Velmi malé pole - Very Small Array
Část | Teide Observatory ![]() |
---|---|
Umístění | Tenerife, Atlantický oceán |
Souřadnice | 28 ° 18'02 ″ severní šířky 16 ° 30'37 "W / 28,30064 ° N 16,51028 ° WSouřadnice: 28 ° 18'02 ″ severní šířky 16 ° 30'37 "W / 28,30064 ° N 16,51028 ° W ![]() |
Organizace | Cavendish Astrophysics Group Instituto de Astrofísica de Canarias Observatoř Jodrell Bank Univerzita v Cambridge ![]() |
Nadmořská výška | 2 500 m (8 200 ft) ![]() |
Vlnová délka | 0,83 cm (36 GHz) -1,2 cm (25 GHz) |
Postavený | – Prosinec 1999![]() ![]() |
Styl dalekohledu | rádiový interferometr ![]() |
Úhlové rozlišení | 0,2 stupně![]() |
webová stránka | www![]() |
![]() ![]() Umístění velmi malého pole | |
![]() | |
The Velmi malé pole (VSA) byl 14prvkový interferometrické radioteleskop pracující mezi 26 a 36 GHz, který se používá ke studiu kosmické mikrovlnné záření na pozadí. Byla to spolupráce mezi Univerzita v Cambridge, University of Manchester a Instituto de Astrofisica de Canarias (Tenerife ), a byl umístěn na Observatorio del Teide na Tenerife. Pole bylo postaveno na Mullard Radio Astronomy Observatory podle Cavendish Astrophysics Group a Observatoř Jodrell Bank, a byla financována z PPARC (Nyní STFC ). Návrh byl silně založen na Kosmický anizotropický dalekohled.[1][2]
Dalekohled byl z hlediska schopností srovnatelný s několika dalšími experimenty CMB, včetně balónků Bumerang a MAXIMA a pozemní DASI a CBI.[3]
Design
Dalekohled se skládá ze 14 prvků (poskytujících 91 základních linií), z nichž každý má klaksonovou reflektorovou anténu zaměřující astrofyzikální signály na jednotlivé přijímače (pseudomorfní HFET zesilovače se systémovou teplotou kolem 25 K a fyzickou teplotou 12 K,[1] na základě NRAO design).[4] Jednotlivé prvky jsou kombinovány pomocí korelátoru do formy syntéza clony pole.[4] Prvky jsou namontovány na špičkovém stole, který je schopen sledovat oblohu a může se naklánět až o 35 stupňů od zenitu.[1]
Dalekohled byl použit ve třech různých konfiguracích - „kompaktní“, „rozšířený“ a „super-rozšířený“, z nichž každá se liší v roztečné vzdálenosti mezi prvky (rozdíl mezi kompaktní a prodlouženou je faktor 2,25) a velikost antén.[1] Zatímco kompaktní pole má antény o průměru 143 mm, rozšířené pole používá antény o průměru 322 mm.[5] To znamená, že kompaktní pole má primární paprsek 4,5 stupně a rozlišení 30 arcminutes (multipóly mezi 100 a 800), zatímco rozšířené pole má primární paprsek 2 stupně, rozlišení 12 arcminutes a může tedy pozorovat multipole mezi 250 a 1500.[6] Rozšířené pole je také o 5 faktor citlivější než kompaktní pole.[5] Super rozšířené pole bude schopno měřit multipóly až 3000,[7] a má 550mm anténní zrcátka. Byly také upgradovány přední zesilovače.[8]
Dalekohled lze naladit na frekvence mezi 26 a 36 GHz a šířkou pásma 1,5 GHz, což znamená, že dalekohled může provádět pozorování na různých frekvencích.[9]
Zahrnuje také dva radioteleskopy 3,7 m, také pracující na 30 GHz,[10] které se věnují monitorování zdrojů v popředí.[3] Tyto misky pro odečítání zdrojů byly po první sérii pozorování upgradovány na přesnější, aby bylo možné monitorovat mnohem slabší zdroje než dříve.[5]
Jak zdrojový odečítací talíř, tak samotný VSA jsou obklopeny velkými kovovými zemními štíty.[2]
Protože VSA je interferometr, přímo měří úhlové výkonové spektrum CMB, místo aby nejprve muselo sestrojit mapu oblohy.[2][11]
Výsledek

Pole pozorovaná pomocí VSA byla vybrána, aby se minimalizovalo množství jasných zdrojů rádia a velkých shluků v poli (druhé, aby se zabránilo Sunyaev-Zel'dovichův efekt ), jakož i zamezit kontaminaci emisemi z naše galaxie.[7] Radiové bodové zdroje přítomné v polích VSA byly pozorovány pomocí Ryleův dalekohled na 15 GHz, poté monitorován zdrojovými odečítači VSA během pozorování VSA.[3]
V kompaktní konfiguraci pole dalekohled s vysokou přesností pozoroval tři oblasti oblohy 7 × 7 stupňů[1] na pozorovacím zasedání mezi srpnem 2000 a srpnem 2001.[12] Tato pozorování byla prováděna na nejvyšší frekvenci dalekohledu se středem na 34 GHz, aby se snížila kontaminace v popředí.[9] Pozorována byla také jiná, větší oblast oblohy, ale méně přesně.[9] Údaje z těchto pozorování byly nezávisle redukovány ve všech třech zapojených institucích.[4] Výsledky těchto pozorování byly publikovány v sérii čtyř prací v roce 2003; Watson a kol., Taylor a kol., Scott a kol. a Rubino-Martin a kol. (viz odkazy níže). Klíčovými výsledky byla výkonová spektra Kosmické mikrovlnné pozadí mezi multipóly 150 a 900,[11] a výsledné limity na kosmologické parametry v kombinaci s údaji z pozorování z jiných experimentů.[13]
Druhé pozorování proběhlo mezi zářím 2001[12] a červenec 2003 a používal rozšířené pole.[14] První výsledky z rozšířeného pole byly publikovány jako dopis v roce 2003, současně s prvními čtyřmi publikacemi, s využitím dat získaných do dubna 2002. Pozorované úseky oblohy byly umístěny v dříve pozorovaných polích, přičemž měření byla jak přesnější a podrobnější. Výsledkem bylo vylepšené výkonové spektrum CMB, které vyšlo na multipól 1400,[5] a rafinované kosmologické parametry.[15] Druhá sada výsledků byla publikována v roce 2004 a sestávala z původních pozorování plus více pozorování provedených ve stejných oblastech oblohy, stejně jako pozorování ve třech nových oblastech. To poskytlo měření výkonových spekter CMB až na 1 500 mnohem přesněji než dříve,[7] a přesnější odhady kosmologických parametrů.[16]
Pozorování s VSA pokračovala až do konce srpna 2008 pomocí konfigurace Super-Extended. Rovněž byl upgradován dalekohled Ryle pro detekci zdrojů s nižším bodem toku a k přesnějšímu odečtení bodových zdrojů bude použit přijímač OCRA na dalekohledu v Polsku.[8]
![]() | ![]() | ![]() |
Měření velmi malého pole CMB výkonová spektra. Zleva doprava: od prvních pozorování,[11] první výsledky z druhého pozorovacího zasedání[5] a konečné výsledky druhého pozorovacího zasedání.[7] |
Viz také
Reference
- ^ A b C d E „Webová stránka University of Cambridge o VSA“. Citováno 2007-06-23.
- ^ A b C „Webová stránka Jodrell Bank o VSA“. Citováno 2007-06-23.
- ^ A b C Watson, R. A .; et al. (2003). "První výsledky z Very Small Array I: Pozorovací metody". MNRAS. 341 (4): 1057–1065. arXiv:astro-ph / 0205378. Bibcode:2003MNRAS.341.1057W. doi:10.1046 / j.1365-8711.2003.06338.x.
- ^ A b C „Observatoř Jodrell Bank - přijímače VSA“. Citováno 2007-06-23.
- ^ A b C d E F Grainge, Keith; et al. (2003). "CMB Power Spectrum out to l = 1400 měřeno VSA". MNRAS. 341 (4): L23 – L28. arXiv:astro-ph / 0212495. Bibcode:2003MNRAS.341L..23G. doi:10.1046 / j.1365-8711.2003.06563.x.
- ^ „Technické specifikace VSA“. Observatoř Jodrell Bank. Citováno 2007-06-23.
- ^ A b C d E Dickinson, Clive; et al. (2004). "Měření vysoké citlivosti výkonového spektra CMB s rozšířeným velmi malým polem". MNRAS. 353 (3): 732. arXiv:astro-ph / 0402498. Bibcode:2004MNRAS.353..732D. doi:10.1111 / j.1365-2966.2004.08206.x.
- ^ A b Cleary, Kieran; Taylor, Angela C .; Waldram, Elizabeth; Battye, Richard A .; Dickinson, Clive; Davies, Rod D .; Davis, Richard J .; Genova-Santos, Ricardo; et al. (2005). "Odečtení zdroje pro rozšířené odhady velmi malého pole a počtu zdrojů 33 GHz". MNRAS. 360 (1): 340–353. arXiv:astro-ph / 0412605. Bibcode:2005MNRAS.360..340C. doi:10.1111 / j.1365-2966.2005.09037.x.
- ^ A b C Taylor, Angela C .; et al. (2003). "První výsledky z Very Small Array II: Pozorování CMB". MNRAS. 341 (4): 1066–1075. arXiv:astro-ph / 0205381. Bibcode:2003MNRAS.341.1066T. doi:10.1046 / j.1365-8711.2003.06493.x.
- ^ „Oddělovače zdrojů VSA“. Observatoř Jodrell Bank. Citováno 2007-06-23.
- ^ A b C d Scott, P. F .; et al. (2003). "První výsledky z 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.
- ^ A b Maisinger, Klaus; Hobson, M. P .; Saunders, Richard D. E .; Grainge, Keith J. B. (2003). "Kalibrace astrometrické geometrie maximální pravděpodobnosti interferometrických dalekohledů: aplikace na velmi malé pole". MNRAS (abstraktní). 345 (3): 800–808. arXiv:astro-ph / 0212210. Bibcode:2003MNRAS.345..800M. doi:10.1046 / j.1365-8711.2003.06995.x.
- ^ Rubino-Martin, J. A .; et al. (2003). "První výsledky z 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.
- ^ „Data VSA Extended Array Power Spectrum“. Citováno 2007-06-23.
- ^ Slosar, Anze; et al. (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.
- ^ Rebolo, Rafael; et al. (2004). Msgstr "Kosmologický odhad parametrů pomocí dat z velmi malého pole na l = 1500". MNRAS. 353 (3): 747–759. arXiv:astro-ph / 0402466. Bibcode:2004MNRAS.353..747R. doi:10.1111 / j.1365-2966.2004.08102.x.
Další čtení
- Savage, Richard; Battye, Richard A .; Carreira, Pedro; Cleary, Kieran; Davies, Rod D .; Davis, Richard J .; Dickinson, Clive; Genova-Santos, Ricardo; et al. (2004). "Hledání ne-gaussianity v datech Very Small Array". MNRAS. 349 (3): 973–982. arXiv:astro-ph / 0308266. Bibcode:2004MNRAS.349..973S. doi:10.1111 / j.1365-2966.2004.07578.x.
- Smith, Sarah; et al. (2004). "Odhad bispektra dat Very Small Array". MNRAS. 352 (3): 887–902. arXiv:astro-ph / 0401618. Bibcode:2004MNRAS.352..887S. doi:10.1111 / j.1365-2966.2004.07885.x.
- Lancaster, Katy; Genova-Santos, Ricardo; Falcon, Nelson; Grainge, Keith; Gutierrez, Carlos; Kneissl, Rudiger; Marshall, Phil; Pooley, Guy; et al. (2005). „Pozorování velmi malého pole vlivu Sunyaev-Zel'dovich v blízkých kupách galaxií“. MNRAS. 359 (1): 16–30. arXiv:astro-ph / 0405582. Bibcode:2005MNRAS.359 ... 16L. doi:10.1111 / j.1365-2966.2005.08696.x.
- Génova-Santos, Ricardo; et al. (2005). „Hledání velmi malého pole pro rozšířený efekt Sunyaev-Zel'dovich v nadkupě Corona Borealis“. MNRAS. 363 (1): 79–92. arXiv:astro-ph / 0507285. Bibcode:2005MNRAS.363 ... 79G. doi:10.1111 / j.1365-2966.2005.09405.x.
- Rajguru, Nutan; et al. (2005). „Pozorování kosmického mikrovlnného pozadí ze snímače kosmického pozadí a velmi malého pole: srovnání shodných map a metod odhadu parametrů“ (PDF). MNRAS. 363 (4): 1125–1135. arXiv:astro-ph / 0502330. Bibcode:2005MNRAS.363.1125R. doi:10.1111 / j.1365-2966.2005.09519.x.
- Rubiño-Martín, José Alberto; Aliaga, Antonio M .; Barreiro, R. B .; Battye, Richard A .; Carreira, Pedro; Cleary, Kieran; Davies, Rod D .; Davis, Richard J .; et al. (2006). "Non-Gaussianity ve velmi malém poli kosmického mikrovlnného pozadí mapy s hladkými testy shody". MNRAS. 369 (2): 909–920. arXiv:astro-ph / 0604070. Bibcode:2006MNRAS.369..909R. doi:10.1111 / j.1365-2966.2006.10341.x.