Введение

Астрономический радиоинтерферометр на Гавайях, США

Субмиллиметровый массив (SMA) состоит из восьми радиотелескопов диаметром, расположенных в виде интерферометра для наблюдений на субмиллиметровых длинах волн. Это первый интерферометр, специально разработанный для работы в субмиллиметровом диапазоне, построенный после успешных экспериментов по интерферометрии с использованием уже существовавших телескопа Джеймса Клерка Максвелла и Caltech Submillimeter Observatory (в настоящее время выведен из эксплуатации) в качестве интерферометра. Все три обсерватории расположены в обсерватории Мауна-Кеа на Гавайях и ранее работали совместно как десятиэлементный интерферометр в диапазонах 230 и 345 ГГц (eSMA, расширенный субмиллиметровый массив). В настоящее время используемые базовые длины варьируются от. Диапазон радиочастот, доступных для этого телескопа, охватывает, что включает ротационные переходы десятков молекулярных видов, а также непрерывное излучение от межзвездных пылевых зерен. Хотя массив способен работать как днем, так и ночью, большинство наблюдений проводятся ночью, когда атмосферная фазовая стабильность наиболее высока. SMA совместно управляется Смитсоновской астрофизической обсерваторией (SAO) и Институтом астрономии и астрофизики Академии Синики (ASIAA).

История

Проект SMA был начат в 1983 году в рамках масштабной инициативы Ирвина Шапиро, тогдашнего нового директора SAO, по созданию астрономических инструментов высокого разрешения во всем электромагнитном спектре. Изначально конструкция предусматривала антенную решетку из шести антенн, но в 1996 году ASIAA присоединилась к проекту и профинансировала строительство двух дополнительных антенн, а также расширение коррелятора для обеспечения работы с почти удвоенным числом базовых линий интерферометра. В качестве мест для размещения решетки рассматривались гора Грэм в Аризоне, район вблизи Южного полюса и пустыня Атакама в Чили, но в конечном итоге был выбран Мауна-Кеа благодаря существующей инфраструктуре, наличию относительно ровной площадки для строительства решетки и возможности включения JCMT и CSO в состав решетки. В 1987 году в Кембридже была создана лаборатория для приемников. Антенны были построены в обсерватории Хейстек в Вестфорде, штат Массачусетс, частично разобраны и перевезены по территории Соединенных Штатов, а затем доставлены морским путем на Гавайи. Антенны были собраны в большом ангаре на вершине Мауна-Кеа. Торжественное открытие SMA и начало официальной работы состоялись 22 ноября 2003 года.

Конструкция массива

SMA была построена к северо-западу от седловины между шлаковыми конусами Pu'u Poli'ahu и Pu'u Hauoki, примерно в 140 метрах ниже вершины Мауна-Кеа. Постоянная проблема для радиоинтерферометров, особенно с небольшим числом антенн, заключается в оптимальном размещении антенн относительно друг друга для получения наилучших синтезированных изображений. В 1996 году Эрик Кето исследовал эту проблему для SMA. Он обнаружил, что наиболее равномерная выборка пространственных частот, и, следовательно, наиболее чистая (с минимальными боковыми лепестками) функция распределения точек достигается при расположении антенн в форме треугольника Рео. Благодаря этому исследованию площадки для установки антенн SMA были расположены таким образом, чтобы образовать четыре треугольника Рео, при этом самая восточная площадка служила общей вершиной для всех четырех треугольников. Однако площадка SMA представляет собой лавовое поле с множеством скалистых гребней и углублений, поэтому площадки не могли быть расположены в строго оптимальных позициях. В большинстве случаев все восемь антенн разворачиваются на площадках, образующих один треугольник Рео, что приводит к четырем конфигурациям, названным в порядке увеличения размера: субкомпактная, компактная, расширенная и сильно расширенная. График перемещения антенн определяется требованиями утвержденных заявок на наблюдения, но обычно следует приблизительно квартальному графику. Для подъема антенны с площадки, перемещения по одной из грунтовых дорог и установки на новую площадку, сохраняя при этом питание системы охлаждения криогенных приемников, используется специально разработанный транспортёр. Каждая антенная площадка имеет канал, соединяющий её с центральным зданием, через который прокладываются кабели переменного тока и оптические волокна. Многомодовые оптические волокна используются для цифровых сигналов с низкой пропускной способностью, таких как Ethernet и телефонная связь. Одномодовые оптические кабели Sumitomo LTCD используются для передачи опорных сигналов для генерации LO для гетеродиновых приемников и возврата промежуточного сигнала (IF) от антенны. Волокна Sumitomo обладают чрезвычайно низким коэффициентом теплового расширения, который практически равен нулю при типичной температуре ниже поверхности Мауна-Кеа. Это позволяет массиву работать без измерений задержки в замкнутом контуре.

Антенны

Каждая из восьми антенн оснащена первичным зеркалом диаметром 6 метров, изготовленным из 72 обработанных литых алюминиевых панелей. Алюминий, прошедший механическую обработку, был выбран вместо более легкой альтернативы из углеродного волокна из-за опасений, что обильный снегопад или поднятая ветром вулканическая пыль могут повредить хрупкие панели из углеродного волокна. Каждая панель шириной около 1 метра была изготовлена с точностью до 6 микрон. Они поддерживаются вспомогательной конструкцией из углеродного волокна, которая заключена в алюминиевые панели для защиты от летящего мусора. Положение панелей можно регулировать с передней части антенны. Первоначальная настройка поверхностных панелей на Гавайях проводилась в сервисном ангаре с использованием вращающегося шаблона. После установки антенн поверхности измерялись с помощью голографии ближнего поля с использованием маячного источника частотой 232,4 ГГц, установленного на внешней платформе здания Subaru на высоте 67 метров над кольцом опорной плиты SMA. Положение панелей корректировалось на основе результатов голографии, и голографическая настройка повторяется периодически для поддержания качества поверхности. После нескольких раундов регулировки типичная ошибка поверхности составляет около 15 микрон RMS. Нагревательные элементы установлены на первичном зеркале, квадроподе, поддерживающем вторичное зеркало, и на самом вторичном зеркале для предотвращения образования льда во влажных условиях. Каждая антенна имеет кабину, содержащую электронику, необходимую для управления антенной, а также приемники в фокусе Насмита. Эта кабина с регулируемой температурой почти полностью закрывает стальное основание антенны, чтобы минимизировать ошибки наведения, вызванные тепловыми изменениями.

Приемники

В SMA используются криогенные гетеродиновые приемники SIS, расположенные в изогнутом фокусе Nasmyth. Все приемники установлены в одном большом криостате внутри антенной кабины. Криостат может вместить до восьми приемных модулей, каждый из которых содержит один приемник. Вращающаяся решетчатая светоделительная пластина, за которой следует вращающееся зеркало, направляет две линейные поляризации входящего излучения на два приемных модуля. Это позволяет массиву одновременно наблюдать либо одну поляризацию в двух различных частотных диапазонах, либо обе поляризации в одном диапазоне для повышения чувствительности и измерения параметров Стокса. Приемники охватывают частоты от 194 до 408 ГГц без разрывов. Однако измерения полной поляризации возможны только вблизи 230 и 345 ГГц, где пары приемников могут быть настроены на одну и ту же частоту, и в оптический тракт можно вставить четвертьволновые пластины, оптимизированные для этих частот. Приемники чувствительны к обеим боковым полосам, возникающим при гетеродинном смешении. Боковые полосы разделяются путем введения в сигнал LO шаблона Уолша с 90-градусными фазовыми сдвигами и последующей демодуляцией этого шаблона в корреляторе. В сигнал LO также вводится уникальный для каждой антенны шаблон Уолша с 180-градусными фазовыми сдвигами для подавления перекрестных помех между промежуточными частотами (ПЧ), поступающими в коррелятор с разных антенн. Благодаря недавнему расширению полосы пропускания приемников SMA, с двумя приемниками, настроенными на частоты, отличающиеся на 12 ГГц, массив может наблюдать непрерывный интервал неба шириной 44 ГГц.

Коррелятор

Оригинальный коррелятор SMA был разработан для корреляции 2 ГГц полосы пропускания промежуточной частоты (IF) на каждую боковую полосу от каждого из двух активных приемников в восьми антеннах, формируя спектральные данные для 28 базовых линий. Поскольку аналого-цифровые преобразователи выполняли дискретизацию со скоростью 208 МГц, промежуточная частота была преобразована в 24 частично перекрывающихся "фрагмента", каждый шириной 104 МГц, перед дискретизацией. После дискретизации данные передавались на 90 больших печатных плат, каждая из которых содержала 32 корреляторных чипа ASIC. Коррелятор был реализован по схеме XF; в конфигурации по умолчанию для каждого из двух приемников на 28 базовых линиях рассчитывалось 6144 лагов, после чего применялось быстрое преобразование Фурье (FFT) для преобразования данных лагов в спектры, и использовались FPGA Xilinx Virtex 6 SX475T вместо специализированных корреляторных чипов. FPGA вместе с дополнительной электроникой размещены на платах ROACH2, производимых коллаборацией по обработке астрономических сигналов и исследованиям в области электроники (CASPER). Новый коррелятор работает только с одной спектральной конфигурацией, обеспечивая равномерное разрешение 140 кГц на канал по всей полосе пропускания. Данные хранятся с таким высоким спектральным разрешением даже для проектов, требующих только низкого разрешения, чтобы обеспечить сохранение наивысшего разрешения в архиве данных обсерватории для последующих исследований. Каждый квадрант коррелятора может обрабатывать 2 ГГц полосы пропускания IF на каждую боковую полосу для двух активных приемников во всех восьми антеннах. При настройке двух приемников на одну и ту же частоту рассчитываются полные параметры поляризации Стокса. Довольно запутанно, но в полном корреляторе теперь имеется шесть "квадрантов" SWARM, позволяющих коррелировать 12 ГГц полосы пропускания для каждой боковой полосы двух приемников на всех базовых линиях, обеспечивая общее покрытие частотного диапазона неба в 48 ГГц. SWARM также может работать как фазированный антенный массив, представляя SMA как единую антенну для операций Сверхдлинной Базовой Интерферометрии (VLBI).

Наука с SMA

SMA – это многоцелевой инструмент, который можно использовать для наблюдения за разнообразными небесными явлениями. SMA особенно эффективен в наблюдениях пыли и газа при температурах всего на несколько десятков кельвинов выше абсолютного нуля. Объекты с такими температурами обычно излучают основную часть своей энергии на длинах волн от нескольких сотен микрометров до нескольких миллиметров, что соответствует диапазону длин волн, в котором может работать SMA. К наиболее часто наблюдаемым объектам относятся звездообразующие молекулярные облака в нашей и других галактиках, галактики с высоким красным смещением, эволюционировавшие звезды и центр нашей Галактики. Иногда также наблюдаются объекты Солнечной системы, такие как планеты, астероиды, кометы и спутники. С помощью SMA было установлено, что Плутон холоднее, чем предполагалось. Он стал первым радиотелескопом, который смог различить Плутон и Харон как отдельные объекты. SMA входит в состав телескопа Event Horizon, который наблюдает за ближайшими сверхмассивными черными дырами с угловым разрешением, сравнимым с размером горизонта событий, и который получил первое изображение черной дыры.