서브밀리미터 어레이

Submillimeter Array
서브밀리미터 어레이
Smithsonian Submillimeter Array.jpg
서브밀리미터 어레이
SubmillimeterArrayLogo.png
일부이벤트 호라이즌 망원경
마우나케아 천문대 Edit this on Wikidata
장소하와이 군, 하와이
좌표19°49°27°N 155°284141wW/19.8243°N 155.478°W/ 19.8243; -180.478좌표: 19°49°27°N 155°28 41 41 w 19 / 19 . 8243 ° N 155 . 478 ° W / 19 . 8243 、 - 155 . 478 Edit this at Wikidata
조직시니카 학회
스미스소니언 천체물리 관측소 Edit this on Wikidata
고도4,080 m(13,390 피트)
파장0.717mm(418GHz)~1.67mm(180GHz)
망원경 스타일무선 간섭계
망원경 수8개
직경6 m (19 피트 8 인치)
웹 사이트www.cfa.harvard.edu/sma/ Edit this at Wikidata
Submillimeter Array is located in Hawaii
Submillimeter Array
서브밀리미터 어레이 위치
Commons 관련 매체
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서브밀리미터 어레이(SMA)는 서브밀리미터 파장 관측을 위한 간섭계로 배치된 8개의 6미터(20피트) 직경의 전파 망원경으로 구성됩니다.최초의 전용 서브밀리미터 간섭계이며, 기존의 15미터(49피트) 제임스 클럭 맥스웰 망원경과 10.4미터(34.1피트) 칼텍 서브밀리미터 천문대(현재는 해체)를 간섭계로 사용하여 간섭계 실험을 성공적으로 수행한 후 제작되었습니다.이 세 관측소는 모두 하와이 마우나케아에 있는 마우나케아 천문대에 위치해 있으며 230GHz 및 345GHz 대역의 10원소 간섭계(eSMA, 확장 서브밀리미터 배열의 경우)로 함께 운용되고 있다.현재 사용 중인 기준선 길이는 16~508m(52~1667ft)입니다.이 망원경에 접근할 수 있는 무선 주파수는 194~408기가헤르츠(1.545~0.735mm)이며, 여기에는 수십 개의 분자 종의 회전 천이뿐 아니라 성간 먼지 입자로부터의 연속 방출도 포함됩니다.어레이는 낮과 밤에 모두 작동할 수 있지만 대부분의 관측치는 대기 위상 안정성이 가장 좋은 야간에 수행됩니다.

SMA는 스미스소니언 천체물리관측소(SAO)와 아시아아카데미 시니카 천문연구소(ASIA)가 공동으로 운영하고 있다.

역사

SMA 프로젝트는 1983년 SAO의 새 국장인 Irwin Shapiro가 전자파 스펙트럼에 걸쳐 고해상도 천문 기기를 생산하기 위한 광범위한 이니셔티브의 일환으로 시작되었습니다.당초 설계에서는 6개의 안테나로 구성된 어레이가 필요했지만 1996년 아시아A가 프로젝트에 참여해 2개의 안테나를 추가로 건설하고 간섭계 기준선의 거의 두 배에 달하는 수를 수용하기 위한 상관기 확장을 지원했습니다.어레이를 위해 고려된 사이트에는 남극 근처의 위치인 애리조나주 그레이엄 산과 칠레의 아타카마 사막이 포함되었지만, 마우나 케아는 기존 인프라, 어레이 건설을 위한 상당히 평평한 지역의 가용성, 그리고 어레이에 JCMT와 CSO를 포함할 수 있는 가능성 때문에 최종적으로 선택되었습니다.1987년 SAO의 캠브리지 소재지에 수신기 연구소가 설립되었습니다.[1]

이 안테나는 매사추세츠주 웨스트포드에 있는 헤이스택 천문대에서 제작되어 부분적으로 분해되어 트럭으로 미국을 횡단한 후 바다를 통해 하와이로 운송되었다.이 안테나들은 마우나케아 정상의 큰 격납고에 재조립되었다.

SMA는 2003년 11월 22일 정식 운영을 시작했다.

어레이 설계

SMA의 레이아웃은 지형도에 표시됩니다.

SMA는 마우나케아 정상에서 약 140m 아래에 있는 콘더 콘 푸우 폴리아후와 푸우 하우키 사이에 안장 북서쪽으로 건설되었다.

무선 간섭계, 특히 안테나의 수가 적은 경우에는 최적의 합성 이미지를 생성하기 위해 안테나를 서로 배치해야 하는 위치가 항상 문제가 됩니다.1996년에 Eric Keto는 SMA를 위해 이 문제를 연구했습니다. 그는 공간 주파수의 가장 균일한 샘플링이 이루어졌고, 따라서 안테나가 릴로 [2]삼각형 모양으로 배열되었을 때 가장 깨끗한(가장 낮은 측방향성) 점 확산 함수를 얻었습니다.이 연구를 통해 SMA 안테나를 배치할 수 있는 패드를 배치하여 4개의 릴레오 트랭글을 형성하고, 가장 동쪽에 있는 패드는 4개의 삼각형 모두에 대해 공유 코너를 형성했습니다.그러나 SMA 사이트는 많은 암릉과 함몰이 있는 용암 지대이기 때문에 패드를 정확히 최적의 위치에 배치할 수 없었다.

대부분의 경우 8개의 안테나가 모두 1개의 Reuleaux 삼각형을 형성하는 패드에 배치되어 크기가 커지고 준중형, 소형, 확장 및 매우 확장되는 순서로 4개의 구성이 생성됩니다.안테나 이동 일정은 승인된 관측 제안서의 요건에 따라 결정되지만 대략 분기별 일정을 따르는 경향이 있다.맞춤형 트랜스포터 차량은 극저온 수신기의 냉각 시스템에 대한 전원을 유지하면서 안테나를 패드로부터 들어 올려 먼지 액세스 도로 중 하나를 따라 구동하고 새 패드 위에 놓기 위해 사용됩니다.

관측소 트랜스포터의 SMA 안테나가 새 패드로 이동 중

각 안테나 패드에는 AC 전원 케이블과 광섬유를 당기는 중앙 건물에 접속하는 도관이 있습니다.멀티 모드 광섬유는 이더넷이나 전화 서비스 등의 저대역폭 디지털 신호에 사용됩니다.헤테로다인 수신기의 LO를 생성하고 안테나로부터의 IF 신호를 되돌리기 위한 기준 신호에는 스미토모 LTCD 싱글 모드 광케이블을 사용한다.스미토모 섬유는 열팽창 계수가 매우 낮아서 마우나케아 표면 아래의 일반적인 온도에서 거의 0에 가깝습니다.이를 통해 어레이는 폐쇄 루프 지연 [3]측정 없이 작동할 수 있습니다.

안테나

패드에 배치된 SMA 안테나

8개의 안테나 각각은 72개의 가공 주조 알루미늄 패널로 만들어진 직경 6m의 프라이머리 미러를 가지고 있습니다.눈이 많이 쌓이거나 바람에 날리는 화산 먼지가 부서지기 쉬운 탄소 섬유 패널을 손상시킬 수 있다는 우려 때문에 경량 탄소 섬유 대신 기계가공된 알루미늄이 선택되었습니다.각각 폭이 약 1미터인 패널은 6미크론의 정밀도로 가공되었다.그것들은 바람에 날리는 잔해로부터 보호하기 위해 알루미늄 패널로 둘러싸인 탄소 섬유 튜브 백업 구조물에 의해 지지됩니다.패널 위치는 접시 전면에서 조정할 수 있습니다.

하와이에서 표면 패널의 초기 조정은 회전 템플릿을 사용하여 서비스 격납고에서 수행되었습니다.안테나 배치 후 SMA의 준중형 패드 링 위 67m 스바루 빌딩 외부 캣워크에 설치된 232.4GHz 비콘 전원으로 근접장 홀로그래피를 이용해 표면을 측정했다.패널 위치는 홀로그래피 결과에 따라 조정하였으며, 주기적으로 홀로그래피 유도 조정을 반복하여 표면 품질을 유지하였다.여러 번 조정한 후 표면 오차는 일반적으로 약 15미크론 [4]RMS입니다.

고온 조건에서의 얼음 형성을 방지하기 위해 난방 유닛은 프라이머리 미러, 세컨더리 미러를 지지하는 4포팟 및 세컨더리 미러 자체에 설치되어 있습니다.

각 안테나에는 안테나를 제어하는 데 필요한 전자 장치를 보관하는 캐빈과 Nasmyth 포커스 리시버가 있습니다.이 온도 제어 캐빈은 열 변화에 의한 포인팅 오류를 최소화하기 위해 안테나의 강철 마운트를 거의 감싸고 있습니다.

리시버

194~240GHz의 주파수를 커버하는 SMA 리시버 인서트.각 안테나의 대형 크라이오스탯에는 최대 8개의 삽입물을 장착할 수 있습니다.
신호 경로를 나타내는 SMA 리시버 크라이오스타트의 컷어웨이 다이어그램

SMA는 저온 SIS 헤테로다인 리시버를 Nasmyth [5]포커스로 사용합니다.모든 수신기는 안테나 캐빈 내의 하나의 대형 크라이오스타트에 장착됩니다.크라이오스탯은 최대 8개의 리시버 삽입물을 수용할 수 있으며, 각각 1개의 리시버를 장착할 수 있습니다.회전하는 와이어 그리드 빔 스플리터가 이어서 회전하는 미러가 2개의 리시버 인서트에 입사 방사선의 2개의 선형 편파를 지시한다.이를 통해 어레이는 두 개의 다른 주파수 대역의 단일 편파를 동시에 관찰하거나 단일 대역의 두 편파를 동시에 관찰하여 감도를 개선하고 Stokes 파라미터를 측정할 수 있습니다.

리시버는 194GHz에서 408GHz까지의 주파수를 갭 없이 커버할 수 있습니다.그러나 전체 편파 측정은 수신기의 쌍을 동일한 주파수로 조정할 수 있는 약 230GHz와 345GHz에서만 가능하며, 이러한 주파수에 최적화된 4분의 1파판을 광로에 삽입할 수 있습니다.

리시버는 헤테로다인 혼합에 의해 생성되는 양쪽 사이드밴드에 민감합니다.사이드밴드는 LO신호에 90도 위상변화의 월시패턴을 도입하고 그 패턴을 상관기 내에서 복조함으로써 분리됩니다.다른 안테나로부터 상관기에 도달하는 IF간의 크로스 토크를 억제하기 위해서, 각 안테나에 고유한 180도 위상 변화의 월시 패턴도 LO에 도입된다.

SMA 리시버의 최신 광대역 업데이트에 의해 2개의 리시버가 12GHz 오프셋 주파수로 조정되어 어레이는 44GHz 폭의 스카이 주파수를 간격 없이 관찰할 수 있습니다.

상관기

원래 SMA 상관기는 8개의 안테나에 있는2개의 액티브 수신기에서 사이드 밴드당 IF 대역폭의 2GHz를 상관하여 28개의 기준선에 대한 스펙트럼 데이터를 생성하도록 설계되어 있습니다.아날로그-디지털 변환기는 208MHz에서 샘플링되었기 때문에 IF는 샘플링 전에 각각 104MHz 폭의 부분 중복되는 24개의 "청크"로 다운 변환되었습니다.샘플링 후 데이터는 각각 32개의 ASIC 상관기 칩을 탑재한 90개의 대형 PC 보드로 전송되었습니다.상관기는 XF 설계로, 기본 구성에서는 FFT를 적용하여 [1]지연 데이터를 스펙트럼으로 변환하기 전에 28개 기준선의 두 수신기 각각에 대해 6144개의 지연이 계산되었습니다.기본 구성에서 스펙트럼 분해능은 채널당 812.5 kHz였지만, 스펙트럼의 다른 부분에서 낮은 분해능을 희생하면서 특정 청크의 스펙트럼 분해능을 증가시키도록 상관기를 재구성할 수 있었다.상관기 칩은 MIT Haystack에서 설계되었으며 SMA, USNO, NASA, NRFA 및 JIVE의 5개 기관에서 자금을 지원했습니다.[3] 또한 CSO와 JCMT를 어레이에 추가하여 생성되는 45개의 기준선을 모두 연관시키도록 상관관계를 설정할 수도 있지만 안테나당 하나의 수신기에 대해서만 상관관계를 설정할 수 있습니다.

2016년 SMA가 오리온 BN/KL을 관측할 때 SWARM 상관기에 의해 생성된 스펙트럼.이 스펙트럼은 SWARM의 4개 사분면만 사용할 수 있을 때 생성되었다.현재 6개의 사분면이 있습니다.

2016년에는 SWARM이라는 새로운 상관기가 온라인에 도입되어 더 많은 총 IF 대역폭을 상관시킬 수 있게 되었으며, 연속체 소스에 대한 어레이의 민감도와 즉각적인 스펙트럼 커버리지가 향상되었다.새로운 콜리레이터(FX 설계)는 전용 콜리레이터 칩이 아닌 4.576GHz 아날로그-디지털 변환기와[6] Xilinx Virtex-6 SX475T FPGA를 사용합니다.FPGA는 CASPER(Collaboration for Astronomy Signal Processing and Electronics Research)에 의해 생산된 ROACH2 보드에 추가 전자 장치가 포함되어 있습니다.새로운 콜리레이터는 대역폭 전체에서 채널당 균일한 140kHz의 스펙트럼 구성으로만 동작합니다.데이터는 낮은 분해능만 필요로 하는 프로젝트의 경우에도 이 높은 스펙트럼 분해능으로 저장되므로, 최고 분해능은 향후 연구에 사용할 수 있도록 관측소의 데이터 아카이브에 보관된다.콜리레이터의 각 사분면은 8개의 안테나 모두에서 2개의 액티브 수신기에 대해 사이드밴드당 2GHz의 IF 대역폭을 처리할 수 있습니다.두 수신기가 동일한 주파수로 조정되면 전체 Stokes 편파 파라미터가 [7]계산됩니다.다소 혼란스러운 것은 풀콜리레이터에 6개의 SWARM "사분원"이 존재하기 때문에 모든 베이스라인에서 2개의 리시버의 각 사이드밴드에 대해 12GHz의 대역폭을 상관지을 수 있어 총 48GHz의 스카이 주파수 커버리지를 실현할 수 있다는 점입니다.

또한 SWARM은 단계별 배열 여름으로 동작할 수 있기 때문에 SMA는 VLBI 동작을 위한 단일 안테나로 보입니다.

SMA를 통한 과학

SMA는 다양한 천체 현상을 관측하는 데 사용할 수 있는 다목적 기구입니다.SMA는 절대영도보다 몇 십 켈빈밖에 안 되는 온도에서 먼지와 가스를 관측하는 데 탁월합니다.이러한 온도를 가진 물체는 일반적으로 수백 마이크로미터에서 수 밀리미터 사이의 파장에서 방사선의 대부분을 방출하는데, 이것은 SMA가 관측할 수 있는 파장 범위입니다.일반적으로 관측되는 물체의 종류에는 우리 은하와 다른 은하에서 별을 형성하는 분자 구름, 매우 붉은 변이된 은하, 진화한 별, 은하 중심 등이 있습니다.가끔 행성, 소행성, 혜성, 달과 같은 태양계의 물체가 관찰된다.

SMA는 명왕성의 [8]온도가 예상보다 10K(18°F) 낮다는 것을 발견하는 데 사용되었습니다.그것은 명왕성과 카론을 별개의 [9]물체로 분해한 최초의 전파 망원경이었다.

SMA는 이벤트 지평선 망원경의 일부로서, 근처의 초대질량 블랙홀을 물체의 이벤트 지평선 크기에 필적하는 각도 분해능으로 관측하고 블랙홀의 첫 이미지를 생성했습니다.

갤러리

  • The Submillimeter Array at night in 2015, lit by flash

    2015년 야간 서브밀리미터 어레이(Submillimeter Array) 플래시가 켜짐

  • The Array under construction in 2002

    2002년 구축 중인 어레이

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b Ho, T.P.; Moran, James M.; Lo, Kwok Yung (28 October 2004). "The Submillimeter Array". The Astrophysical Journal. 616 (1): L1–L6. arXiv:astro-ph/0406352. Bibcode:2004ApJ...616L...1H. doi:10.1086/423245. S2CID 115133614. Retrieved 9 November 2020.
  2. ^ Keto, Eric (1997). "The shapes of cross-correlation interferometers". The Astrophysical Journal. 475 (2): 843–852. Bibcode:1997ApJ...475..843K. doi:10.1086/303545. Retrieved 8 November 2020.
  3. ^ a b Peck, A.; Schinckel, A.; Team, SMA (2007). Exploring the Cosmic Frontier: Astrophysical Instruments for the 21st Century. Springer. pp. 49–50. ISBN 978-3-540-39755-7.
  4. ^ Sridharan, T.K.; Saito, Masao; Patel, Nimesh (August 2002). Holographic Surface Quality Measurements of the Sub-Millimeter Array Antennas (PDF). Maastricht: URSI General Assembly. Retrieved 11 November 2020.
  5. ^ Blundell, Raymond (2004). The Submillimeter Array - Antennas and Receivers (PDF). Northhampton, MA: 15th International Symposium on Space Terahertz Technology. Retrieved 12 November 2020.
  6. ^ Jiang, H.; Liu, H.; Guzzino, K.; Kubo, Derek (July 2014). "A 5 Giga Samples Per Second 8-Bit Analog to Digital Printed Circuit Board for Radio Astronomy". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 126 (942): 761–768. Bibcode:2014PASP..126..761J. doi:10.1086/677799. Retrieved 9 November 2020.
  7. ^ Primiani, Rurik A.; Young, Kenneth H.; Young, Andre; Patel, Nimesh; Wilson, Robert W.; Vertatschitsch, Laura; Chitwood, Billie B.; Srinivasan, Ranjani; MacMahon, David; Weintroub, Jonathan (2016). "SWARM: A 32 GHz Correlator and VLBI Beamformer for the Submillimeter Array". Journal of Astronomical Instrumentation. 5 (4): 1641006–810. arXiv:1611.02596. Bibcode:2016JAI.....541006P. doi:10.1142/S2251171716410063. S2CID 114780818.
  8. ^ "A planet colder than it should be". Harvard.edu. 2006-01-03. Retrieved 2008-11-25.
  9. ^ Gurwell, Mark A; Butler, Bryan J (August 2005). "Sub-Arcsecond Scale Imaging of the Pluto/Charon Binary System at 1.4 mm". Bulletin of the American Astronomical Society. 37: 743. Bibcode:2005DPS....37.5501G.

외부 링크

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