Радиотелескоп Райла: от линейной антенной решетки к AMI Large Array.

Введение

Телескоп Райла (названный в честь Мартина Райла и ранее известный как 5 км массив) представлял собой линейный радиотелескопический массив, ориентированный с востока на запад, в Муллардской радиоастрономической обсерватории. В 2004 году три телескопа были перемещены для создания компактного двумерного массива телескопов на восточном конце интерферометра. Восемь антенн теперь образуют Большой массив Arcminute Microkelvin Imager. Телескоп Райла был восьмиэлементным интерферометром, работающим на частоте 15 ГГц (длина волны 2 см). Элементы представляли собой 13-метровые антенны Кассегрена, установленные на экваториальных монтировках, вдоль (почти) восточно-западной базовой линии. Четыре антенны были установлены на рельсовом пути длиной 1,2 км, а остальные располагались на расстоянии 1,2 км друг от друга. Таким образом, были доступны базовые линии от 18 м до 4,8 км в различных конфигурациях. Для получения изображений высокого разрешения мобильные антенны располагались вдоль рельсового пути, обеспечивая равномерное покрытие базовой линии до 4,8 км; для астрономии объектов с низкой яркостью (например, эффекта Сюняева — Зельдовича) мобильные антенны располагались в «компактном массиве» с максимальной базовой линией около 100 м. Все пары антенн подвергались корреляции, поэтому данные о длинных базовых линиях всегда были доступны, даже в конфигурации «компактного массива». Поскольку телескоп был ориентирован с востока на запад, большинство изобразительных наблюдений требовали 12-часовых наблюдений для заполнения синтезированной апертуры (калибровочные наблюдения обычно выполнялись вперемешку). Другим следствием геометрии было то, что визуализация источников вблизи экватора или в южной части неба была затруднена. Двумерный Большой массив решает эту проблему благодаря новым базовым линиям, ориентированным с севера на юг. Хотя телескоп не был предназначен для общего пользования, операторы были готовы принимать заявки на время наблюдений от внешних наблюдателей, при условии, что они не будут существенно пересекаться с существующими программами наблюдений, на основе принципа «максимальных усилий». Мониторинг переменных источников был возможен с помощью коротких наблюдений, которые часто можно было вставлять между более длительными «стандартными» наблюдениями. Телескоп имел три основные научные программы: изучение эффекта Сюняева — Зельдовича в скоплениях галактик, особенно для определения постоянной Хаббла; поиск радиоисточников, которые могли бы исказить наблюдения космического микроволнового фона в масштабе градусов, выполненные с помощью Очень Малого Массива, и мониторинг потока галактических переменных источников.

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.