El 1,2 metros Telescopio Milimétrico-Wave en el Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica y su instrumento doble en CTIO en Chile han estado estudiando la distribución y las propiedades de las nubes moleculares en nuestra galaxia y sus vecinos más cercanos, desde la década de 1970. El telescopio recibe el sobrenombre de "El Mini" debido a su tamaño inusualmente pequeño. En el momento de su construcción, era el radiotelescopio más pequeño del mundo. Juntos, "The Mini" y su gemelo en Chile han obtenido lo que es, con mucho, el estudio galáctico más extenso, uniforme y ampliamente utilizado de monóxido de carbono interestelar.. "El Mini" está actualmente en funcionamiento de octubre a mayo de cada año. [3]
Parte de | Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica |
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Ubicación (es) | Estados Unidos |
Coordenadas | 42 ° 22′54 ″ N 71 ° 07′43 ″ W / 42.38167 ° N 71.12853 ° WCoordenadas : 42 ° 22′54 ″ N 71 ° 07′43 ″ W / 42.38167 ° N 71.12853 ° W |
Longitud de onda | 115 GHz (2,6 mm) |
Estilo telescopio | Radio telescopio |
Diámetro | 1,2 m (3 pies 11 pulgadas) |
Diámetro secundario | 0,178 m (7,0 pulgadas) |
Recinto | Hazme |
Sitio web | www |
Ubicación del telescopio de ondas milimétricas CfA de 1,2 m | |
Stephen S. Hall, Mapa del próximo milenio [1] [2] |
A principios de la década de 1970, un astrónomo del Instituto Goddard de Estudios Espaciales en Nueva York llamado Patrick Thaddeus rompió siglos de precedentes en el campo de la astronomía y rompió una tendencia que se remonta a Galileo cuando decidió que, para continuar un proyecto modesto para mapear toda la Vía Láctea , simplemente no lo necesitaba y de hecho se negó a usar un telescopio más grande disponible para su investigación. Quería uno pequeño. En una era que se destacó por los telescopios más grandes, más sofisticados y más caros, Thaddeus insistió en un instrumento pequeño y relativamente económico, que él y sus colegas procedieron a construir desde cero.
Propósito
No puede ver un ácido nucleico o una proteína dentro de una célula, por lo que debe usar una gota de tinte para resaltar la estructura. Bueno, en las regiones de formación de estrellas más densas, estamos atrapados en una situación similar. Tampoco podemos ver la molécula dominante, el hidrógeno molecular. |
- Patrick Thaddeus , citado en Universe del jueves por Marcia Bartusiak [2] [4] |
El monóxido de carbono interestelar es el mejor trazador general del hidrógeno molecular en gran parte invisible que constituye la mayor parte de la masa en las nubes moleculares. El hidrógeno es el elemento más simple y abundante del universo, y el hidrógeno molecular es, con mucho, la molécula más abundante. Desafortunadamente, en condiciones interestelares típicas, el hidrógeno molecular no se emite en longitudes de onda de radio o milimétricas.
Sin embargo, el monóxido de carbono, el segundo ingrediente más abundante en las nubes moleculares, tiene un espectro de ondas milimétricas rico y fuerte y parece mantener una proporción bastante constante con el hidrógeno molecular de aproximadamente 1: 100.000. Por esta razón, el monóxido de carbono se ha convertido en el trazador estándar o "mancha" del hidrógeno molecular invisible que constituye la mayor parte de la masa molecular. [2]
Logros
Hasta ahora se han escrito un total de 24 tesis de doctorado basadas en observaciones o trabajo instrumental con estos telescopios.
El telescopio de 1,2 metros ha jugado un papel importante o dominante en todos los importantes hallazgos generales sobre las nubes moleculares (MC) que se enumeran a continuación. Muchos de estos ahora se consideran sabiduría convencional, pero algunos fueron originalmente controvertidos (por ejemplo, la existencia misma de nubes moleculares gigantes, sus edades y su confinamiento en brazos espirales).
- 1977: El monóxido de carbono es el mejor trazador de uso general de la masa de nubes moleculares. [5]
- 1977: La emisión de monóxido de carbono galáctico alcanza su punto máximo en un amplio "anillo molecular" a R ~ 4 kpc. [6]
- 1977/1994: Las nubes moleculares se limitan principalmente a una fina capa gaussiana de ~ 100 pc de ancho, pero también existe una capa tenue ~ 3 veces más ancha. [6] [7]
- 1980/1983: Las nubes moleculares son excelentes trazadoras de la estructura espiral galáctica. [8] [9]
- 1980: Las nubes moleculares son objetos galácticos de vida relativamente corta. [8] [10]
- 1982/1983: El espectro de masas de nubes moleculares es pronunciado, con la mayor parte de la masa en las nubes más grandes. [9] [11]
- 1983: La intercomparación de monóxido de carbono, HI y emisiones difusas de rayos gamma proporciona quizás la mejor calibración a gran escala de monóxido de carbono como trazador de masa molecular. El término factor X se acuñó en este artículo. [12]
- 1985/1989/1991: Las nubes moleculares son nebulosas oscuras tanto en el infrarrojo óptico como en el cercano. [13] [14]
- 1986: Los complejos moleculares gigantes que contienen más de un millón de masas solares no son artefactos cinemáticos, como algunos habían argumentado, sino objetos bien definidos que pueden ubicarse fácilmente en toda la galaxia. [15]
- 1988: Aproximadamente la mitad del gas interestelar dentro del círculo solar es molecular. [dieciséis]
- 2008: El enigmático Brazo en Expansión de 3 kpc tiene una contraparte simétrica de Far 3 kpc en el lado más alejado del centro galáctico .
- 2011: El brazo espiral Scutum-Centaurus se extiende casi 360 grados alrededor de la galaxia, desde el extremo de la barra central hasta la deformación cerca de su borde exterior. [17]
Personal
El Prof. Patrick Thaddeus (Profesor Robert Wheeler Willson de Astronomía Aplicada, Emérito , Universidad de Harvard ; Científico espacial sénior, Observatorio astrofísico Smithsonian ), que dirigía el grupo de ondas milimétricas, murió el 28 de abril de 2017. Tom Dame (Radioastrónomo, El Observatorio Astrofísico Smithsonian; Profesor de Astronomía, Universidad de Harvard) ha coordinado las observaciones de telescopios durante la última década. Sam Palmer (Ingeniero Electrónico, Observatorio Astrofísico Smithsonian; Profesor de Astronomía, Universidad de Harvard) continúa manteniendo el hardware del telescopio.
Historia
En general, es difícil comparar y combinar datos de radiotelescopios debido a las diferencias en resolución, sensibilidad y calibración. Pero las miniaturas gemelas brindan una oportunidad sin precedentes para producir mapas de superhaz uniformes de toda la Vía Láctea y, eventualmente, de todo el cielo. . . Sin la técnica del superhaz, los minis gemelos habrían necesitado varias décadas para mapear un área tan grande. Dos telescopios con haces de 1 minuto de arco (como la antena de Kitt Peak) apenas podrían completar el trabajo en dos siglos. |
Tom Dame, cielo y telescopio [2] [18] |
Construido por Thaddeus y sus colegas en 1974, el telescopio fue operado desde un tejado de la Universidad de Columbia en Manhattan hasta que fue trasladado al CfA en 1986. Su instrumento gemelo fue construido en Columbia y enviado al Observatorio Interamericano Cerro Tololo , Chile en 1982.
Las observaciones de monóxido de carbono habían revelado que el gas molecular en el espacio era mucho más extenso de lo que se sospechaba. Inicialmente, Thaddeus y sus colegas, Ken Tucker y Marc Kutner, habían comenzado originalmente a cartografiar el monóxido de carbono utilizando el radiotelescopio de dieciséis pies en el Observatorio McDonald en el oeste de Texas . El plan era seguir mapeando hacia afuera desde las nubes que estaban observando (la Nebulosa de Orión y la Nebulosa Cabeza de Caballo ) hasta que encontraran un lugar donde no hubiera más monóxido de carbono. Pronto descubrieron que había tanto que cartografiar que hacerlo con un telescopio de ese tamaño llevaría muchos años. Ese gran telescopio podía mirar solo una pequeña área del cielo con cada observación.
Thaddeus y sus colegas diseñaron un radiotelescopio hecho a medida para la tarea de cartografiar toda la galaxia en monóxido de carbono. El "Mini" se diseñó con un plato relativamente pequeño y, en consecuencia, un ancho de haz relativamente grande de aproximadamente 1/8 de grado, que puede compararse con una lente gran angular. Con este nuevo instrumento, de repente fue posible mapear grandes extensiones de cielo en períodos de tiempo relativamente pequeños. [19]
En el transcurso de los siguientes años, se descubrió una notable red de nubes moleculares y filamentos, que se extendía mucho más lejos de la nebulosa de Orión de lo esperado. De hecho, el área cubierta era tan grande que Thaddeus y Dame (que desde entonces se habían unido al grupo de Columbia) deseaban tener un telescopio aún más pequeño, uno que pudiera mostrarles rápidamente el panorama general. Sin embargo, en lugar de construir un telescopio más pequeño, decidieron hacer un cambio relativamente simple en el programa de control del mini. En lugar de apuntar a un solo punto en el cielo, hicieron que la antena del telescopio pasara a través de una matriz cuadrada de dieciséis puntos en una cuadrícula de 4 x 4. En efecto, esto permitió que el mini imitara una antena más pequeña con un haz de medio grado. Debido a que es imposible ver toda la galaxia desde Nueva York, también construyeron un gemelo idéntico del mini, que fue enviado a Cerro Tololo, Chile para observar el cielo del sur.
Después de una década de mapeo utilizando la técnica del superhaz, Dame y Thaddeus habían creado el primer mapa completo de la galaxia en CO, cubriendo más de 7.700 grados cuadrados (casi una quinta parte del cielo) y representando más de 31.000 observaciones individuales. El mapeo reveló la distribución del gas molecular no solo en el plano del cielo, sino también en velocidad radial. La gran dispersión de las velocidades observadas se debe principalmente a la rotación diferencial de la galaxia. [2]
La investigación actual
Durante los últimos años, uno de los principales objetivos del telescopio de 1,2 metros ha sido completar un estudio de todo el cielo del norte que se encuentra fuera del límite de muestreo del estudio compuesto de monóxido de carbono de Dame et al. (2001). En junio de 2013, esta encuesta está casi completa, consta de más de 375.000 espectros y cubre ~ 24.000 grados cuadrados con muestreo de 1/4 °. Además, todas las nubes moleculares en | b | > 10 ° y dec> −15 ° (~ 248) se han mapeado en cada ancho de haz. [20]
En 2011, Dame y Thaddeus encontraron evidencia clara en los estudios existentes de 21 cm de una gran extensión del Brazo Scutum-Centaurus , uno de los dos principales brazos espirales que se cree que se extiende desde los extremos de la barra galáctica. El "brazo exterior de Sct-Cen" se encuentra mucho más allá de la órbita solar en el lado lejano de la galaxia, aproximadamente a 21 kpc del Sol. El telescopio CfA de 1,2 m ha detectado hasta el momento 22 nubes moleculares gigantes distintas asociadas con picos de HI en el brazo, y en el otoño de 2013 se inició un estudio amplio e imparcial de monóxido de carbono en todo el brazo; se espera que requiera ~ 2 años para completarse. [2]
Información técnica
Antena
El sistema de antena consta de un primario parabólico de 1,2 m y un secundario hiperbólico de 17,8 cm en una configuración Cassegrain con f / D efectivo = 2,8. La antena primaria es una fundición de aluminio monolítica con f / D = 0.375, fresada numéricamente por Philco Ford con una precisión de superficie de 40 µm (l / 65 a 115 GHz). El enfoque, el patrón de haz y el ancho del haz principal del telescopio se midieron y ajustaron por última vez en el otoño de 1994 utilizando un transmisor en el campo intermedio (1,4 km de distancia en el techo del William James Hall de Harvard). El patrón de haz coincide con las predicciones de la teoría de la difracción escalar. El ancho del haz (FWHM) es de 8,4 +/- 0,2 min de arco y la eficiencia del haz principal del 82%.
La antena está alojada en una cúpula de ceniza de 16 pies con una hendidura de 75 pulgadas. Durante las observaciones normales, la hendidura se cubre con una pantalla de PTFE tejido ( politetrafluoroetileno — Teflón), seleccionado por su casi transparencia a las microondas, su fuerza y su resistencia al envejecimiento. La pantalla mantiene el viento fuera de la cúpula y permite regular la temperatura en el interior. Se encontró que los reflejos LO de la pantalla de PTFE eran la fuente de ondas estacionarias ocasionales en las líneas de base de escaneo; La modificación posterior de las placas de montaje en la parte inferior y superior de la pantalla le dio forma de "V", eliminando superficies de fase constante para el LO reflejado y resolviendo el problema de la onda estacionaria.
Montar y conducir
Los sistemas de montaje y accionamiento del telescopio no han cambiado esencialmente de sus configuraciones en Columbia. Debido a que el telescopio es pequeño, se utilizan motores de torque de transmisión directa en ambos ejes, con la ventaja de que el sistema de transmisión no tiene trenes de engranajes. Aunque los motores proporcionan sólo 11 libras-pie de fuerza (15 N⋅m) de torque, el telescopio puede cambiar de orientación a 10 grados por segundo. Ambos ejes son monitoreados por codificadores de eje de 16 bits y tacómetros leídos a 100 Hz por la computadora de control del telescopio para calcular las correcciones de torque para apuntar.
La orientación del telescopio se ajusta al comienzo de cada temporada mediante el uso de un telescopio óptico diseñado por carbón para observar una gran cantidad de estrellas que cubren una amplia gama de acimuts y elevaciones. Se utiliza un ajuste de mínimos cuadrados a los errores de puntería para definir 5 parámetros de puntería (compensaciones de los codificadores de acimut y elevación, longitud y latitud efectivas, y la pequeña no perpendicularidad de los ejes de acimut y elevación). Debido a que el haz relativamente grande del telescopio hace que las observaciones continuas de los planetas sean inconvenientes, el apuntamiento se verifica semanalmente mediante observaciones continuas de radio del extremo del sol. Aunque durante la temporada de observación (otoño, invierno y primavera) el sol transita por debajo de la elevación de la mayoría de las observaciones de monóxido de carbono, es la única fuente astronómica práctica para las comprobaciones de puntería. En las elevaciones utilizadas para las observaciones, los errores de puntería cuadráticos medios del telescopio fueron inferiores a aproximadamente 1 ', aproximadamente 1/9 del ancho del haz.
Receptor
El receptor heterodino , que utiliza una unión Josephson superconductora-aislante-superconductora (SIS) como mezclador, es el diseño de Kerr de dos backshort (Pan et al. 1983). Una alimentación escalar acopla la señal de microondas al receptor, donde se mezcla con una señal de oscilador local (LO) para producir una señal de frecuencia intermedia (IF) de 1,4 GHz que se amplifica aún más con un transistor de efecto de campo de alta movilidad de electrones de bajo ruido ( HEMT FET) y pasó a la sección IF del receptor. La sección de FI amplifica aún más la señal y la heterodina hasta 150 MHz, pasando un ancho de banda de 200 MHz al espectrómetro.
La señal LO es generada por un oscilador de diodo Gunn cuya frecuencia se controla mediante un sistema de bucle de bloqueo de fase mediante un sintetizador de frecuencia controlado por computadora. El mezclador SIS y el amplificador de primera etapa FET se encuentran en la etapa fría enfriada con helio líquido de un Dewar al vacío; el resto de la electrónica está a temperatura ambiente. Las temperaturas típicas de ruido del receptor a 115,3 GHz son 65–70 K de banda lateral única (SSB). Aunque el rendimiento mejora algo a 55 K SSB si el dewar de helio se bombea a 2,7 K, no es un procedimiento de observación estándar, porque el ruido del cielo a 115 GHz domina en este nivel de rendimiento del receptor. En los mejores días secos y fríos, las temperaturas totales del sistema son inferiores a 350 K SSB, referidas por encima de la atmósfera.
Espectrómetro
El telescopio tiene dos bancos de filtros seleccionables por software de un diseño NRAO modificado , cada uno con 256 canales. A 115 GHz, el banco de filtros de 0,5 MHz por canal proporciona una resolución de velocidad de 1,3 km / s y una cobertura de velocidad de 333 km / s, y la resolución y cobertura del banco de filtros de 0,25 MHz por canal son de 0,65 y 166 km / s. , respectivamente. Los espectrómetros dividen la señal de FI final de 150 MHz del receptor en 16 bandas de 4 u 8 MHz de ancho, cada una centrada en 8 MHz. Las 16 bandas pasan a un número igual de placas de filtro, cada una con 16 filtros Butterworth de dos polos contiguos de 0,25 o 0,5 MHz de ancho. Las salidas de los filtros se pasan a detectores de ley cuadrática. Después de la amplificación, las señales detectadas se acumulan en integradores. El tiempo de muestreo es de 48 ms, seguido de una retención de 5 ms para la lectura secuencial por un convertidor de analógico a digital, después de lo cual los integradores se borran para el siguiente ciclo. Los 256 valores producidos por el convertidor se almacenan en un búfer durante el ciclo siguiente, lo que permite que la computadora lea los datos durante 48 ms.
Sistema informático
Antes de enero de 1991, el apuntado, la toma de datos y la calibración del radiotelescopio estaban controlados por una minicomputadora Data General Nova (imagen) que ejecutaba un sistema de control de telescopio personalizado. La computadora de control era bastante limitada en velocidad y memoria (tenía solo 32 K bytes de memoria de acceso aleatorio y 5 M bytes de almacenamiento en disco fijo), pero era lo suficientemente rápida como para permitir una reducción limitada de datos en línea. Para su posterior procesamiento, todos los escaneos se transfirieron a través de una cinta magnética de 9 pistas de 1600 bpi a una estación de trabajo Digital Equipment VAXstation II / GPX.
En enero de 1991, las funciones de control del telescopio se transfirieron a una computadora Macintosh IIfx , ejecutando una versión traducida y mejorada del sistema de control del telescopio escrito en C.Se pueden obtener escaneos individuales o archivos concatenados que contienen un gran número de escaneos en controlar la computadora directamente a través de Internet. Generalmente, los datos se analizan como "cubos" en formato FITS de longitud, latitud y velocidad galácticas. Dichos cubos se pueden construir a partir de archivos de escaneo sin procesar, ya sea utilizando software personalizado de Macintosh o en estaciones de trabajo Unix con IDL o CLASS.
Técnicas de calibración y observación
La temperatura de ruido del receptor se calibra al comienzo de cada turno de observación midiendo la diferencia en la respuesta del receptor a la temperatura ambiente y las cargas de temperatura del nitrógeno líquido. Las cargas están hechas de Eccosorb, una espuma impregnada de carbón altamente absorbente para microondas y en forma de cono para evitar el reflejo directo de LO hacia el alimento.
Las intensidades de la línea de monóxido de carbono se calibran utilizando el método de la rueda cortadora a temperatura ambiente y el modelo de atmósfera de dos capas de Kutner (1978). A la frecuencia de la señal de monóxido de carbono, la opacidad atmosférica es apreciable, principalmente debido al oxígeno molecular y al vapor de agua, y se deben aplicar correcciones a las intensidades de línea observadas para la atenuación de la señal. El modelo de dos capas de la atmósfera de Kutner parametriza la dependencia de la elevación del factor de corrección en términos de solo 3 parámetros, cada uno de los cuales tiene una interpretación física. Debido a que el oxígeno tiene una altura de escala mucho mayor que el vapor de agua, el modelo asume que se pueden considerar capas separadas, oxígeno sobre el agua, con diferentes temperaturas y opacidades características. La temperatura y la opacidad del oxígeno en la atmósfera superior no varían mucho estacionalmente y se supone que son constantes a 255 K y 0,378, respectivamente, en la frecuencia de la señal. El resto de los parámetros del modelo, la temperatura y la opacidad del agua y la fracción de la potencia recibida del cielo, se determinan a través de inclinaciones de antena (mediciones de la intensidad de la señal del cielo en función de la elevación) al menos una vez cada seis- turno de observación de la hora, y con mayor frecuencia si el clima está cambiando. Las opacidades típicas del agua cenital oscilaron entre 0,10 y 0,15, con valores tan bajos como 0,05 en el clima más frío y seco. Se realiza una calibración de 1 segundo al comienzo de cada exploración para corregir las variaciones a corto plazo de la ganancia del receptor y la opacidad atmosférica.
La temporada de observación para el telescopio de 1,2 m, al igual que otros telescopios de ondas milimétricas en latitudes templadas del norte, generalmente se extiende de octubre a mayo, con las mejores condiciones de noviembre a marzo. Los días fríos y secos ofrecen las mejores observaciones, debido a la menor opacidad atmosférica debido al vapor de agua y al cielo más frío en general. En general, el clima permite el funcionamiento del telescopio aproximadamente la mitad del tiempo entre octubre y mayo.
Para obtener líneas de base espectrales planas cerca del plano galáctico donde la emisión generalmente cubre un amplio rango de velocidades, los espectros se adquirieron cambiando de posición cada 15 s entre la posición de la fuente (ON) y dos posiciones de referencia libres de emisiones (OFF) seleccionadas por el telescopio programa de control para montar a horcajadas sobre el ON en elevación. La fracción del tiempo empleado en cada APAGADO se ajustó de modo que la temperatura promedio ponderada en el tiempo del sistema en los APAGADOS fuera igual a la del ENCENDIDO, lo que resultó en líneas de base que eran planas y compensaciones residuales que eran típicamente menores de 1 K. Esto El desplazamiento generalmente se eliminó simplemente ajustando una línea recta a los extremos libres de emisiones del espectro.
Lejos del avión, en aquellas regiones donde solo se encuentran una o dos líneas de monóxido de carbono relativamente estrechas, a menudo se usaba el cambio de frecuencia de 10 a 20 MHz a una velocidad de 1 Hz en lugar del cambio de posición. Dado que las líneas espectrales permanecen dentro del rango del espectrómetro en ambas fases del ciclo de conmutación, los datos podrían obtenerse dos veces más rápido que con la conmutación de posición, aunque se requirieron polinomios de orden superior, típicamente de 4º o 5º orden, para eliminar la línea de base residual. Una línea de emisión telúrica de monóxido de carbono en la mesosfera, variable tanto en intensidad como en velocidad LSR, se detecta en espectros de frecuencia conmutada; debido a que la velocidad LSR de la línea podría predecirse con exactitud, la mezcla con la emisión galáctica podría evitarse mediante la programación adecuada de las observaciones. En unos pocos casos de grandes estudios (por ejemplo, Tauro y Orión), se ajustó diariamente un modelo de la línea telúrica a espectros libres de emisión galáctica y se utilizó para eliminar la línea de todos los espectros. [21]
Referencias
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- ^ Tamarleigh Grace Lippegrenfell. "Información técnica sobre el radiotelescopio de 1,2 metros" . Cfa.harvard.edu . Consultado el 13 de febrero de 2014 .
enlaces externos
- Telescopio de onda milimétrica CfA de 1,2 m (CfA_mini) en Internet
- Estudio de la Vía Láctea en Nubes Moleculares de la galaxia