✖


Jump to content

Очень маленький массив

Координаты : 28 ° 18'02 "N 16 ° 30'37" W  /  28,30064 ° N 16,51028 ° W  / 28,30064; -16,51028

Очень маленький массив
Заземляющие щиты VSA
Часть Обсерватория Тейде  Edit this on Wikidata
Местоположение(а) Тенерифе , Атлантический океан , международные воды.
Координаты 28 ° 18'02 "N 16 ° 30'37" W  /  28,30064 ° N 16,51028 ° W  / 28,30064; -16,51028 Отредактируйте это в Викиданных
Организация Кавендишская астрофизическая группа
Институт астрофизики Канарских островов
Обсерватория Джодрелл Бэнк
Кембриджский университет  Edit this on Wikidata
Высота 2500 м (8200 футов) Отредактируйте это в Викиданных
Длина волны 0,83 см (36 ГГц)–1,2 см (25 ГГц)
Стиль телескопа радиоинтерферометр Edit this on Wikidata
Угловое разрешение 0,2 градуса Edit this on Wikidata
Веб-сайт www .jb .мужчина .и .uk /технологии /технология / все .html Отредактируйте это в Викиданных
Very Small Array расположен на Канарских островах.
Очень маленький массив
Расположение очень маленького массива
  Соответствующие СМИ на сайте Commons
[ править в Викиданных ]

Very Small Array ( VSA радиотелескоп с 14 элементами, ) — интерферометрический работающий в диапазоне от 26 до 36 ГГц и используемый для изучения космического микроволнового фонового излучения . Это было сотрудничество между Кембриджским университетом , Манчестерским университетом и Канарским институтом астрофизики ( Тенерифе ) и располагалось в Обсерватории дель Тейде на Тенерифе . Массив был построен в Радиоастрономической обсерватории Малларда Кавендишской астрофизической группой и обсерваторией Джодрелл-Бэнк и финансировался PPARC (ныне STFC ). Конструкция была во многом основана на телескопе космической анизотропии . [1] [2]

По возможностям телескоп был сопоставим с несколькими другими экспериментами CMB, включая воздушные шары BOOMERanG и MAXIMA , а также наземные DASI и CBI . [3]

Дизайн

[ редактировать ]
Заземляющий экран, который раньше удерживал VSA.

Телескоп состоит из 14 элементов (дающих 91 базовую линию), каждый из которых имеет рупорную антенну-рефлектор, фокусирующую астрофизические сигналы в отдельные приемники (псевдоморфные HFET- усилители, с температурой системы около 25 К и физической температурой 12 К, [1] на основе конструкции NRAO ). [4] Отдельные элементы объединяются с помощью коррелятора для формирования матрицы синтеза апертуры . [4] Элементы установлены на наклонном столе, который способен отслеживать небо и наклоняться до 35 градусов от зенита. [1]

Телескоп использовался в трёх различных конфигурациях – «компактной», «вытянутой» и «сверхвытянутой», каждая из которых отличается расстоянием между элементами (разница между компактной и выдвинутой составляет 2,25 раза) и размер антенн. [1] В то время как компактная решетка имеет антенны   диаметром 143 мм, расширенная решетка использует   антенны диаметром 322 мм. [5] Это означает, что компактная антенная решетка имеет основной луч 4,5 градуса и разрешение 30 угловых минут (мультиполи от 100 до 800), в то время как расширенная антенная решетка имеет основной луч 2 градуса, разрешение 12 угловых минут и, следовательно, может наблюдать мультиполи. от 250 до 1500. [6] Расширенный массив также в 5 раз более чувствителен, чем компактный. [5] Сверхрасширенный массив сможет измерять мультиполи до 3000, [7] и имеет   антенные зеркала диаметром 550 мм. Также были модернизированы 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]

В его состав также входят два 3,7-   метровых радиотелескопа, также работающих на частоте 30 ГГц. [10] которые предназначены для мониторинга источников переднего плана. [3] Эти антенны для вычитания источников были модернизированы до более точных после первой серии наблюдений, чтобы обеспечить возможность мониторинга гораздо более слабых источников, чем раньше. [5]

И антенны-вычитатели источника, и сам VSA окружены большими металлическими экранами заземления. [2]

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

Результаты

[ редактировать ]
Спектр мощности температурной анизотропии космического микроволнового фонового излучения в терминах углового масштаба (или мультипольного момента ). Показанные данные взяты из инструментов WMAP (2006), Acbar (2004), Boomerang (2005), CBI (2004) и Very Small Array (2004).

Поля, наблюдаемые с помощью VSA, были выбраны для минимизации количества ярких радиоисточников и крупных скоплений в поле (последнее — во избежание эффекта Сюняева-Зельдовича ), а также во избежание загрязнения излучением нашей галактики . [7] Точечные радиоисточники, присутствующие в полях VSA, наблюдались с помощью телескопа Райла на частоте 15 ГГц, а затем контролировались вычитателями источников VSA во время наблюдений VSA. [3]

В конфигурации с компактной решеткой телескоп с высокой точностью наблюдал три участка неба размером 7×7 градусов. [1] в ходе сессии наблюдений с августа 2000 по август 2001 года. [12] Эти наблюдения были сделаны на самой высокой частоте телескопа, центральной частоте 34 ГГц, чтобы уменьшить загрязнение переднего плана. [9] Наблюдался и другой, больший участок неба, но менее точно. [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.; работы Уотсона и др., Тейлора и др., Скотта и др. и Рубино-Мартин и др. (см. ссылки ниже). Ключевыми результатами стали спектры мощности космического микроволнового фона между мультиполями 150 и 900. [11] и полученные ограничения на космологические параметры в сочетании с данными наблюдений других экспериментов. [13]

Вторая сессия наблюдений проходила в сентябре 2001 г. [12] и июль 2003 г. и использовал расширенный массив. [14] Первые результаты расширенной установки были опубликованы в виде письма в 2003 году одновременно с первыми четырьмя публикациями с использованием данных, полученных до апреля 2002 года. Наблюдаемые участки неба располагались в пределах ранее наблюдавшихся полей, при этом измерения были как точнее и подробнее. Результатом стал улучшенный спектр мощности CMB, достигший мультиполя 1400, [5] и уточненные космологические параметры. [15] Второй набор результатов был опубликован в 2004 году и состоял из первоначальных наблюдений плюс дополнительные наблюдения, проведенные в тех же областях неба, а также наблюдения в трех новых регионах. Это позволило измерить спектры мощности реликтового излучения с точностью до 1500 гораздо точнее, чем раньше. [7] и более точные оценки космологических параметров. [16]

Наблюдения с помощью VSA продолжались до конца августа 2008 г. в сверхрасширенной конфигурации. Кроме того, телескоп Райла был модернизирован для обнаружения источников с более низкой точкой потока, а приемник OCRA на телескопе в Польше будет использоваться для более точного вычитания точечных источников. [8]

Первые результаты.[11]Вторые результаты.[5]Третий результат.[7]
с помощью Very Small Array Измерения спектров мощности реликтового излучения . Слева направо: из первых наблюдений, [11] первые результаты второго сеанса наблюдений [5] и окончательные результаты второй сессии наблюдений. [7]

См. также

[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы, связанные с очень маленьким массивом .

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б с д и «Веб-страница Кембриджского университета на VSA» . Проверено 23 июня 2007 г.
  2. ^ Перейти обратно: а б с «Веб-страница Jodrell Bank на VSA» . Проверено 23 июня 2007 г.
  3. ^ Перейти обратно: а б с Уотсон, РА; и др. (2003). «Первые результаты очень маленького массива I: методы наблюдения» . МНРАС . 341 (4): 1057–1065. arXiv : astro-ph/0205378 . Бибкод : 2003MNRAS.341.1057W . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06338.x . S2CID   17592336 .
  4. ^ Перейти обратно: а б с «Обсерватория Джодрелл-Бэнк — приемники VSA» . Проверено 23 июня 2007 г.
  5. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Грейндж, Кейт; и др. (2003). «Спектр мощности CMB до l = 1400, измеренный VSA» . МНРАС . 341 (4): L23–L28. arXiv : astro-ph/0212495 . Бибкод : 2003MNRAS.341L..23G . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06563.x .
  6. ^ «Технические характеристики ВСА» . Обсерватория Джодрелл-Бэнк . Проверено 23 июня 2007 г.
  7. ^ Перейти обратно: а б с д и Дикинсон, Клайв; и др. (2004). «Высокочувствительные измерения спектра мощности реликтового излучения с помощью расширенной очень маленькой антенной решетки» . МНРАС . 353 (3): 732. arXiv : astro-ph/0402498 . Бибкод : 2004MNRAS.353..732D . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08206.x . S2CID   2806871 .
  8. ^ Перейти обратно: а б Клири, Киран; Тейлор, Анджела С.; Уолдрам, Элизабет; Бэтти, Ричард А.; Дикинсон, Клайв; Дэвис, Род Д.; Дэвис, Ричард Дж.; Дженуя-Сантос, Рикардо; и др. (2005). «Вычитание источников для оценок количества расширенных очень малых массивов и источников на частоте 33 ГГц» . МНРАС . 360 (1): 340–353. arXiv : astro-ph/0412605 . Бибкод : 2005MNRAS.360..340C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09037.x . S2CID   10370174 .
  9. ^ Перейти обратно: а б с Тейлор, Анджела С.; и др. (2003). «Первые результаты работы с очень маленькой решеткой II: наблюдения реликтового излучения» . МНРАС . 341 (4): 1066–1075. arXiv : astro-ph/0205381 . Бибкод : 2003MNRAS.341.1066T . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06493.x . S2CID   15605923 .
  10. ^ «Вычитатели источника VSA» . Обсерватория Джодрелл-Бэнк . Проверено 23 июня 2007 г.
  11. ^ Перейти обратно: а б с д Скотт, ПФ; и др. (2003). «Первые результаты работы Very Small Array III: Спектр мощности реликтового излучения» . МНРАС . 341 (4): 1076–1083. arXiv : astro-ph/0205380 . Бибкод : 2003MNRAS.341.1076S . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06354.x . S2CID   119088948 .
  12. ^ Перейти обратно: а б Майзингер, Клаус; Хобсон, член парламента; Сондерс, Ричард Д.Э.; Грейндж, Кейт Дж. Б. (2003). «Калибровка астрометрической геометрии максимального правдоподобия интерферометрических телескопов: применение к очень маленькой решетке» . МНРАН (аннотация). 345 (3): 800–808. arXiv : astro-ph/0212210 . Бибкод : 2003МНРАС.345..800М . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06995.x . S2CID   11987021 .
  13. ^ Рубино-Мартин, Дж.А.; и др. (2003). «Первые результаты работы Very Small Array IV: оценка космологических параметров» . МНРАС . 341 (4): 1084–1092. arXiv : astro-ph/0205367 . Бибкод : 2003MNRAS.341.1084R . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06494.x . S2CID   18192370 .
  14. ^ «Данные о спектре мощности расширенного массива VSA» . Проверено 23 июня 2007 г.
  15. ^ Слосар, Анз; и др. (2003). «Оценка космологических параметров и сравнение байесовских моделей с использованием данных VSA» . МНРАС . 341 (4): L29–L34. arXiv : astro-ph/0212497 . Бибкод : 2003MNRAS.341L..29S . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06564.x . S2CID   12420402 .
  16. ^ Реболо, Рафаэль; и др. (2004). «Оценка космологических параметров с использованием данных очень малого массива до l = 1500» . МНРАС . 353 (3): 747–759. arXiv : astro-ph/0402466 . Бибкод : 2004MNRAS.353..747R . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08102.x . S2CID   13971059 .

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Very_Small_Array&oldid=1234989450"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: b20db27f70f94eaffe8fd7d4ec8080fc__1721180760
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/b2/fc/b20db27f70f94eaffe8fd7d4ec8080fc.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Very Small Array - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)