Serie del telescopio de Allen

Allen Telescope Array (ATA), antes conocida como el Telescopio de Un hectárea (1hT), es un esfuerzo conjunto por el Instituto de SETI y Radio Astronomy Laboratory (RAL) en la universidad de California, Berkeley para construir una radio interferometer que se dedica a observaciones astronómicas y una búsqueda simultánea de la inteligencia extraterrestre.

El ATA está bajo la construcción en el Observatorio de la Radio de la Cala del Sombrero, al nordeste de San Francisco, California. Cuando completado, se espera que la serie consista en 350 antenas. La primera fase con 42 antenas (ATA-42) es completa y se hizo operacional el 11 de octubre de 2007. Sin embargo, en el abril de 2011, el ATA se colocó en la hibernación operacional debido a la financiación de déficits. En el agosto de 2011, la financiación a corto plazo se encontró, y la operación del ATA se reanudó el 5 de diciembre de 2011.

Fondo

Primero concebido por el pionero SETI Frank Drake, la idea ha sido un sueño con el Instituto de SETI durante años. Sin embargo, sólo en principios de 2001 la investigación y desarrollo comenzó después de una donación de $11.5 millones por la Fundación de la familia Paul G. Allen. En el marzo de 2004, después de finalización acertada de una fase de investigación y desarrollo de tres años, el Instituto de SETI descubrió un plan de construcción de tres gradas para el telescopio. La construcción comenzó directamente después, debido a la promesa de $13.5 millones por Paul Allen (el co-fundador de Microsoft) para apoyar la construcción de las primeras y segundas fases. El Instituto de SETI llamó el telescopio en su honor. Paul Allen total ha contribuido más de $30 millones al proyecto.

Descripción

El ATA será una serie de onda del centímetro que promueve el concepto del Pequeño Diámetro del Gran número de construir telescopios de la radio. Comparado con una antena parabólica grande, los grandes números de platos más pequeños son más baratos para la misma área de recogimiento. Sin embargo, para conseguir la sensibilidad similar, las señales de todos los telescopios se deben combinar. Esto requiere la electrónica de alto rendimiento y ha sido prohibitivamente caro hasta ahora. Sin embargo, debido al coste que disminuye de los componentes electrónicos, las electrónicas requeridas son prácticas ahora, causando una economía de costes grande sobre telescopios del diseño más convencional. Esto informalmente se refiere como "sustituyendo el acero por el silicio".

El ATA tiene cuatro ventajas primarias para investigaciones científicas sobre todos los telescopios de la radio principales construidos hasta ahora: un muy amplio campo de la visión (2.45 ° en λ = 21 cm), complete cobertura de frecuencia instantánea de 0.5 a 11.2 GHz, partes traseras simultáneas múltiples y mitigación de interferencia activa. El área instantánea del cielo imaged es 17 veces más que el de la Serie Muy Grande. La cobertura de frecuencia instantánea de más de cuatro octavas es sin precedentes en la astronomía de la radio y es el resultado de una comida única, amplificador de la entrada y diseño del camino de la señal. La mitigación de interferencia activa hará posible observar hasta en las frecuencias de muchos emisores de la radio terrestres.

Como las revisiones del todo-cielo son una parte importante del programa de la ciencia, la eficacia del ATA se aumentará haciendo astronomía de la radio y búsquedas de SETI simultáneamente. El telescopio hará esto partiendo las señales en la sala de control antes del procesamiento final. Las observaciones simultáneas son posibles porque para SETI, varias estrellas objetivo estarán dentro del campo grande de la visión permitida por los platos de 6 m dondequiera que el telescopio se señale. Así, por el acuerdo entre el RAL y el Instituto de SETI, las necesidades de la astronomía de la radio convencional determinarán señalar de la serie.

El ATA se planea para comprender 350 platos de seis metros y hará revisiones de la radio grandes, profundas posibles que no eran factibles antes. El diseño del telescopio incorpora muchos nuevos rasgos, incluso superficies de la antena hidroformadas, una comida periódica por el tronco que cubre la variedad entera de frecuencias de 500 MHz a 11.2 GHz, y ruido bajo, amplificadores de banda ancha con una respuesta llana sobre el grupo entero que lo hace posible amplificar la señal del cielo directamente. Esta señal amplificada, conteniendo la amplitud de banda recibida entera, se trae de cada antena al cuarto de procesamiento en cables de fibra óptica. Esto significa que ya que las electrónicas mejoran y las amplitudes de banda más amplias son factibles, sólo el procesador central tiene que cambiar, y no las antenas o comidas.

El instrumento se hará funcionar y mantenido por el Laboratorio de la Astronomía de la Radio. El RAL ha trabajado de la mano con el Instituto de SETI durante el diseño y prototyping y es el diseñador primario de la comida, superficies de la antena, formación de la viga, correlator y sistema de representación para observaciones de la astronomía de la radio.

La astronomía decadal panel, Astronomía y Astrofísica en el Nuevo Milenio, SETI endosado y reconocido el ATA (entonces llamó el Telescopio de 1 hectárea) como un escalón importante a Square Kilometer Array (SKA).

El ATA aspira a estar entre los instrumentos de observación más grandes del mundo y más rápidos. También permitirá a astrónomos buscar muchas estrellas objetivo diferentes simultáneamente. Cuando completado como al principio previsto, será uno de los telescopios más grandes y más potentes en el mundo.

Aunque las estimaciones de costos de proyectos no construidos siempre sean dudosas, y las gafas no son idénticas (los telescopios convencionales tienen la temperatura del ruido inferior, pero el ATA tiene un campo más grande de la visión, por ejemplo), el ATA tiene la promesa potencial como una tecnología del telescopio de la radio mucho más barata para una abertura eficaz dada. Por ejemplo, la cantidad gastada para la primera fase ATA-42, incluso el desarrollo de la tecnología, es aproximadamente 1/3 del coste de una nueva copia de una antena de 34 metros de la Red del Espacio exterior del área de recogimiento similar. Del mismo modo, el coste total estimado de construir los 308 platos restantes se estima (desde el octubre de 2007) en aproximadamente $41 millones. Esto es sobre un factor de 2 más baratos que el coste de $85 millones de la última antena de la astronomía de la radio grande incorporó los EE. UU, el Telescopio Bancario Verde, del área de recogimiento similar. El contratista archivó por $29 millones invadidos, pero sólo $4 millones de esto se permitieron.

Estado

Desde su inicio, el ATA ha sido una herramienta de desarrollo para la tecnología de la serie (expresamente, para la Serie del Kilómetro Cuadrada). El futuro progreso depende del rendimiento técnico de la subserie ya bajo la construcción y la consecución de la financiación adicional.

El ATA al principio se planeó para construirse en cuatro etapas, el ATA-42, ATA-98, ATA-206 y ATA-350; cada número que representa el número de platos en la serie en un momento dado (Ver la Tabla 1).

Las operaciones regulares con 42 platos comenzaron el 11 de octubre de 2007. La financiación para construir antenas adicionales está siendo buscada actualmente por el RAL de varias fuentes, incluso la Armada de los Estados Unidos, DARPA, NSF y donantes privados.

Los datos astronómicos se han adquirido desde el mayo de 2005, utilizando correlator de cuatro entradas (cuatro antenas, polarización dual) y luego se han actualizado en el enero de 2007 con dos de ocho entradas (16 antenas, polarización dual). Los datos científicamente útiles se han adquirido y ayudan a encargar la serie.

El desarrollo de Correlator sigue, con el despliegue de un correlator de 32 entradas en el junio de 2007 y utilizado como ocho correlators individuales con ocho entradas de polarización dual cada uno.

Las electrónicas que forman la viga y utilizan el BEE2 se desplegaron en el junio de 2007 y se están integrando (el 08 de noviembre de 2007) actualmente en el sistema para tener observaciones astronómicas y SETI simultáneas en cuenta. Desde el abril de 2008, las primeras observaciones del pulsar se han conducido usando el beamformer y un espectrómetro del pulsar construido del objetivo.

En el mayo de 2009, UC Berkeley anunció que realizaba revisiones del todo-cielo usando la Serie de Allen Telescope.

El Equipo ATA relató resultados iniciales de su revisión de la región del Centro Galáctica en la reunión de junio de 2009 de la Sociedad Astronómica americana (AAS que Se encuentra #214).

Desde el abril de 2011, el ATA se ha colocado en el modo de la hibernación debido a la financiación de déficits, significando que ya no está disponible para el uso.

La operación del ATA se reanudó el 5 de diciembre de 2011.

Objetivos de la ciencia claves

Los objetivos de la ciencia puestos en una lista aquí representan los objetivos de los proyectos más importantes que se conducirán durante los próximos tres años con el ATA. Cada uno de estos objetivos tiene que ver con una de las 4 fases de desarrollo (ver la Tabla 1). Los artículos bulleted son los proyectos que se emprenderán y los subtemas son un poco de la ciencia que se producirá. El ATA va:

|Note. La talla de la viga y la sensibilidad de serie continua (S se estiman para una observación de la foto de serie continua de 6 minutos, de 100 MHz en el tránsito de una fuente en 40 declinación ° en una longitud de onda de 21 cm. Dan la velocidad para una revisión en observaciones de 21 cm con una amplitud de banda de 100 MHz que alcanza 1 mJy rms.

El †ATHIXS es un todo-cielo profundamente HOLA extragalactic HOLA contemplan.

| }\

Ciencia oportunista

Después de la construcción de la serie, unos objetivos de la ciencia que explícitamente no se diseñaron se han mencionado.

Para un objetivo de la ciencia muy diferente, la Serie de Allen Telescope ha ofrecido proporcionar el downlink a cualquier concursante en Google Lunar X Prize. Esto es práctico ya que la serie, sin modificaciones, cubre los grupos de comunicaciones espaciales principales (S-grupo y X-grupo). Un decodificador de la telemetría sería la única adición necesaria.

También, el ATA se mencionó como un candidato por buscar un nuevo tipo de la radio pasajera. Es una opción excelente para esto debido a un campo grande de la visión y amplia amplitud de banda instantánea. Después de esta suposición, un instrumento era hecho de encargo para el ATA para buscar a procesos transitorios de la radio brillantes, y las observaciones se realizaron entre febrero y abril de 2008.

Detalles del instrumento

La configuración ATA-42 proporcionará una línea de fondo máxima de 300 m (y por último el ATA-350, 900 m). Una comida periódica por el tronco refrescada en cada antena se diseña para proporcionar una temperatura del sistema de ~45K de 1 GHz a 10 GHz, con la sensibilidad reducida en la variedad 0.5 GHz a 1.0 GHz y 10 GHz a 11.2 GHz. Cuatro frecuencia separada tunings (IFs) está disponible para producir 4x100 bandas de frecuencia del intermedio del MHz. Dos IFs apoyan correlators para la representación; dos apoyará la observación de SETI. Todo tunings puede producir cuatro polarización dual rayos de la serie divididos en fases que se pueden independientemente señalar dentro de la viga primaria y se pueden usar con una variedad de detectores. El ATA puede sintetizar por lo tanto hasta 32 rayos de la serie divididos en fases.

El amplio campo de la visión del ATA le da una capacidad incomparable de revisiones grandes (Fig. 4). El tiempo requerido para trazar un mapa de un área grande a una sensibilidad dada es proporcional a (ND), donde N es el número de elementos y D es el diámetro del plato. Esto lleva al resultado sorprendente que una serie grande de pequeños platos puede superar una serie con número de elementos más pequeño, pero bastante mayor área de recogimiento en la tarea de revisiones grandes. Como una consecuencia, hasta el ATA-42 es competitivo con telescopios mucho más grandes en su capacidad tanto de temperatura del resplandor como de revisiones de la fuente del punto. Para revisiones de la fuente del punto, el ATA-42 es comparable en la velocidad con Arecibo y Green Bank Telescope (GBT), pero más despacio por un factor de 3 que Very Large Array (VLA). El ATA-350, por otra parte, será un orden de magnitud más rápido que la Serie Muy Grande para revisiones de la fuente del punto y es comparable a VLA Ampliado (EVLA) en la velocidad de la revisión. Para revisiones a una sensibilidad de temperatura del resplandor especificada, el ATA-98 excederá la velocidad de la revisión de hasta la configuración VLA-D. El ATA-206 debería corresponder a la sensibilidad de temperatura del resplandor de Arecibo y el GBT. El ATA, sin embargo, proporciona la mejor resolución que el uno o el otro este single telescopios del plato.

Las antenas para el ATA son 6.1 m × 7.0 m se hidroformó compensa telescopios de Gregorian, a cada uno con un subreflector de 2.4 metros con f/D eficaz de 0.65. (DeBoer, 2001). La geometría de la compensación elimina el bloqueo, que aumenta la eficacia y disminuye el sidelobes. También tiene el subreflector grande en cuenta, proporcionando el rendimiento de baja frecuencia bueno. La tecnología que se hidroforma usada para hacer estas superficies es la misma técnica de hidroformación usada para generar reflectores de satélite económicos por la Fabricación de Andersen de Idaho Falls, Idaho. El marco único, interior monte compacto apoyado por el borde permite el rendimiento excelente en un precio bajo. El sistema de discos emplea un tren de paseo del acimut del anticontragolpe pasivo de muelles.

Véase también

Enlaces externos



Buscar