray burst afterglows; to discover new and unknown transient phenomena. Survey 1,000,000 stars for SETI related emission with enough sensitivity to detect an Arecibo radar out to 300 parsecs within the range of 1–10 GHz. Survey the 4×1010 stars of the inner galactic plane from 1.42–1.72 GHz for very powerful transmitters. Measure the magnetic fields in the Milky Way and other Local Group galaxies, in order to probe the role of magnetic fields in star formation and galaxy formation and evolution. Detect the gravitational wave background from massive black holes through pulsar timing. Measure molecular cloud and star formation properties using new molecular tracers, in order to map star formation conditions on the scale of entire giant molecular clouds (GMCs); to determine the metallicity gradient of the Milky Way. +Table 1: Array performance and key science projects Array Status Beam size (arcsec) Srms (mJy) Speed (deg2s−1) Key science ATA 42 Dish construction complete; commissioning in progress with 32 input, dual polarization (64 total inputs) correlator 245 x 118 0.54 0.02 FiGSS: 5 GHz Continuum Survey, Galactic Plane Molecular Spectroscopy, SETI Galactic Center Survey ATA 98 Awaiting results ATA 42 for funding 120 x 80 0.2 0.11 ATHIXS† Trial Surveys, HI Stellar Outflows Survey, SETI Targeted Survey: 100 stars ATA 206 Development phase not completed 75 x 65 0.11 0.44 ATHIXS, Map The Magnetized Galactic ISM, Pulsar Timing Array, Deep continuum and transient surveys, SETI Targeted Surveys ATA 350 Development phase not completed 77 x 66 0.065 1.40 ATHIXS, Map The Magnetized Galactic ISM, Pulsar Timing Array Deep continuum and transient surveys, SETI Targeted Surveys Note: Beam size and continuum sensitivity (Srms are estimated for a 6 minute, 100 MHz continuum snapshot observation at transit of a source at 40° declination at a wavelength of 21 cm. Speed is given for a survey at 21 cm observations with a bandwidth of 100 MHz that reaches 1 mJy rms. †ATHIXS is an all sky deep HI extragalactic HI survey.
Оппортунистикалық ғылым
Массив құрылысы басталғаннан бері, оған бұрын нақты жоспарланбаған бірнеше ғылыми мақсаттар ұсынылды. Мысалы, Аллен телескопы массиві Google Lunar X Prize байқауының қатысушыларына ай трансляциясы деректерін беруге келісім білдірді. Бұл ыңғайлы, себебі массив, ешқандай өзгеріссіз, негізгі ғарыш байланыс жиіліктерінің (S жиілігі және X жиілігі) диапазонын қамтиды. Телеметрия декодері ғана қосымша керек болады. Сонымен қатар, ATA жаңа типтегі радио импульстарын іздеуге үміткер ретінде қарастырылды. Оның кең көру бұрышы мен жоғары жылдамдықты жолағы болғандықтан, бұл үшін өте қолайлы таңдау болып табылады. Осы ұсыныстан кейін Эндрю Симион және астрономдар мен инженерлердің халықаралық тобы "Fly's Eye" деп аталатын құралды жасады, ол ATA-ға күшті радио импульстарын іздеуге мүмкіндік берді, ал 2008 жылдың ақпан және сәуір айлары аралығында бақылаулар жүргізілді.
Since construction of the array began, a few science goals not specifically drawn up for it have been suggested. For example, the Allen Telescope Array has offered to provide the mooncast data downlink for any contestants in the Google Lunar X Prize. This is practical, since the array, with no modifications, covers the main space communications bands (S band and X band). A telemetry decoder would be the only needed addition. Also, the ATA was mentioned as a candidate for searching for a new type of radio transient. It is an excellent choice for this owing to its large field of view and wide instantaneous bandwidth. Following this suggestion, Andrew Siemion and an international team of astronomers and engineers developed an instrument called "Fly's Eye" that allowed the ATA to search for bright radio transients, and observations were carried out between February and April 2008.
Құралдар
ATA 42 конфигурациясы 300 м (ал ATA 350 үшін соңғы нәтижеде 900 м) ең жоғары базалық деңгейді қамтамасыз етеді. Әрбір антеннадағы салқындатылған лог-периодтық антенна 1–10 ГГц диапазонында ~45К жүйе температурасын қамтамасыз етуге арналған, ал 0,5–1,0 ГГц және 10–11,2 ГГц диапазондарында сезімталдық төмендейді. 4 x 672 МГц аралық жиілікті жолақтарды жасау үшін төрт жеке жиілік реттегіштері (IF) қол жетімді. Екі IF бейнелеу үшін корреляторларды қолдайды; екеуі SETI бақылауларын қолдайды. Барлық реттегіштер төрт қос поляризациялық фазалық массивтік сәулелерді жасауға мүмкіндік береді, оларды негізгі сәуле ішінде тәуелсіз бағыттауға болады және әртүрлі детекторлармен пайдалануға болады. Сондықтан ATA 32 фазалық массивтік сәулені синтездеуге қабілетті. ATA-ның кең көру өрісі оған үлкен зерттеулерде бесәйкес мүмкіндік береді (4-суретті қараңыз). Үлкен аумақты белгілі бір сезімталдыққа дейін картографиялауға қажетті уақыт (ND)2 пропорционалды, мұнда N элементтер саны, ал D таренің диаметрі. Бұл үлкен тарелер саны аз элементтері бар, бірақ әлдеқайда үлкен жинау алақаны бар массивтің үлкен зерттеулерде одан жақсы екенін көрсетеді. Осының салдарынан, тіпті ATA 42 де жарық температурасы және нүктелік көздерді зерттеуде әлдеқайда үлкен телескоптармен бәсекелесе алады. Нүктелік көздерді зерттеу үшін ATA 42 жылдамдығы бойынша Аресибо және Грин-Бэнк телескобына (GBT) тең, бірақ Өте үлкен массивке (VLA) қарағанда үш есе баяу. Ал ATA 350 нүктелік көздерді зерттеуде Өте үлкен массивтен бір рет жылдам, және зерттеу жылдамдығы бойынша кеңейтілген Өте үлкен массивпен (EVLA) салыстыруға болады. Белгілі жарық температурасына сезімталдыққа дейінгі зерттеулер үшін ATA 98 тіпті VLA D конфигурациясының зерттеу жылдамдығынан да асып түседі. ATA 206 жарық температурасының сезімталдығы бойынша Аресибо және GBT-мен салыстыруға болады. Дегенмен, ATA осы бір тарелі телескоптарға қарағанда жақсы ажыратымдылықты қамтамасыз етеді. ATA антенналары 6,1 x 7,0 метр (20,0 фут x 23,0 фут) гидроформаланған офсеттік Грегориан телескоптары, әрқайсысы 2,4 метрлік суб-рефлектормен және 0,65 тиімді фокус арақашықтығы/диаметрі (f/D) қатынасымен жабдықталған. (DeBoer, 2001-ді қараңыз). Офсеттік геометрия кедергіні жояды, бұл тиімділікті арттырады және жанама лобтарды азайтады. Сондай-ақ, ол үлкен суб-рефлекторды қамтамасыз етеді, төмен жиілікті жақсы өнімділікке қол жеткізеді. Бұл беттерді жасау үшін қолданылатын гидроформалау технологиясы Айдахо штатының Айдахо Фолс қаласындағы Андерсен өндірісімен арзан спутниктік рефлекторларды жасау үшін қолданылатын технологиямен бірдей. Бірегей ішкі жиекті тіреуіш компактты орнату төмен құнмен тамаша өнімділікке мүмкіндік береді. Жетектеу жүйесі серіппелі пассивті кері соққыны болдырмайтын азимуттық жетектеу желісін пайдаланады. Көптеген компоненттерді Мэтью Флеминг жобалаған және Калифорния штатының Антиохия қаласындағы Minex Engineering Corp. компаниясында өндірілген.
The ATA 42 configuration will provide a maximum baseline of 300 m (and ultimately for the ATA 350, 900 m). A cooled log periodic feed on each antenna is designed to provide a system temperature of ~45K from 1–10 GHz, with reduced sensitivity in the ranges of 0.5–1.0 GHz and 10–11.2 GHz. Four separate frequency tunings (IFs) are available to produce 4 x 672 MHz intermediate frequency bands. Two IFs support correlators for imaging; two will support SETI observing. All tunings can produce four dual polarization phased array beams which can be independently pointed within the primary beam and can be used with a variety of detectors. The ATA can therefore synthesize up to 32 phased array beams. The wide field of view of the ATA gives it an unparalleled capability for large surveys (Fig. 4). The time required for mapping a large area to a given sensitivity is proportional to (ND)2, where N is the number of elements and D is the diameter of the dish. This leads to the surprising result that a large array of small dishes can outperform an array with a smaller number of elements but considerably greater collecting area in the task of large surveys. As a consequence, even the ATA 42 is competitive with much larger telescopes in its capability for both brightness temperature and point source surveys. For point source surveys, the ATA 42 is comparable in speed to Arecibo and the Green Bank Telescope (GBT), but three times slower than the Very Large Array (VLA). The ATA 350, on the other hand, will be one order of magnitude faster than the Very Large Array for point source surveys, and is comparable to the Expanded Very Large Array (EVLA) in survey speed. For surveys up to a specified brightness temperature sensitivity, the ATA 98 will exceed the survey speed of even the VLA D configuration. The ATA 206 should match the brightness temperature sensitivity of Arecibo and the GBT. The ATA, however, provides better resolution than either of these single dish telescopes. The antennas for the ATA are 6.1 x 7.0 meters (20.0 ft x 23.0 ft) hydroformed offset Gregorian telescopes, each with a 2.4 meter sub reflector with an effective focal length/diameter (f/D) ratio of 0.65. (See DeBoer, 2001). The offset geometry eliminates blockage, which increases efficiency and decreases the side lobes. It also allows for the large sub reflector, providing good low frequency performance. The hydroforming technology used to make these surfaces is the same as that used by Andersen Manufacturing of Idaho Falls, Idaho to generate low cost satellite reflectors. The unique interior frame rim supported compact mount allows excellent performance at low cost. The drive system employs a spring loaded passive anti backlash azimuth drive train. Most components designed by Matthew Fleming and manufactured at Minex Engineering Corp. in Antioch, CA.