Очень маленький массив

Очень маленький массив

Часть	Обсерватория Тейде
Местоположение (а)	Тенерифе, Атлантический океан
Координаты	28 ° 18′02 ″ N 16 ° 30′37 ″ W / 28,30064 ° N 16,51028 ° W / 28,30064; -16,51028 Координаты : 28 ° 18′02 ″ N 16 ° 30′37 ″ W / 28,30064 ° N 16,51028 ° W / 28,30064; -16,5 · 1028
Организация	Кавендишская астрофизическая группа. Институт астрофизики Канарских островов. Обсерватория Джодрелл-Бэнк. Кембриджский университет
Высота	2,500 м (8200 футов)
Длина волны	0,83 см (36 ГГц) -1,2 см (25 ГГц)
Построен	–Декабрь 1999 г. (–Декабрь 1999 г. )
Телескопический стиль	радиоинтерферометр
Угловое разрешение	0,2 градуса
Веб-сайт	www.jb.man.ac.uk / tech / technology / vsa.html
Расположение очень малого массива
Связанные носители на Wikimedia Commons

Очень маленький массив (VSA ) был 14-элементным интерферометрический радиотелескоп, работающий в диапазоне частот от 26 до 36 ГГц, который используется для изучения космического микроволнового фонового излучения. Это было сотрудничество между Кембриджским университетом, Манчестерский университет и Instituto de Astrofisica de Canarias (Тенерифе ), которые находились в Observatorio del Teide на Ten Эриф. Массив был построен в Радиоастрономической обсерватории Малларда Кавендишской астрофизической группой и Обсерваторией Джодрелл-Бэнк и финансировался PPARC ( теперь STFC ). В основе конструкции лежал телескоп с космической анизотропией.

. Телескоп был сопоставим по возможностям с несколькими другими экспериментами с реликтовым излучением, в том числе с воздушным шаром BOOMERanG и MAXIMA, и наземные DASI и CBI.

• 1 Проект
• 2 Результаты
• 3 См. также
• 4 Ссылки
• 5 Дополнительная литература

Телескоп состоит из 14 элементов (дающих 91 базовую линию), каждый из которых имеет рупорную рефлекторную антенну, фокусирующую астрофизические сигналы в отдельные приемники (псевдоморфные HFET усилители, с температурой системы около 25 К и физическая температура 12 К на основе конструкции НРАО ). Отдельные элементы объединяются с помощью коррелятора для формирования массива синтеза апертуры. Элементы установлены на наклонном столе, который способен отслеживать небо и может наклоняться до 35 градусов от зенита.

Телескоп использовался в трех различных конфигурациях - «компактный», «расширенный». "и" супер-удлиненный ", каждый из которых различается расстоянием между элементами (разница между компактным и расширенным составляет 2,25 раза) и размером антенн. В то время как компактный массив имеет антенны диаметром 143 мм, расширенный массив использует антенны диаметром 322 мм. Это означает, что компактный массив имеет первичный луч 4,5 градуса и разрешение 30 угловых минут (мультиполюсы от 100 до 800), в то время как расширенный массив имеет первичный луч 2 градуса, разрешение 12 угловых минут и, следовательно, может наблюдать мультиполи. от 250 до 1500. Расширенная матрица также в 5 раз более чувствительна, чем компактная. Суперрасширенная антенная решетка способна измерять до 3000 мультиполей и имеет антенные зеркала 550 мм. Также были модернизированы входные усилители.

Телескоп можно настроить на частоты от 26 до 36 ГГц с полосой пропускания 1,5 ГГц, что означает, что телескоп может проводить наблюдения на разных частотах.

Он также включает в себя два 3,7-метровых радиотелескопа, также работающих на частоте 30 ГГц, которые предназначены для наблюдения за источниками на переднем плане. Эти тарелки для вычитания источников были модернизированы до более точных после первой серии наблюдений, чтобы обеспечить возможность мониторинга гораздо более слабых источников, чем раньше.

И тарелки для вычитания источников, и сам VSA окружены большими металлическими слоями. заземляющие экраны.

Поскольку VSA представляет собой интерферометр, он непосредственно измеряет угловой спектр мощности реликтового излучения, вместо того, чтобы сначала строить карту неба.

Спектр мощности анизотропии температуры космического микроволнового фонового излучения в угловой шкале (или мультипольный момент ). Показанные данные взяты из WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) и Very Инструменты Small Array (2004).

Поля, наблюдаемые с помощью VSA, были выбраны так, чтобы минимизировать количество ярких радиоисточников и больших скоплений в поле (последнее - во избежание эффекта Сюняева-Зельдовича ), а также чтобы избежать загрязнения излучением нашей галактики. Точечные источники радиосвязи, присутствующие в полях VSA, наблюдались с помощью телескопа Ryle на частоте 15 ГГц, а затем контролировались вычитателями источников VSA во время наблюдений VSA.

В конфигурации компактной антенной решетки Телескоп наблюдал три области неба размером 7 × 7 градусов с высокой точностью во время сеанса наблюдений между августом 2000 и августом 2001 года. Эти наблюдения были сделаны на самой высокой частоте телескопа, с центром в 34 ГГц, чтобы уменьшить загрязнение переднего плана. Наблюдалась и другая, более крупная область неба, но с меньшей точностью. Данные этих наблюдений были обработаны независимо во всех трех участвующих учреждениях. Результаты этих наблюдений были опубликованы в серии из четырех статей в 2003 г.; данные Watson et al., Taylor et al., Scott et al. и Rubino-Martin et al. (см. Ссылки ниже). Ключевыми результатами были спектры мощности космического микроволнового фона между мультиполями 150 и 900, а также полученные пределы для космологических параметров в сочетании с данными наблюдений из других экспериментов.

Второй сеанс наблюдений проходил с сентября 2001 г. по июль 2003 г. с использованием расширенного массива. Первые результаты расширенного массива были опубликованы в виде письма в 2003 году одновременно с первыми четырьмя публикациями с использованием данных, полученных до апреля 2002 года. Наблюдаемые участки неба были расположены в пределах ранее наблюдаемых полей, причем измерения были одновременно точнее и подробнее. Результатом стал улучшенный спектр мощности реликтового излучения, выходящий на мультиполь 1400, и уточненные космологические параметры. Второй набор результатов был опубликован в 2004 году и состоял из исходных наблюдений плюс дополнительных наблюдений, сделанных в тех же регионах неба, а также наблюдений в трех новых регионах. В результате измерения спектров мощности реликтового излучения до l = 1500 были намного более точными, чем ранее, и более точными оценками космологических параметров.

Наблюдения с помощью VSA продолжались до конца августа 2008 г. с использованием сверхрасширенной конфигурации. Кроме того, телескоп Ryle был модернизирован для обнаружения точечных источников с более низким магнитным потоком, а приемник OCRA на телескопе в Польше будет использоваться для более точного вычитания точечных источников.

Измерения CMB <с помощью Very Small Array спектры мощности. Слева направо: из первых наблюдений, первые результаты второго сеанса наблюдений и окончательные результаты второго сеанса наблюдений.

Викискладе есть медиафайлы, относящиеся к очень маленькому массиву.

• Очень большой массив