초소형 배열

Very Small Array
초소형 배열
의 일부타이데 천문대 Edit this on Wikidata
위치대서양 테네리페
좌표28°18′02″N 16°30′37″w/28.30064°N 16.51028°W/ 28.30064; -16.51028좌표: 28°18′02″N 16°30′37″W / 28.30064°N 16.51028W / 28.30064; -16.51028 Edit this at Wikidata
조직캐번디시 천체물리학 그룹
아스트로피시카 데 카나리아스 연구소
조드렐 뱅크 전망대
케임브리지 대학교 Edit this on Wikidata
고도2,500m(8,200ft)
파장0.83cm(36GHz)–1.2cm(25GHz)
빌드됨– 1999년 12월 (– 1999년 12월)
망원경 스타일무선 간섭계
각도 분해능0.2도
웹사이트www.jb.man.ac.uk/tech/technology/vsa.html Edit this at Wikidata
Very Small Array is located in Canary Islands
Very Small Array
초소형 배열의 위치
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초소형 어레이(VSA)는 우주 마이크로파 배경 방사선을 연구하는 데 사용되는 26~36GHz 사이에서 작동하는 14element interferometric radio 망원경이다.맨체스터 케임브리지 대학과 아스트로피시카 데 카나리아스 연구소(테네리페)의 공동 작업이었으며, 테네리페의 옵서버토리오 델 테이데에 위치해 있었다.이 배열은 캐번디시 천체물리학 그룹과 조드렐 뱅크 전망대에 의해 멀러드 전파천문학전망대에 지어졌으며, PPARC(현재의 STFC)의 자금 지원을 받았다.그 디자인은 우주 비등변 망원경을 기반으로 했다.[1][2]

이 망원경은 풍선 기반 BUMZANG와 MAXIMA, 그리고 지상 기반 DASI와 CBI를 포함한 몇몇 다른 CMB 실험들과 성능 면에서 비교가 되었다.[3]

디자인

망원경은 14개 요소(수치 91 기준선)로 구성되어 있으며, 각 요소에는 개별 수신기에 천체물리학적 신호를 집중하는 경음기 반사 안테나가 있다(가사성 HFET 증폭기, 시스템 온도 약 25K, NRAO 설계 [1]기준 물리적 온도 12K).[4]별개의 원소들은 상관자를 사용하여 결합되어 개구부 합성 배열을 형성한다.[4]원소는 팁테이블에 탑재되어 있어 하늘을 추적할 수 있고 절정으로부터 35도까지 기울어질 수 있다.[1]

이 망원경은 세 가지 다른 구성으로 사용되었는데, 각각 원소 사이의 분리 거리(소형 및 확장된 부분의 차이는 2.25 인수)와 안테나 크기의 차이가 있다.[1]콤팩트 어레이는 직경 143mm의 안테나를 가진 반면, 확장 어레이는 직경 322mm의 안테나를 사용한다.[5]즉, 컴팩트 어레이의 1차 빔은 4.5도, 해상도는 30아크분(100~800 사이의 멀티폴)인 반면, 확장 어레이의 1차 빔은 2도, 해상도는 12아크분이며 따라서 250~1500 사이의 다중 홀을 관측할 수 있다.[6]확장배열도 콤팩트배열보다 5가지 민감도가 높은 요인이다.[5]슈퍼 익스텐드 어레이는 최대 3000개의 멀티폴을 측정할 수 있으며 [7]550mm 안테나 미러를 탑재하고 있다.프런트엔드 앰프도 업그레이드됐다.[8]

망원경은 1.5GHz 대역폭으로 26~36GHz의 주파수에 맞춰 조절할 수 있는데, 이는 망원경이 서로 다른 주파수에서 관측을 수행할 수 있다는 것을 의미한다.[9]

또한 전광원 감시 전용인 30GHz에서 작동하는 3.7m 전파망원경 2기도 포함한다.[10][3]이러한 소스 빼기 요리는 이전보다 훨씬 약한 소스를 모니터링할 수 있도록 첫 번째 일련의 관찰 이후 더 정확한 것으로 업그레이드되었다.[5]

소스 감산기 접시와 VSA 자체는 둘 다 큰 금속 접지 보호막으로 둘러싸여 있다.[2]

VSA는 간섭계인 만큼 하늘 지도를 먼저 제작할 필요 없이 CMB의 각도 전력 스펙트럼을 직접 측정한다.[2][11]

결과.

각도 스케일(또는 멀티폴 모멘트) 측면에서 우주 마이크로파 배경 방사선 온도 음이소트로피의 전력 스펙트럼.표시된 데이터는 WMAP(2006년), Acbar(2004년) 부메랑(2005년), CBI(2004년), 초소형 어레이(2004년) 계측기에서 나온다.

VSA와 함께 관측된 들판은 우리 은하계의 방출에 의한 오염을 피하기 위해, 현장의 밝은 전파원과 큰 클러스터(후자)의 양을 최소화하기 위해 선택되었다.[7]VSA 필드에 존재하는 무선 포인트 소스는 15GHz의 Ryle 텔레스코프에서 관찰된 다음 VSA 관측 중에 VSA 소스 감산기에 의해 모니터링되었다.[3]

콤팩트한 배열의 구성에서, 망원경은 2000년 8월부터 2001년 8월까지 관측 기간 동안 세 개의 7×7도 영역들을 관찰했다[1].[12]이러한 관측은 34GHz를 중심으로 한 망원경의 가장 높은 주파수에서 취해져 전경의 오염을 감소시켰다.[9]하늘의 또 다른, 더 넓은 지역도 관찰되었지만, 덜 정밀하게 관찰되었다.[9]이러한 관찰의 데이터는 세 관련 기관 모두에서 독립적으로 축소되었다.[4]이러한 관찰 결과는 2003년 왓슨 외, 테일러 외, 스콧 외, 루비노-마틴 외(아래 참조)의 4개 논문 시리즈에 발표되었다.주요 결과는 150과 900의 다중점 사이의 우주 극초단파 배경의 전력 스펙트럼과 다른 실험의 관측치 데이터와 결합했을 때의 우주론적 변수에 대한 한계였다.[11][13]

두 번째 관찰 세션은 2001년[12] 9월과 2003년 7월 사이에 진행되었으며 확장된 배열을 사용하고 있었다.[14]확장 배열의 첫 번째 결과는 2002년 4월까지 수집된 데이터를 사용하여 처음 4개의 출판물과 동시에 2003년에 서신으로 출판되었다.관측된 하늘의 섹션은 이전에 관측된 영역 내에 위치했으며, 측정은 더 정확하고 더 상세했다.그 결과 1400의 멀티폴로 나가는 CMB의 향상된 전력 스펙트럼과 [5]정제된 우주학적 매개변수가 나왔다.[15]두 번째 세트의 결과는 2004년에 발표되었고, 세 개의 새로운 지역에서 관측뿐만 아니라, 원래의 관측치에 하늘의 같은 지역에서 더 많은 관측치를 더하여 구성되었다.이를 통해 CMB 전력 스펙트럼의 측정은 이전보다 훨씬 정확하고 더 정확한 1500 l의 우주론적 매개변수 추정치를 도출했다.[7][16]

VSA를 사용한 관찰은 슈퍼 확장 구성을 사용하여 2008년 8월말까지 계속되었다.또한 라일 망원경은 낮은 플럭스 포인트 선원을 검출하기 위해 개량되었으며, 폴란드 망원경의 OCRA 수신기는 포인트 선원을 보다 정확하게 빼기 위해 사용될 것이다.[8]

First results.[11] Second results.[5] Third results.[7]
소형 어레이의 CMB 전력 스펙트럼 측정.왼쪽에서 오른쪽으로: 첫 번째 관찰에서 두 번째 관찰 세션의[5] 첫 번째 결과와 두 번째 관찰 세션의 최종 결과.[11][7]

참고 항목

참조

  1. ^ a b c d e "University of Cambridge webpage on the VSA". Retrieved 2007-06-23.
  2. ^ a b c "Jodrell Bank webpage on the VSA". Retrieved 2007-06-23.
  3. ^ a b c Watson, R. A.; et al. (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.
  4. ^ a b c "Jodrell Bank Observatory - VSA Receivers". Retrieved 2007-06-23.
  5. ^ a b c d e f Grainge, Keith; et al. (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.
  6. ^ "Technical specifications of the VSA". Jodrell Bank Observatory. Retrieved 2007-06-23.
  7. ^ a b c d e Dickinson, Clive; et al. (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.
  8. ^ 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). "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.
  9. ^ a b c Taylor, Angela C.; et al. (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.
  10. ^ "VSA Source Subtractors". Jodrell Bank Observatory. Retrieved 2007-06-23.
  11. ^ a b c d Scott, P. F.; et al. (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.
  12. ^ a b 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.
  13. ^ Rubino-Martin, J. A.; et al. (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.
  14. ^ "VSA Extended Array Power Spectrum Data". Retrieved 2007-06-23.
  15. ^ 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.
  16. ^ Rebolo, Rafael; et al. (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.

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