Дуже малий масив

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Частина від Teide Observatoryd
Розташування Тенерифе
Координати 28°18′02″ пн. ш. 16°30′37″ зх. д. / 28.300638888916779479° пн. ш. 16.51027777780577921° зх. д. / 28.300638888916779479; -16.51027777780577921
Організація Кавендіська астрофізична група[1], Кембриджський університет[1], Обсерваторія Джодрелл Бенк[1] і Instituto de Astrofísica de Canariasd[1]
Висота 2500 ± 1 м[2]
Довжина хвилі 0,83 см
Стиль телескопа радіоінтерферометр
Кутова роздільна здатність 0,0035 радіан
Вебсайт jb.man.ac.uk/tech/technology/vsa.html
Мапа
CMNS: Дуже малий масив у Вікісховищі

Дуже малий масив (англ. Very Small Array, VSA) — радіоінтерферометр, який в 2000-2008 роках використовувався для дослідження реліктового випромінювання. Він був створений в результаті співпраці між Кембриджським університетом, Манчестерським університетом та Інститутом астрофізики Канарських островів[es] і розташовувався в Обсерваторії Тейде[en] на острові Тенерифе. Масив був побудований Кавендіською астрофізичною групою та Обсерваторією Джодрелл Бенк в Маллардівській радіоастрономічній обсерваторії і фінансувався Радою з фізики частинок та астрономічних досліджень[en]. Конструкція ґрунтувалась на телескопі CAT[en][3][4]. Телескоп мав приблизно такі ж можливості, як наземні телескопи DASI[en] і CBI[en] та телескопи на повітряних кулях BOOMERanG і MAXIMA[en][5].

Конструкція[ред. | ред. код]

Наземний щит, який раніше тримав VSA

Телескоп складається з 14 елементів, кожен з яких має рупорну рефлекторну антену, що фокусує астрофізичні сигнали в окремі приймачі (підсилювачі HEMT з системною температурою близько 25 K і фізичною температурою 12 K[3], розроблені в Національній радіоастрономічній обсерваторії[6]). Окремі елементи поєднуються за допомогою корелятора для формування матриці апертурного синтезу[en][6]. Елементи встановлені на майданчику, здатному обертатись за рухом неба, нахиляючись на кут до 35° від зеніту[3].

Телескоп використовувався в трьох різних конфігураціях — «компактній», «розширеній» і «надрозширеній», кожна з яких відрізнялась відстанню між елементами (різниця між компактною і розширеною становить 2,25 рази) і розміром антен[3]. Компактна решітка має антени діаметром 143 мм, а розширена — діаметром 322 мм[7]. Це означає, що компактна решітка має первинний промінь шириною 4,5 градусів і роздільну здатність 30 кутових мінут (мультиполі від 100 до 800), а розширена решітка має первинний промінь шириною 2 градуси й роздільну здатність 12 кутових мінут і, отже, може спостерігати мультиполі між 250 і 1500[8]. Розширений масив також у 5 разів чутливіший[7], ніж компактний масив. Надрозширений масив може вимірювати мультиполі до 3000[9] і має антени діаметром 550 мм.

Телескоп можна налаштувати на частоти від 26 до 36 ГГц, з шириною смуги пропускання 1,5 ГГц[10].

Дуже малий масив також містить два радіотелескопи діаметром 3,7 м, які працюють на частоті 30 ГГц[11] і призначені для моніторингу фонових джерел[5]. Після першої серії спостережень ці антени для віднімання фонових джерел були замінені на точніші, що дозволило моніторинг набагато слабших джерел[7].

Дуже малий масив оточений великими металевими екранами заземлення[4].

Оскільки Дуже малий масив був інтерферометром, він не складав карту неба, а безпосередньо вимірював кутовий спектр потужності реліктового випромінювання[4][12].

Результати[ред. | ред. код]

Спектр потужності анізотропії температури реліктового випромінювання в залежності від кутового масштабу (або мультипольного моменту). Наведені дані отримані від інструментів WMAP (2006), ACBAR[en] (2004), Boomerang (2005), CBI[en] (2004) і Дуже малий масив (2004).

Поля, які спостерігалися за допомогою Дуже малим масивом, були вибрані, щоб уникнути забруднення випромінюванням із нашої галактики і щоб мінімізувати кількість яскравих радіоджерел і великих скупчень у полі зору (і таким чином уникнути ефекту Сюняєва-Зельдовича)[9]. Точкові радіоджерела, присутні в полях Дуже малого масиву, спостерігалися за допомогою телескопа Райла на 15 ГГц, а потім відстежувалися віднімачами джерел Дуже малого масиву під час спостережень[5].

У конфігурації компактної решітки телескоп спостерігав три області неба розміром 7×7 градусів від серпня 2000 року до серпня 2001 року[13]. Ці спостереження були зроблені на найвищій частоті телескопа з центром на 34 ГГц, щоб зменшити забруднення випромінюванням фонових джерел[10]. Інша, більша ділянка неба також спостерігалася, але менш точно[10]. Дані цих спостережень були незалежно оброблені в усіх трьох залучених установах[6]. Результати цих спостережень були опубліковані в серії з чотирьох статей у 2003 році: Watson та ін., Taylor та ін., Scott та ін., Rubino-Martin та ін. (див. посилання нижче). Ключовими результатами були спектри потужності космічного мікрохвильового фону між мультиполями 150 і 900[12] та обмеження на космологічні параметри, які вони накладали[14].

Друга сесія спостереження тривала з вересня 2001 року[13] по липень 2003 року з використанням розширеного масиву[15]. Перші результати з розширеного масиву були опубліковані у 2003 році, одночасно з першими чотирма публікаціями, з використанням даних, отриманих до квітня 2002 року. Спостережувані ділянки неба були розташовані в межах полів, що спостерігалися раніше, але нові вимірювання були як точнішими і більш детальними. Результатом став покращений спектр потужності реліктового випромінювання до мультиполя 1400[7], що дало чергове уточнення космологічних параметрів[16]. Другий набір результатів був опублікований у 2004 році і включав з нові спостереження тих самих ділянок неба, а також спостереження трьох нових ділянок. Це дозволило виміряти спектр потужності реліктового випромінювання до мультиполя 1500 набагато точніше, ніж раніше[9], і ще точніше оцінити космологічні параметри[17].

Спостереження за допомогою надрозширеного масиву тривали до кінця серпня 2008 року. Крім того, телескоп Райла був модернізований для виявлення точкових джерел із меншим потоком, а приймач OCRA на телескопі в Польщі використовувався для точнішого віднімання точкових джерел[18].

First results. Second results. Third results.
Вимірювання спектрів потужності дуже малого масиву CMB. Зліва направо: з перших спостережень, перші результати другого сеансу спостережень, та остаточні результати другого сеансу спостережень.

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ а б в г http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/vsa/
  2. ↑ http://www.jb.man.ac.uk/tech/technology/vsa.html
  3. ↑ а б в г University of Cambridge webpage on the VSA. Процитовано 23 червня 2007.
  4. ↑ а б в Jodrell Bank webpage on the VSA. Процитовано 23 червня 2007.
  5. ↑ а б в Watson, R. A. та ін. (2003). First results from the Very Small Array I: Observational Methods. MNRAS. 341 (4): 1057—1065. arXiv:astro-ph/0205378. Bibcode:2003MNRAS.341.1057W. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06338.x. S2CID 17592336.
  6. ↑ а б в Jodrell Bank Observatory - VSA Receivers. Процитовано 23 червня 2007.
  7. ↑ а б в г д Grainge, Keith та ін. (2003). The CMB Power Spectrum out to l = 1400 measured by the VSA. MNRAS. 341 (4): L23—L28. arXiv:astro-ph/0212495. Bibcode:2003MNRAS.341L..23G. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06563.x.
  8. ↑ Technical specifications of the VSA. Jodrell Bank Observatory. Процитовано 23 червня 2007.
  9. ↑ а б в г Dickinson, Clive та ін. (2004). High sensitivity measurements of the CMB power spectrum with the extended Very Small Array. MNRAS. 353 (3): 732. arXiv:astro-ph/0402498. Bibcode:2004MNRAS.353..732D. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08206.x. S2CID 2806871.
  10. ↑ а б в Taylor, Angela C. та ін. (2003). First Results From The Very Small Array II: Observations of the CMB. MNRAS. 341 (4): 1066—1075. arXiv:astro-ph/0205381. Bibcode:2003MNRAS.341.1066T. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06493.x. S2CID 15605923.
  11. ↑ VSA Source Subtractors. Jodrell Bank Observatory. Процитовано 23 червня 2007.
  12. ↑ а б в Scott, P. F. та ін. (2003). First results from the Very Small Array III: The CMB Power Spectrum. MNRAS. 341 (4): 1076—1083. arXiv:astro-ph/0205380. Bibcode:2003MNRAS.341.1076S. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06354.x. S2CID 119088948.
  13. ↑ а б Maisinger, Klaus; Hobson, M. P.; Saunders, Richard D. E.; Grainge, Keith J. B. (2003). Maximum-likelihood astrometric geometry calibration of interferometric telescopes: application to the Very Small Array. MNRAS (abstract). 345 (3): 800—808. arXiv:astro-ph/0212210. Bibcode:2003MNRAS.345..800M. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06995.x. S2CID 11987021.
  14. ↑ Rubino-Martin, J. A. та ін. (2003). First results from the Very Small Array IV: Cosmological Parameter Estimation. MNRAS. 341 (4): 1084—1092. arXiv:astro-ph/0205367. Bibcode:2003MNRAS.341.1084R. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06494.x. S2CID 18192370.
  15. ↑ VSA Extended Array Power Spectrum Data. Процитовано 23 червня 2007.
  16. ↑ Slosar, Anze та ін. (2003). Cosmological Parameter Estimation and Bayesian model comparison using VSA data. MNRAS. 341 (4): L29—L34. arXiv:astro-ph/0212497. Bibcode:2003MNRAS.341L..29S. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06564.x. S2CID 12420402.
  17. ↑ Rebolo, Rafael та ін. (2004). Cosmological parameter estimation using Very Small Array data out to l=1500. MNRAS. 353 (3): 747—759. arXiv:astro-ph/0402466. Bibcode:2004MNRAS.353..747R. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08102.x. S2CID 13971059.
  18. ↑ Cleary, Kieran; Taylor, Angela C.; Waldram, Elizabeth; Battye, Richard A.; Dickinson, Clive; Davies, Rod D.; Davis, Richard J.; Genova-Santos, Ricardo та ін. (2005). Source subtraction for the extended Very Small Array and 33-GHz source count estimates. MNRAS. 360 (1): 340—353. arXiv:astro-ph/0412605. Bibcode:2005MNRAS.360..340C. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09037.x. S2CID 10370174.

Література[ред. | ред. код]

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Дуже_малий_масив&oldid=41915321