Радиотелескопическая установка Аллена: Поиск внеземного разума
Allen Telescope Array
Радиообсерватория Allen Telescope Array (ATA) в Калифорнии: поиск внеземного разума и астрономические наблюдения. Финансирование, история и текущий статус.
Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.
Содержание
Введение
Радиотелескопный массив (англ. Allen Telescope Array, ATA), ранее известный как One Hectare Telescope (1hT), представляет собой массив радиотелескопов, предназначенный для астрономических наблюдений и одновременного поиска внеземного разума (англ. SETI). Массив расположен в Хэт-Крикской радиообсерватории в округе Шаста, в 467 км к северо-востоку от Сан-Франциско, штат Калифорния. Проект был первоначально разработан как совместное усилие Института SETI и Лаборатории радиоастрономии (RAL) Калифорнийского университета в Беркли (UC Berkeley) при финансировании, полученном из первоначального пожертвования в размере 12,5 миллионов долларов от Фонда семьи Пола Г. Аллена и Натана Майрвольда. Первая фаза строительства была завершена, и ATA начала функционировать 11 октября 2007 года с 42 антеннами (ATA 42) после того, как Пол Аллен (соучредитель Microsoft) выделил дополнительные 13,5 миллионов долларов на поддержку строительства первой и второй фаз. Хотя в целом Аллен внес в проект более 30 миллионов долларов, построить первоначально задуманные 350 антенн диаметром 6,1 м (20 футов) не удалось, и проект столкнулся с перерывом в работе из-за нехватки финансирования с апреля по август 2011 года, после чего наблюдения были возобновлены. Впоследствии UC Berkeley вышел из проекта, завершив процесс выхода в апреле 2012 года. В настоящее время учреждением управляет SRI International (ранее Стэнфордский исследовательский институт) – независимый некоммерческий научно-исследовательский институт. По состоянию на 2016 год Институт SETI проводит наблюдения с использованием ATA ежедневно с 18:00 до 06:00. В августе 2014 года установка оказалась под угрозой лесного пожара в этом районе и была временно приостановлена, но в итоге практически не пострадала.
Radio telescope array
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.
Обзор
Идея, впервые сформулированная пионером SETI Фрэнком Дрейком, на протяжении многих лет была мечтой Института SETI. Однако исследования и разработки начались лишь в начале 2001 года после пожертвования в размере 11,5 миллионов долларов от Фонда семьи Пола Г. Аллена. В марте 2004 года, после успешного завершения трехлетнего этапа исследований и разработок, Институт SETI представил трехэтапный план строительства телескопа. Строительство началось незамедлительно благодаря обязательству Пола Аллена (сооснователя Microsoft) выделить 13,5 миллионов долларов на поддержку строительства первой и второй фаз. Институт SETI назвал телескоп в честь Аллена. В общей сложности Пол Аллен выделил на проект более 30 миллионов долларов. ATA – это сантиметровый волновой интерферометр, который является пионером в концепции создания радиотелескопов с большим количеством антенн малого диаметра. По сравнению с большой параболической антенной, большое количество небольших антенн обходится дешевле при той же площади эффективной поверхности. Для достижения сопоставимой чувствительности необходимо объединить сигналы от всех телескопов. Это требует высокопроизводительной электроники, которая ранее была непомерно дорогой. Благодаря снижению стоимости электронных компонентов, необходимая электроника стала практически осуществимой, что привело к значительной экономии средств по сравнению с телескопами более традиционной конструкции. Это неформально называют «заменой стали кремнием». ATA обладает четырьмя ключевыми техническими характеристиками, которые делают его хорошо подходящим для широкого спектра научных исследований: очень широкое поле зрения (2,45° при λ = 21 см, длине волны водородной линии), полное мгновенное покрытие частотного диапазона от 0,5 до 11,2 гигагерц (ГГц), несколько одновременных каналов обработки и активное подавление помех. Площадь неба, которую можно мгновенно охватить, в 17 раз больше, чем у телескопа Very Large Array. Мгновенное покрытие частотного диапазона, превышающее четыре октавы, является беспрецедентным в радиоастрономии и является результатом уникальной конструкции рупорного устройства, входного усилителя и тракта сигнала. Активное подавление помех позволит проводить наблюдения даже на частотах многих наземных радиоизлучателей. Всеобщие обзоры неба являются важной частью научной программы, и ATA будет иметь повышенную эффективность благодаря возможности одновременного проведения поисков внеземного разума (SETI) и других радиоастрономических наблюдений. Телескоп может это делать, разделяя записанные сигналы в диспетчерской комнате перед окончательной обработкой. Одновременные наблюдения возможны, поскольку для SETI, независимо от направления телескопа, несколько целевых звезд окажутся в пределах широкого поля зрения, обеспечиваемого 6-метровыми антеннами. По соглашению между Радиоастрономической лабораторией (RAL) Калифорнийского университета в Беркли и Институтом SETI, потребности традиционной радиоастрономии определяли наведение массива до 2012 года. Планируется, что ATA будет состоять из 350 6-метровых антенн и позволит проводить масштабные, глубокие радиообзоры, которые ранее были невозможны. Конструкция телескопа включает в себя множество новых функций, в том числе гидроформованные антенные поверхности, логарифмически-периодическое рупорное устройство, охватывающее весь диапазон частот от 500 мегагерц (МГц) до 11,2 ГГц, а также малошумящие широкополосные усилители с плоской частотной характеристикой по всей полосе, что позволяет напрямую усиливать небесный сигнал. Этот усиленный сигнал, содержащий всю полученную полосу пропускания, передается от каждой антенны в процессорную комнату по оптоволоконным кабелям. Это означает, что по мере совершенствования электроники и увеличения полосы пропускания необходимо заменять только центральный процессор, а не антенны или рупорные устройства. Эксплуатацией и обслуживанием прибора занималась RAL до приостановки разработки массива в 2011 году. RAL тесно сотрудничала с Институтом SETI во время проектирования и создания прототипов и была основным разработчиком рупорного устройства, антенных поверхностей, формирователя луча, коррелятора и системы визуализации для радиоастрономических наблюдений. Панель по астрономии и астрофизике в своем пятом отчете «Астрономия и астрофизика в новом тысячелетии» (2001) поддержала SETI и признала ATA (тогда называвшийся телескопом 1 гектар) важным шагом на пути к созданию телескопа Square Kilometer Array (SKA). В последнем отчете Decadal было рекомендовано прекратить финансовую поддержку США SKA, хотя США участвуют в проектах-предшественниках SKA, таких как MeerKAT, массив Hydrogen Epoch of Reionization и массив Murchison Widefield. Хотя оценки стоимости незавершенных проектов всегда сомнительны, и характеристики не идентичны (традиционные телескопы имеют более низкую температуру шума, но ATA имеет большее поле зрения, например), ATA обладает значительным потенциалом как гораздо более дешевая технология радиотелескопа при заданной эффективной апертуре. Например, сумма, потраченная на первую фазу ATA 42, включая разработку технологий, составляет примерно одну треть стоимости новой копии 34-метровой антенны Deep Space Network с аналогичной площадью эффективной поверхности. Аналогично, предполагаемая общая стоимость строительства оставшихся 308 антенн оценивалась (по состоянию на 2007 год) примерно в 41 миллион долларов. ATA стремится стать одним из крупнейших и самых быстрых наблюдательных инструментов в мире и позволить астрономам одновременно исследовать множество различных целевых звезд. Если он будет завершен в соответствии с первоначальным замыслом, он станет одним из крупнейших и самых мощных телескопов в мире.
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.
История
С момента своего создания ATA являлся инструментом разработки технологии астрономической интерферометрии (в частности, для проекта Square Kilometer Array). Первоначально планировалось построить ATA в четыре этапа: ATA 42, ATA 98, ATA 206 и ATA 350, где каждое число обозначает количество антенн в массиве на определенном этапе. (См. таблицу 1). Планируется, что ATA будет состоять из 350 антенн диаметром 6 м каждая. Регулярные наблюдения с 42 антеннами начались 11 октября 2007 года. Было опубликовано множество статей, посвященных традиционным радиоастрономическим наблюдениям. В июне 2007 года были развернуты три формирователя луча фазированной антенной решетки, использующие Berkeley Emulation Engine 2 (BEE2), и интегрированы в систему для обеспечения одновременных астрономических и SETI-наблюдений. К апрелю 2008 года были проведены первые наблюдения пульсаров с использованием формирователя луча и специально разработанного пульсарного спектрометра. Основная система поиска SETI (SETI на ATA или SonATA) выполняет полностью автоматизированные наблюдения в рамках программы SETI. SonATA отслеживает обнаруженные сигналы в реальном времени и продолжает их отслеживать до тех пор, пока 1) не будет установлено, что сигнал был сгенерирован на Земле, или, реже, 2) не будет определен источник сигнала, что запускает последующие наблюдения на следующий день. По состоянию на 2016 год более двухсот миллионов сигналов были отслежены и классифицированы с использованием ATA. Ни один из этих сигналов не обладал всеми характеристиками, ожидаемыми от сигнала внеземного разума (ETI). Результаты наблюдений Института SETI опубликованы в ряде научных работ. В апреле 2011 года ATA был переведен в режим ожидания из-за недостатка финансирования, что означало его недоступность для использования. Работа ATA была возобновлена 5 декабря 2011 года.
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.
Статус
В 2012 году ATA была профинансирована благотворительным пожертвованием в размере 3,6 миллиона долларов США от Франклина Антонио, соучредителя и главного научного сотрудника Qualcomm Incorporated. Это пожертвование позволило модернизировать все приемники на антеннах ATA, значительно повысив их чувствительность (в 2–10 раз в диапазоне 1–8 ГГц) по сравнению с прежним уровнем, а также проводить более чувствительные наблюдения в более широком диапазоне частот – от 1 до 15 ГГц, в то время как ранее радиочастотная электроника работала только до 11 ГГц. К июлю 2016 года первые десять таких приемников были установлены и протестированы. Полная установка на все 42 антенны планировалась на июнь 2017 года. В ноябре 2015 года ATA изучала аномальную звезду KIC 8462852, а осенью 2017 года Allen Telescope Array исследовал межзвездный астероид 'Oumuamua на предмет наличия признаков искусственного происхождения, но не зафиксировала никаких необычных радиоизлучений.
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.
Основные научные цели
Научные цели, перечисленные ниже, представляют собой наиболее важные проекты, которые будут реализованы с помощью ATA. Каждая из этих целей связана с одной из четырех стадий развития, упомянутых ранее (см. Таблицу 1). Также указаны некоторые научные результаты, которые, как ожидается, будут получены в рамках каждого проекта. Определить содержание водородной линии (HI) в галактиках на расстоянии до z ~ 0,2 в пределах 3π стерадиан, чтобы измерить объем межгалактического газа, аккрецируемого внешними галактиками; обнаружить темные, беззвездные галактики; заложить основу для обнаружения темной энергии с помощью Square Kilometer Array. Классифицировать 250 000 внегалактических радиоисточников как активные галактические ядра или галактики со вспышками звездообразования, чтобы исследовать и количественно оценить звездообразование во Вселенной в окрестностях Земли; идентифицировать объекты с высоким красным смещением; изучить крупномасштабную структуру Вселенной; выявить кандидаты в гравитационные линзы для обнаружения темной материи и темной энергии. Исследовать изменчивое небо для изучения аккреции вещества на черные дыры; обнаружить остаточные явления от сиротских гамма-всплесков; открыть новые и неизвестные преходящие явления. Провести обследование 1 000 000 звезд на предмет эмиссии, связанной с SETI, с достаточной чувствительностью для обнаружения радара Аресибо на расстоянии до 300 парсек в диапазоне 1–10 ГГц. Провести обследование 4×10¹⁰ звезд внутренней галактической плоскости в диапазоне частот 1,42–1,72 ГГц для обнаружения очень мощных передатчиков. Измерить магнитные поля в Млечном Пути и других галактиках Местной группы, чтобы изучить роль магнитных полей в звездообразовании, а также в формировании и эволюции галактик. Обнаружить гравитационно-волновой фон от массивных черных дыр с помощью синхронизации пульсаров. Измерить свойства молекулярных облаков и звездообразования, используя новые молекулярные индикаторы, чтобы составить карту условий звездообразования в масштабе гигантских молекулярных облаков (ГМО); определить градиент металличности Млечного Пути.
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.
Таблица 1: Производительность массива и ключевые научные проекты
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.
Массив | Статус | Размер луча (arcsec) | Srms (mJy) | Скорость (deg²s⁻¹) | Ключевая наука
------- | -------- | -------- | -------- | -------- | --------
ATA 42 | Строительство завершено; ввод в эксплуатацию в процессе с 32 входами, двойной поляризацией (64 входа всего) коррелятор | 245 x 118 | 0,54 | 0,02 | FiGSS: Обзор континуума на 5 ГГц, молекулярная спектроскопия галактического диска, SETI Обзор центра Галактики
ATA 98 | Ожидаются результаты финансирования ATA 42 | 120 x 80 | 0,2 | 0,11 | ATHIXS†: Пробные обзоры, Обзор звездных потоков HI, Целевой обзор SETI: 100 звезд
ATA 206 | Фаза разработки не завершена | 75 x 65 | 0,11 | 0,44 | ATHIXS, Карта магнитных полей галактической межзвездной среды, Массив синхронизации пульсаров, Глубокие обзоры континуума и транзиентных явлений, Целевые обзоры SETI
ATA 350 | Фаза разработки не завершена | 77 x 66 | 0,065 | 1,40 | ATHIXS, Карта магнитных полей галактической межзвездной среды, Массив синхронизации пульсаров, Глубокие обзоры континуума и транзиентных явлений, Целевые обзоры SETI
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.
Примечание: Размер луча и чувствительность континуума (Srms) оценены для 6-минутного моментального наблюдения континуума на частоте 100 МГц при прохождении источника на высоте 40° над горизонтом на длине волны 21 см. Скорость указана для обзора при наблюдениях на 21 см с полосой пропускания 100 МГц, достигающего 1 мДж среднеквадратичного отклонения. †ATHIXS – это всеобъемлющий глубокий обзор HI внегалактических объектов.
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.
Оппортунистическая наука
С момента начала строительства массива были предложены несколько научных задач, не предусмотренных изначально при его проектировании. Например, Allen Telescope Array предложил обеспечить канал связи для передачи данных с Луны участникам конкурса Google Lunar X Prize. Это целесообразно, поскольку массив, без каких-либо изменений, охватывает основные диапазоны космической связи (S-диапазон и X-диапазон). Для этого потребуется лишь декодер телеметрии. Кроме того, ATA рассматривался как кандидат для поиска нового типа радиовсплеска. Он идеально подходит для этой цели благодаря широкому полю зрения и большой мгновенной полосе пропускания. После этого предложения Эндрю Симион и международная группа астрономов и инженеров разработали прибор под названием "Глаз мухи", который позволил ATA осуществлять поиск ярких радиовсплесков, и наблюдения проводились с февраля по апрель 2008 года.
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.
Инструменты
Конфигурация ATA 42 обеспечит максимальную базовую линию 300 м (и в конечном итоге для ATA 350 – 900 м). Охлаждаемая логарифмически-периодическая антенна на каждой антенне разработана для обеспечения температуры системы ~45K в диапазоне 1–10 ГГц, с пониженной чувствительностью в диапазонах 0,5–1,0 ГГц и 10–11,2 ГГц. Доступны четыре отдельные настройки частоты (промежуточные частоты – ПЧ) для создания 4 x 672 МГц промежуточных частотных полос. Два ПЧ поддерживают корреляторы для формирования изображений, два – для наблюдений SETI. Все настройки могут генерировать четыре луча фазированной антенной решетки с двойной поляризацией, которые могут быть независимо направлены в пределах главного луча и использоваться с различными детекторами. Таким образом, ATA может синтезировать до 32 лучей фазированной антенной решетки. Широкое поле зрения ATA предоставляет ему уникальные возможности для масштабных обследований (рис. 4). Время, необходимое для картографирования большой области с заданной чувствительностью, пропорционально (ND)², где N – количество элементов, а D – диаметр антенны. Это приводит к неожиданному выводу, что большая решетка из небольших антенн может превзойти решетку с меньшим количеством элементов, но значительно большей эффективной площадью, в задачах масштабных обследований. Следовательно, даже ATA 42 конкурентоспособна с гораздо более крупными телескопами по своим возможностям как для измерения температуры яркости, так и для обследования точечных источников. Для обследования точечных источников ATA 42 по скорости сопоставима с Arecibo и Green Bank Telescope (GBT), но в три раза медленнее, чем Very Large Array (VLA). ATA 350, с другой стороны, будет на один порядок быстрее, чем Very Large Array для обследования точечных источников, и сопоставима с Expanded Very Large Array (EVLA) по скорости обследования. Для обследований до заданной чувствительности по температуре яркости ATA 98 превысит скорость обследования даже VLA в конфигурации D. ATA 206 должна соответствовать чувствительности по температуре яркости Arecibo и GBT. Однако ATA обеспечивает лучшее разрешение, чем любой из этих одиночных телескопов. Антенны ATA представляют собой 6,1 x 7,0 метров (20,0 футов x 23,0 футов) гидроформированные офсетные телескопы Грегори, каждая с субрефлектором 2,4 метра с эффективным отношением фокусного расстояния к диаметру (f/D) 0,65. (См. DeBoer, 2001). Офсетная геометрия устраняет затенение, что повышает эффективность и уменьшает уровень боковых лепестков. Она также позволяет использовать большой субрефлектор, обеспечивая хорошую производительность на низких частотах. Технология гидроформирования, используемая для изготовления этих поверхностей, такая же, как и у компании Andersen Manufacturing из Айдахо-Фоллс, штат Айдахо, для производства недорогих спутниковых отражателей. Уникальная внутренняя рамка, поддерживающая компактное крепление, обеспечивает отличную производительность при низкой стоимости. Система привода использует пассивный антилюфтовый азимутальный привод с пружинной нагрузкой. Большинство компонентов разработаны Мэтью Флемингом и изготовлены на предприятии Minex Engineering Corp. в Антиохии, Калифорния.
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.