Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Очень маленький массив
ЧастьОбсерватория Тейде Отредактируйте это в Викиданных
Местоположение (а)Тенерифе , Атлантический океан
Координаты28 ° 18′02 ″ N 16 ° 30′37 ″ з.д. / 28,30064 ° с.ш.16,5 · 1028 ° з.д. / 28.30064; -16,5 · 1028 Координаты: 28 ° 18′02 ″ N 16 ° 30′37 ″ з.д.  / 28,30064 ° с.ш.16,5 · 1028 ° з.д. / 28.30064; -16,5 · 1028 Отредактируйте это в Викиданных
ОрганизацияКавендишская астрофизическая группа
Instituto de Astrofísica de Canarias
Jodrell Bank Observatory
Кембриджский университет Отредактируйте это в Викиданных
Высота2,500 м (8,200 футов) Отредактируйте это в Викиданных
Длина волны0,83 см (36 ГГц) –1,2 см (25 ГГц)
Построено–Декабрь 1999 г. ( –Декабрь 1999 г. ) Отредактируйте это в Викиданных
Стиль телескопарадиоинтерферометр Отредактируйте это в Викиданных
Угловое разрешение0,2 градуса Отредактируйте это в Викиданных
Веб-сайтWWW .jb .man .ac .uk / техника / технологии / VSA .html Отредактируйте это в Викиданных
Very Small Array находится на Канарских островах
Очень маленький массив
Расположение очень маленького массива
Страница общих ресурсов Связанные СМИ на Викискладе?
[ редактировать в Викиданных ]

Очень маленький массив ( VSA ) был 14-элемент интерферометрический радиотелескоп , работающий от 26 до 36 ГГц , который используется для изучения космического микроволнового фонового излучения . Это было сотрудничество между Кембриджским университетом , университетом Манчестера и Instituto de Astrofisica de Canarias ( Тенерифе ), и он находился в Observatorio del Teide на Тенерифе . Массив был построен в обсерватории Mullard Радиоастрономической по Cavendish Astrophysics Group и обсерватории Jodrell Bank, и финансировалась PPARC (теперь STFC ). Дизайн был основан на телескопе космической анизотропии . [1] [2]

По возможностям телескоп был сопоставим с несколькими другими экспериментами по реликтовому излучению, включая баллонные BOOMERanG и MAXIMA , а также наземные DASI и CBI . [3]

Дизайн [ править ]

Телескоп состоит из 14 элементов (дающих 91 базовых уровней), каждые из которых имеют рога рефлектор антенна фокусировка астрофизические сигналов на отдельные приемники (псевдоморфных HFET усилителей, при температуре системы около 25 К и физической температурой 12 К, [1] на основе по дизайну НРАО ). [4] Отдельные элементы объединяются с помощью коррелятора, чтобы сформировать матрицу синтеза апертуры . [4] Элементы установлены на наклонном столе, который способен отслеживать небо и может наклоняться до 35 градусов от зенита. [1]

Телескоп использовался в трех различных конфигурациях - «компактная», «расширенная» и «сверхвысокая», каждая из которых различается расстоянием между элементами (разница между компактным и расширенным составляет 2,25 раза), и размер антенн. [1] В то время как в компактной решетке используются антенны диаметром 143 мм, в расширенной решетке используются антенны диаметром 322 мм. [5] Это означает, что у компактной решетки первичный луч составляет 4,5 градуса, а разрешение составляет 30 угловых минут (мультиполюсы от 100 до 800), в то время как расширенная матрица имеет первичный луч в 2 градуса, разрешение 12 угловых минут и может следовательно, наблюдайте мультиполи между 250 и 1500. [6] Расширенная матрица также в 5 раз более чувствительна, чем компактная.[5]Суперрасширенная антенная решетка сможет измерять до 3000 мультиполюсов [7] и имеет антенные зеркала 550 мм. Также были обновлены входные усилители. [8]

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. [9]

Он также включает в себя два 3,7-метровых радиотелескопа, также работающих на частоте 30 ГГц [10], которые предназначены для наблюдения за источниками на переднем плане. [3] Эти тарелки для вычитания источников были модернизированы до более точных после первой серии наблюдений, чтобы обеспечить мониторинг гораздо более слабых источников, чем раньше. [5]

Как тарелки вычитателя источника, так и сам VSA окружены большими металлическими заземляющими экранами. [2]

Поскольку VSA является интерферометром , он непосредственно измеряет угловой спектр мощности реликтового излучения, вместо того, чтобы сначала строить карту неба. [2] [11]

Результаты [ править ]

Спектр мощности анизотропии температуры космического микроволнового фонового излучения в угловом масштабе (или мультипольном моменте ). Показанные данные получены с приборов WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) и Very Small Array (2004).

Поля, наблюдаемые с помощью VSA, были выбраны так, чтобы минимизировать количество ярких радиоисточников и больших скоплений в поле (последнее позволяет избежать эффекта Сюняева-Зельдовича ), а также избежать загрязнения излучением нашей галактики . [7] Точечные источники радиосвязи, присутствующие в полях VSA, наблюдались с помощью телескопа Ryle на частоте 15 ГГц, а затем отслеживались вычитателями источников VSA во время наблюдений VSA. [3]

В компактной конфигурации массива, телескоп наблюдал три 7 × 7 градусов области неба с высокой точностью [1] в наблюдающей сессии в период с августа 2000 года по август 2001 года [12] Эти наблюдения были сделаны на самой высокой частоте телескопа, сосредоточена на частоте 34 ГГц, чтобы уменьшить загрязнение переднего плана. [9] Также наблюдалась другая, более крупная область неба, но с меньшей точностью. [9] Данные этих наблюдений были обработаны независимо во всех трех участвующих учреждениях. [4]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 [11] и результирующие ограничения космологических параметров в сочетании с данными наблюдений из других экспериментов. [13]

Второй сеанс наблюдений проходил с сентября 2001 г. [12] по июль 2003 г. с использованием расширенной группы. [14] Первые результаты расширенного массива были опубликованы в виде письма в 2003 г. одновременно с первыми четырьмя публикациями с использованием данных, полученных до апреля 2002 г. Наблюдаемые участки неба были расположены в пределах ранее наблюдаемых полей, причем измерения были более точными и более детальными. Результатом стал улучшенный спектр мощности реликтового излучения, выходящий на мультиполь 1400, [5] и уточненные космологические параметры. [15]Второй набор результатов был опубликован в 2004 году и состоял из исходных наблюдений плюс дополнительных наблюдений, сделанных в тех же областях неба, а также наблюдений в трех новых регионах. Это дало измерения спектров мощности реликтового излучения до l = 1500, намного более точные, чем ранее [7], и более точные оценки космологических параметров. [16]

Наблюдения с помощью VSA продолжались до конца августа 2008 г. с использованием конфигурации Super-Extended. 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. [8]

Измерения спектров мощности реликтового излучения с помощью Very Small Array . Слева направо: первые наблюдения [11], первые результаты второго сеанса наблюдений [5] и окончательные результаты второго сеанса наблюдений. [7]

См. Также [ править ]

  • Очень большой массив

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d e "Веб-страница Кембриджского университета о VSA" . Проверено 23 июня 2007 .
  2. ^ a b c "Веб-страница Jodrell Bank на VSA" . Проверено 23 июня 2007 .
  3. ^ a b c Уотсон, РА; и другие. (2003). «Первые результаты очень маленького массива I: методы наблюдения». MNRAS . 341 (4): 1057–1065. arXiv : astro-ph / 0205378 . Bibcode : 2003MNRAS.341.1057W . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06338.x .
  4. ^ a b c "Обсерватория Джодрелл Бэнк - приемники VSA" . Проверено 23 июня 2007 .
  5. ^ a b c d e е Грейндж, Кейт; и другие. (2003). «Спектр мощности реликтового излучения до l = 1400, измеренный с помощью VSA». MNRAS . 341 (4): L23 – L28. arXiv : astro-ph / 0212495 . Bibcode : 2003MNRAS.341L..23G . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06563.x .
  6. ^ «Технические характеристики VSA» . Обсерватория Джодрелл Бэнк . Проверено 23 июня 2007 .
  7. ^ a b c d e Дикинсон, Клайв; и другие. (2004). «Высокочувствительные измерения спектра мощности реликтового излучения с помощью расширенной очень маленькой матрицы». MNRAS . 353 (3): 732. arXiv : astro-ph / 0402498 . Bibcode : 2004MNRAS.353..732D . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08206.x .
  8. ^ a b Клири, Киран; Тейлор, Анджела С .; Вальдрам, Элизабет; Бэтти, Ричард А .; Дикинсон, Клайв; Дэвис, Род Д .; Дэвис, Ричард Дж .; Генуя-Сантос, Рикардо; и другие. (2005). «Вычитание источников для расширенных оценок очень малых массивов и оценок количества источников на частоте 33 ГГц». MNRAS . 360 (1): 340–353. arXiv : astro-ph / 0412605 . Bibcode : 2005MNRAS.360..340C . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09037.x .
  9. ^ a b c Тейлор, Анджела С .; и другие. (2003). «Первые результаты с очень маленького массива II: наблюдения реликтового излучения». MNRAS . 341 (4): 1066–1075. arXiv : astro-ph / 0205381 . Bibcode : 2003MNRAS.341.1066T . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06493.x .
  10. ^ "Вычитатели источника VSA" . Обсерватория Джодрелл Бэнк . Проверено 23 июня 2007 .
  11. ^ a b c d Скотт, П. Ф.; и другие. (2003). «Первые результаты очень маленького массива III: спектр мощности реликтового излучения». MNRAS . 341 (4): 1076–1083. arXiv : astro-ph / 0205380 . Bibcode : 2003MNRAS.341.1076S . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06354.x .
  12. ^ a b Майзингер, Клаус; Хобсон, депутат; Сондерс, Ричард DE; Грейндж, Кейт Дж. Б. (2003). «Максимально правдоподобная калибровка астрометрической геометрии интерферометрических телескопов: приложение к очень малой матрице». MNRAS (аннотация). 345 (3): 800–808. arXiv : astro-ph / 0212210 . Bibcode : 2003MNRAS.345..800M . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06995.x .
  13. ^ Рубино-Мартин, JA; и другие. (2003). «Первые результаты очень малого массива IV: оценка космологических параметров». MNRAS . 341 (4): 1084–1092. arXiv : astro-ph / 0205367 . Bibcode : 2003MNRAS.341.1084R . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06494.x .
  14. ^ "Данные спектра мощности расширенного массива VSA" . Проверено 23 июня 2007 .
  15. ^ Slosar, Anze; и другие. (2003). «Оценка космологических параметров и сравнение байесовских моделей с использованием данных VSA». MNRAS . 341 (4): L29 – L34. arXiv : astro-ph / 0212497 . Bibcode : 2003MNRAS.341L..29S . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06564.x .
  16. ^ Rebolo, Рафаэль; и другие. (2004). «Оценка космологических параметров с использованием данных очень малого массива до l = 1500». MNRAS . 353 (3): 747–759. arXiv : astro-ph / 0402466 . Bibcode : 2004MNRAS.353..747R . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08102.x .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Сэвидж, Ричард; Бэтти, Ричард А .; Каррейра, Педро; Клири, Киран; Дэвис, Род Д .; Дэвис, Ричард Дж .; Дикинсон, Клайв; Генуя-Сантос, Рикардо; и другие. (2004). «Поиск негауссовости в данных очень маленького массива». MNRAS . 349 (3): 973–982. arXiv : astro-ph / 0308266 . Bibcode : 2004MNRAS.349..973S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07578.x .
  • Смит, Сара; и другие. (2004). «Оценка биспектра данных очень малого массива». MNRAS . 352 (3): 887–902. arXiv : astro-ph / 0401618 . Bibcode : 2004MNRAS.352..887S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07885.x .
  • Ланкастер, Кэти; Генуя-Сантос, Рикардо; Сокол, Нельсон; Грейндж, Кейт; Гутьеррес, Карлос; Кнайсль, Рюдигер; Маршалл, Фил; Пули, Гай; и другие. (2005). «Наблюдения на очень малых массивах эффекта Сюняева-Зельдовича в близлежащих скоплениях галактик». MNRAS . 359 (1): 16–30. arXiv : astro-ph / 0405582 . Bibcode : 2005MNRAS.359 ... 16L . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.08696.x .
  • Женова-Сантос, Рикардо; и другие. (2005). "Поиск на очень маленькой решетке расширенного эффекта Сюняева-Зельдовича в сверхскоплении Corona Borealis". MNRAS . 363 (1): 79–92. arXiv : astro-ph / 0507285 . Bibcode : 2005MNRAS.363 ... 79G . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09405.x .
  • Раджгуру, Нутан; и другие. (2005). «Наблюдения за космическим микроволновым фоном с помощью формирователя изображения космического фона и системы очень малых размеров: сравнение совпадающих карт и методы оценки параметров» (PDF) . MNRAS . 363 (4): 1125–1135. arXiv : astro-ph / 0502330 . Bibcode : 2005MNRAS.363.1125R . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09519.x .
  • Рубиньо-Мартин, Хосе Альберто; Алиага, Антонио М .; Баррейро, РБ; Бэтти, Ричард А .; Каррейра, Педро; Клири, Киран; Дэвис, Род Д .; Дэвис, Ричард Дж .; и другие. (2006). «Негауссовость в картах космического микроволнового фона на очень малой решетке с гладкими тестами согласия». MNRAS . 369 (2): 909–920. arXiv : astro-ph / 0604070 . Bibcode : 2006MNRAS.369..909R . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10341.x .