La matriz Yuan-Tseh Lee para anisotropía de fondo de microondas , también conocida como matriz de anisotropía de fondo de microondas ( AMiBA ), es un radiotelescopio diseñado para observar el fondo cósmico de microondas y el efecto Sunyaev-Zel'dovich en cúmulos de galaxias .
Ubicación (es) | Condado de Hawaii , Hawaii |
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Coordenadas | 19 ° 32′10 ″ N 155 ° 34′31 ″ O / 19.536194 ° N 155.575278 ° WCoordenadas : 19 ° 32′10 ″ N 155 ° 34′31 ″ O / 19.536194 ° N 155.575278 ° W |
Altitud | 3.396 m (11.142 pies) |
Longitud de onda | 3 mm (100 GHz) |
Construido | 2000-2006 |
Primera luz | Septiembre de 2006 |
Estilo telescopio | Experimento de fondo de microondas cósmico radiotelescopio radio interferómetro |
Diámetro | 0,576 m (1 pie 10,7 pulgadas) |
Resolución angular | 6 minutos de arco, 2 minutos de arco |
Montaje | Plataforma Stewart |
Recinto | Techo retráctil |
Sitio web | amiba |
Ubicación de AMiBA | |
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Después de completar las campañas SZE, el telescopio se ha reutilizado para estudiar la evolución del gas molecular a lo largo de la historia del Universo. Ahora se conoce como Yuan-Tseh Lee Array (YTLA) .
Se encuentra en Mauna Loa en Hawaii , a 3.396 metros (11.142 pies) sobre el nivel del mar.
AMiBA se configuró originalmente como un interferómetro de 7 elementos sobre un soporte hexápodo. Las observaciones a una longitud de onda de 3 mm (86-102 GHz ) comenzaron en octubre de 2006, y las detecciones de seis cúmulos por el efecto Sunyaev-Zel'dovich se anunciaron en 2008. En 2009, el telescopio se actualizó a 13 elementos, y es capaz de una mayor expansión a 19 elementos. AMiBA es el resultado de una colaboración entre el Instituto de Astronomía y Astrofísica Academia Sinica , la Universidad Nacional de Taiwán y la Instalación Nacional del Telescopio de Australia , y también involucra a investigadores de otras universidades.
Diseño
AMiBA se configuró inicialmente como un interferómetro de 7 elementos , utilizando placas Cassegrain de 0,576 m montadas en un soporte hexápodo de fibra de carbono de 6 m . Se encuentra en Mauna Loa, Hawaii, y observa a 3 mm (86-102 GHz ) para minimizar las emisiones en primer plano de otras fuentes no térmicas. El telescopio tiene un refugio retráctil, hecho de siete armaduras de acero y tela de PVC . [1]
Los receptores están basados en tecnología de circuito integrado de microondas monolítico (MMIC), con amplificadores de bajo ruido refrigerados a 15 K, que tienen anchos de banda de 20 GHz [1] y proporcionan 46 dB de amplificación. [2] Las señales se mezclan con un oscilador local para reducir su frecuencia, antes de la correlación con un correlador analógico. Las temperaturas del sistema están entre 55 y 75 K. [1]
AMiBA comenzó en 2000, con financiación durante 4 años del Proyecto de Astrofísica de Partículas y Cosmología del Ministerio de Educación de Taiwán . [3] En 2002 se instaló un prototipo de 2 elementos en Mauna Loa. [2] El Consejo Nacional de Ciencias proporcionó más financiación para los segundos 4 años . [3] La montura llegó al lugar en 2004 y la plataforma se instaló en 2005. Luego se instalaron los primeros 7 elementos ("AMiBA7"), y la primera luz del telescopio fue en septiembre de 2006, observando Júpiter . El telescopio se dedicó en octubre de 2006 a Yuan-Tseh Lee . La matriz se actualizó para tener trece platos de 1,2 m en 2009 ("AMiBA13"). [1] Después de extensas pruebas y calibraciones, las observaciones científicas se reanudaron en 2011. Se puede expandir aún más hasta 19 elementos. [2]
Observaciones de SZE
El objetivo principal de AMiBA es observar las anisotropías de temperatura y polarización en el fondo cósmico de microondas en multipolares entre 800 y 8.000 (correspondientes a entre 2 y 20 minutos de arco en el cielo), así como observar el efecto térmico Sunyaev-Zel'dovich. en cúmulos de galaxias, [1] que tiene un decremento máximo alrededor de 100 GHz. [2] En su configuración inicial, mide hasta multipolos de 3000 [1] con una resolución de alrededor de 6 minutos de arco. [4] El telescopio solo observa por la noche cuando hace buen tiempo, utilizando planetas para la calibración. [2]
Se obtuvieron imágenes de seis grupos en 2007: los grupos de Abell 1689 , 1995 , 2142 , 2163 , 2261 y 2390 , [1] que tienen corrimientos al rojo entre 0,091 y 0,322. [2] Para los cuatro más grandes y brillantes, Abell 1689, 2261, 2142 y 2390, se hicieron comparaciones con datos de rayos X y lentes débiles de Subaru para estudiar el diseño del grupo y las propiedades radiales, específicamente de los perfiles de masa y el contenido de bariones. . [4]
En este artículo se publicaron los resultados de 13 elementos del YTLA. [5]
Mapeo de la intensidad del gas molecular
El YTLA se ha reutilizado con el objetivo de detectar y caracterizar el gas molecular a alto corrimiento al rojo mediante la técnica de mapeo de intensidad. [6] El gas molecular, que se encuentra principalmente en forma de molécula de hidrógeno H 2 , es el material a partir del cual se forman las estrellas. Comprender el contenido de gas y la evolución a lo largo de la historia del Universo informa a los astrónomos sobre los procesos de formación de estrellas y crecimiento de galaxias. Desafortunadamente, H fría 2 no es fácilmente detectable. El monóxido de carbono (CO) se usa comúnmente como un trazador de H 2 .
El YTLA utiliza la técnica de mapeo de intensidad (IM) para estudiar el gas molecular. En lugar de intentar detectar galaxias individuales, distantes y débiles directamente, el YTLA mide las propiedades estadísticas de muchas galaxias en un volumen muy grande. Aunque es mucho más pequeño que los potentes telescopios como ALMA y el VLA , el YTLA puede proporcionar información crítica y única sobre la evolución de las galaxias. La técnica de mapeo de intensidad se utiliza en una amplia gama de longitudes de onda para estudiar el Universo distante. [7]
Era necesaria una actualización de la infraestructura analógica y digital en YTLA para habilitar la mensajería instantánea. En particular, se desarrolló un correlador digital basado en la tecnología CASPER [8] y el muestreador de 5 GS / s desarrollado por ASIAA [9] . El correlador digital produce un ancho de banda de 2 x 2 GHz en cada una de las dos polarizaciones para 7 antenas.
Colaboración
AMiBA es el resultado de una colaboración entre el Instituto de Astronomía y Astrofísica Academia Sinica , la Universidad Nacional de Taiwán y la Instalación Nacional del Telescopio de Australia . También involucra a investigadores del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica , el Observatorio Nacional de Radioastronomía , la Universidad de Hawai , la Universidad de Bristol , la Universidad de Nottingham Trent , el Instituto Canadiense de Astrofísica Teórica y la Universidad Carnegie-Mellon . [1]
Referencias
- ^ a b c d e f g h Ho, Paul; et al. (2009). "La matriz Yuan-Tseh Lee para anisotropía de fondo de microondas". El diario astrofísico . 694 (2): 1610–1618. arXiv : 0810.1871 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 694.1610H . doi : 10.1088 / 0004-637X / 694/2/1610 .
- ^ a b c d e f Wu, Jiun-Huei Proty; et al. (2008). "Observaciones de AMiBA, análisis de datos y resultados de los efectos Sunyaev-Zel'dovich". arXiv : 0810.1015 [ astro-ph ].
- ^ a b Ho, Paul TP; et al. (28 de junio de 2008b). "El proyecto AMiBA Yuan Tseh Lee". Modern Physics Letters A . 23 (17/20): 1243–1251. Código Bibliográfico : 2008MPLA ... 23.1243H . doi : 10.1142 / S021773230802762X .
- ^ a b Umetsu, Keiichi; et al. (2009). "Bariones masivos y calientes en cúmulos masivos de galaxias de observaciones de lentes débiles de Subaru y AMiBA SZE". El diario astrofísico . 694 (2): 1643–1663. arXiv : 0810.0969 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 694.1643U . doi : 10.1088 / 0004-637X / 694/2/1643 .
- ^ Lin, Kai-Yang; Nishioka, Hiroaki; Wang, Fu-Cheng; Locutus Huang, Chih-Wei; Liao, Yu-Wei; Proty Wu, Jiun-Huei; Koch, Patrick M .; Umetsu, Keiichi; Chen, Ming-Tang (1 de octubre de 2016). "AMiBA: Cluster Sunyaev-Zel'dovich Efecto Observaciones con la matriz ampliada de 13 elementos". El diario astrofísico . 830 (2): 91. arXiv : 1605.09261 . Código bibliográfico : 2016ApJ ... 830 ... 91L . doi : 10.3847 / 0004-637X / 830/2/91 . ISSN 0004-637X .
- ^ Bower, Geoffrey C .; Keating, Garrett K .; Marrone, Daniel P .; YT Lee Array Team, SZA Team (1 de enero de 2016). "Estructura cósmica y evolución de galaxias a través del mapeo de intensidad de gas molecular". Sociedad Astronómica Estadounidense . 227 : 426,04. Código bibliográfico : 2016AAS ... 22742604B .
- ^ Kovetz, Ely D; et al. (2017). "Mapeo de intensidad de línea: informe de estado de 2017". arXiv : 1709.09066 [ astro-ph.CO ].
- ^ "CASPER - Colaboración para el procesamiento de señales astronómicas y la investigación electrónica" . casper.berkeley.edu . Consultado el 29 de enero de 2018 .
- ^ Jiang, Homin; Liu, Howard; Guzzino, Kim; Kubo, Derek; Li, Chao-Te; Chang, Ray; Chen, Ming-Tang (1 de agosto de 2014). "Una placa de circuito impreso de 5 giga muestras por segundo de 8 bits analógica a digital para radioastronomía". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 126 (942): 761. Bibcode : 2014PASP..126..761J . doi : 10.1086 / 677799 . ISSN 0004-6280 .