Telescopios de radio Leighton
Los Radio Telescopios Leighton son antenas parabólicas parabólicas de 10,4 metros diseñadas por Robert B. Leighton en la década de 1970, que fueron fabricadas en el campus de Caltech durante las décadas de 1970 y 1980. Las superficies del telescopio alcanzaron una precisión de 10 micrones RMS, lo que permitió observaciones a lo largo de las bandas milimétricas y submilimétricas. En total, se fabricaron ocho de estos telescopios. Fueron utilizados como los seis elementos del interferómetro milimétrico del Owens Valley Radio Observatory (OVRO) en California , y como telescopios individuales en el Observatorio Submilimétrico Caltech en Hawai y el Instituto de Investigación Raman (RRI) enBangalore , India. En la primavera de 2005, los seis telescopios Leighton en Owens Valley se trasladaron [1] a un sitio de alta montaña en las Montañas Blancas para formar el núcleo de la matriz CARMA de 25 telescopios. La matriz CARMA se dio de baja en 2015, momento en el que los telescopios Leighton se trasladaron de nuevo a OVRO, donde ahora se están reutilizando para diferentes proyectos, incluido el CO Mapping Array Pathfinder (COMAP) [2] (una matriz de imágenes de 19 píxeles), el evento Horizon Telescope (EHT) y varios proyectos de detección de transitorios.
Orígenes
En 1973, Robert Leighton propuso a la NSF construir cuatro antenas de radio de plato parabólico de 10,4 metros de diámetro. Tres de las antenas se usarían como interferómetro de onda mm para ubicarse en OVRO, y la cuarta se usaría como un solo telescopio submilimétrico en un sitio de alta montaña. La propuesta fue aprobada (AST 73-04908) y el financiamiento total fue de $ 477,700. [3]
El monte
Los telescopios tienen un soporte de horquilla altazimutal . El eje azimutal es un cono circular invertido, cuyo vértice está sostenido por un cojinete de empuje . Los rodamientos de rodillos seguidores de leva montados alrededor de la parte superior de la base empujan contra la parte superior del cono invertido para completar la restricción del eje azimutal. Hay una envoltura de cable para el cableado de señal y alimentación que se monta sobre el cojinete de empuje azimutal. En la parte superior del cono está la plataforma azimutal, que soporta dos cojinetes de elevación. La plataforma basculante de elevación que soporta el reflector principal es impulsada en elevación por un tornillo de bola giratorio.
La plataforma azimutal es lo suficientemente grande como para permitir que varias personas trabajen en ella. También alberga una pequeña sala de cabina lateral a la derecha del cojinete de elevación derecho, que alberga los receptores de radio de enfoque Nasmyth (típicamente receptores SIS ). El sidecab también aloja la electrónica de los codificadores de eje , LO Y SI sistemas y inclinómetros , junto con el equipo de control de antena.
Tres motores impulsan el telescopio, dos en azimut y uno en elevación. Se mantiene una compensación en la tensión de accionamiento entre los motores azimutales, para evitar un retroceso cuando se acciona el engranaje toro de 1,74 metros de diámetro. Los telescopios pueden girar a una velocidad de 40 grados por minuto.
Óptica
El espejo primario de 10,4 metros tiene una relación focal de 0,4 . El espejo secundario hiperboloide tiene 0,606 metros de diámetro y dirige la luz a un foco Cassegrain o un foco Nasmyth , dependiendo de si hay o no un espejo terciario. El telescopio tiene una relación focal efectiva de 12,4 en el foco de Cassegrain, que se encuentra en el punto de intersección de los ejes de acimut y elevación. [4]
El plato
El espejo primario, generalmente llamado plato, está compuesto por 84 paneles que son hexagonales cuando se proyectan sobre el plano de apertura (el plato RRI tenía 81 paneles). Cada panel tiene aproximadamente 1,15 metros de ancho. El panel que habría embaldosado el centro del plato está ausente, proporcionando el orificio necesario para los focos de Cassegrain y Nasmyth. Los paneles cerca del borde del plato tienen una forma irregular, y en algunos casos son más grandes que el tamaño nominal, con el fin de embaldosar la abertura circular sin necesidad de paneles muy pequeños. El espejo es 92% homólogo, manteniendo una forma casi parabólica y solo el punto focal cambia cuando el espejo se deforma debido a la gravedad a medida que cambia la elevación del telescopio. Las desviaciones de la homología son menos de 17 micrones RMS en todo el rango de elevación del telescopio.Estos cambios de enfoque se compensan moviendo el espejo secundario lateralmente y a lo largo del eje óptico.
Una característica única de los telescopios Leighton es que el primario se fabrica como una única superficie de precisión de 10,4 m de diámetro, en lugar de paneles mecanizados individualmente. Los paneles del plato están hechos de un material de nido de abeja de aluminio de peso ligero (15 kg / m 3 ) con canales verticales. Para producir la forma parabólica del reflector, los paneles se ensamblaron sobre el mismo marco de espacio de tubo de acero.que sostendrá los paneles del telescopio desplegado. El marco espacial estaba montado sobre un cojinete de aire que rodeaba un mástil central. Un brazo extendido desde el mástil central, que tenía una pista parabólica en el lado inferior. La pista parabólica fue formada por un sistema de metrología láser que hizo uso del hecho de que una parábola es el lugar de los puntos equidistantes del punto focal y una línea directriz. La directriz en este caso fue la parte superior del brazo. Después de que se creó la pista parabólica, una herramienta de corte se movió a lo largo de la pista y cortó los paneles de panal a medida que el plato giraba sobre el cojinete de aire. Después de que los paneles de panal se cortaron a la forma parabólica adecuada, se aplicó una capa de aluminio a cada panel para proporcionar la superficie reflectante del plato. [5]
El marco espacial está fabricado con tubos de acero de menos de 1,5 m de largo que tienen orificios en cada extremo para insertar pasadores. El espacio entre los orificios se logra con una precisión de 10 micrones. Una sola persona puede montar el marco espacial en el cojinete de aire en unos pocos días. Este concepto se desarrolló como parte de un estudio sobre cómo los astronautas podrían montar un gran telescopio en el espacio. La unión de pasador de precisión también hizo posible realizar análisis precisos de elementos finitos (FEA) utilizando las computadoras disponibles en la década de 1970. Esto permitió la iteración de las secciones transversales del tubo de diseño para mejorar el rendimiento de la homología. Durante el mecanizado de la superficie, el marco espacial se apoyó cinemáticamente en tres puntos primarios. El marco del espacio de la junta de la clavija se diseñó para permitir que el plato, incluidos los paneles,para ser desmontado después de la fabricación en grandes secciones (típicamente tres) y transportado al sitio del observatorio, sin degradar significativamente la calidad óptica del plato. El primario se coloca en la plataforma basculante apoyado en los mismos tres puntos de soporte primario sin introducir nuevas tensiones. Se sujetan seis puntos más a la plataforma basculante para transferir la rigidez de la plataforma basculante al bastidor espacial. Se utilizan calzas en los seis puntos de fijación adicionales para garantizar que no ejerzan presión sobre el marco espacial mientras miran hacia el cenit. Esta es una parte fundamental del éxito de ensamblar el reflector primario en la plataforma basculante y se ha aprovechado al mover los telescopios al sitio CARMA de alta montaña y de regreso al valle.sin degradar significativamente la calidad óptica del plato. El primario se coloca en la plataforma basculante apoyado en los mismos tres puntos de soporte primario sin introducir nuevas tensiones. Se sujetan seis puntos más a la plataforma basculante para transferir la rigidez de la plataforma basculante al bastidor espacial. Se utilizan calzas en los seis puntos de fijación adicionales para garantizar que no ejerzan presión sobre el marco espacial mientras miran hacia el cenit. Esta es una parte fundamental del éxito de ensamblar el reflector primario en la plataforma basculante y se ha aprovechado al mover los telescopios al sitio CARMA de alta montaña y de regreso al valle.sin degradar significativamente la calidad óptica del plato. El primario se coloca en la plataforma basculante apoyado en los mismos tres puntos de soporte primario sin introducir nuevas tensiones. Se sujetan seis puntos más a la plataforma basculante para transferir la rigidez de la plataforma basculante al bastidor espacial. Se utilizan calzas en los seis puntos de fijación adicionales para garantizar que no ejerzan presión sobre el marco espacial mientras miran hacia el cenit. Esta es una parte fundamental del éxito de ensamblar el reflector primario en la plataforma basculante y se ha aprovechado al mover los telescopios al sitio CARMA de alta montaña y de regreso al valle.Se sujetan seis puntos más a la plataforma basculante para transferir la rigidez de la plataforma basculante al bastidor espacial. Se utilizan calzas en los seis puntos de fijación adicionales para garantizar que no ejerzan presión sobre el marco espacial mientras miran hacia el cenit. Esta es una parte fundamental del éxito de ensamblar el reflector primario en la plataforma basculante y se ha aprovechado al mover los telescopios al sitio CARMA de alta montaña y de regreso al valle.Se sujetan seis puntos más a la plataforma basculante para transferir la rigidez de la plataforma basculante al bastidor espacial. Se utilizan calzas en los seis puntos de fijación adicionales para garantizar que no ejerzan presión sobre el marco espacial mientras miran hacia el cenit. Esta es una parte fundamental del éxito de ensamblar el reflector primario en la plataforma basculante y se ha aprovechado al mover los telescopios al sitio CARMA de alta montaña y de regreso al valle.Esta es una parte fundamental del éxito de ensamblar el reflector primario en la plataforma basculante y se ha aprovechado al mover los telescopios al sitio CARMA de alta montaña y de regreso al valle.Esta es una parte fundamental del éxito de ensamblar el reflector primario en la plataforma basculante y se ha aprovechado al mover los telescopios al sitio CARMA de alta montaña y de regreso al valle.
Todas las antenas, excepto la del telescopio RRI, fueron fabricadas en el Edificio Sincrotrón cerca de la esquina sureste del campus de Caltech; el edificio que fue construido para acomodar el equipo necesario para pulir el espejo del telescopio Hale de 200 pulgadas casi medio siglo antes. El plato y la montura para el telescopio RRI se fabricaron en National Aerospace Laboratories , y el ensamblaje final se realizó en la biblioteca de RRI.
Despliegue
Los primeros tres telescopios se desplegaron en el OVRO para probarlos como un interferómetro de ondas milimétricas. Después de que se dedicó la matriz inicial de tres elementos en 1985, se agregaron tres antenas más a la matriz para producir un interferómetro de seis elementos. La fabricación del segundo conjunto de tres antenas OVRO fue supervisada por David Woody, luego del retiro de Robert Leighton. Cinco de las seis antenas OVRO fueron financiadas por la NSF, y la Fundación Kenneth y Eileen Norris pagó la sexta, que se dedicó en 1996. En 2005, estos seis telescopios se trasladaron a Cedar Flat en las montañas Inyo de California, y se agregaron a la matriz CARMA . La matriz CARMA dejó de funcionar en 2015 y los seis telescopios Leighton se trasladaron a OVRO para su almacenamiento. [6] Una de estas seis antenas se está utilizando ahora como el telescopio CO Mapping Array Pathfinder.
El telescopio Leighton con la superficie más precisa (10 micrones RMS) fue enviado a Mauna Kea, Hawaii, y se convirtió en el Observatorio Submilimétrico Caltech . Este telescopio fue nombrado "Telescopio Leighton" después de la muerte de Robert Leighton en 1997. Único entre los telescopios Leighton, esta unidad tenía control activo de la superficie por medio de elementos calefactores agregados a los pines separadores que sostienen los paneles de superficie. [7]
Otro telescopio Leighton estaba ubicado en India en el Instituto de Investigación Raman. Aunque siguió bastante de cerca el diseño de Leighton, se diferencia de todos los demás porque fue completamente fabricado y ensamblado en India. También fue el único telescopio Leighton que utilizó receptores de enfoque principal (además de receptores en los otros focos). El telescopio se colocó encima de un edificio que albergaba la electrónica del sistema de FI y los espectrómetros de banco de filtros. Las operaciones comenzaron en 1988 con observaciones de la emisión de máser de SiO a 86 GHz de estrellas variables de tipo Mira . [8] En 1993, se informó que la precisión de su superficie era de 120 micrones RMS. [9]Para 2009, la superficie se había degradado; Las mediciones holográficas a 12 GHz mostraron que la superficie tenía una precisión de 350 micrones RMS, pero la superficie aún permitía observaciones a frecuencias tan altas como 43 GHz con una eficiencia de apertura del 50%. [10] El telescopio fue dado de baja alrededor de 2012.
Ver también
- Observatorio submilimétrico de Caltech
- Matriz combinada para la investigación en astronomía de ondas milimétricas
- Robert B. Leighton
Referencias
- ^ a b c Catha, Morgan. "Leighton 10 Meter Antenna Move to OVRO from CARMA Site - June 30, 2015" . youtube . Consultado el 10 de noviembre de 2020 .
- ^ Cleary, Kieran; Bigot-Sazy, Marie-Anne; Chung, Dongwoo; Church, Sarah E .; Dickinson, Clive; Eriksen, Hans; Gaier, Todd; Goldsmith, Paul; Gundersen, Joshua O .; Harper, Stuart; Harris, Andrew I .; Cordero, Santiago; Li, Tony; Munroe, Ryan; Pearson, Timothy J .; Readhead, Anthony CS; Wechsler, Risa H .; Ingunn, Kathrine Wehus; Woody, David (enero de 2016). "El Pathfinder de matriz de mapeo de CO (COMAP)" . Resúmenes de reuniones de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 227 : 426. Bibcode : 2016AAS ... 22742606C . Consultado el 1 de noviembre de 2020 .
- ^ Leighton, Robert B. "Informe técnico final" (PDF) . Biblioteca Caltech . Consultado el 31 de octubre de 2020 .
- ^ Serabyn, E. "Memorando de Óptica de CSO # 4: Óptica de relé de Cassegrain para la secundaria de corte de CSO" (PDF) . CSO . CSO . Consultado el 3 de noviembre de 2020 .
- ^ Woody, David; Vail, David; Schaal, Walter (mayo de 1994). "Diseño, construcción y rendimiento de los radiotelescopios Leighton de 10,4 m de diámetro". Actas del IEEE . 82 (5): 673–786. doi : 10.1109 / 5.284734 .
- ^ "La historia de OVRO" . Caltech . Consultado el 1 de noviembre de 2020 .
- ^ Leong, Melanie; Peng, Ruisheng; Yoshida, Hiroshige; Chamberlin, Richard; Phillips, Thomas G. (2009). Astrofísica y tecnología submilimétricas: un simposio en honor a Thomas G. Phillips . Vol 417: Serie de conferencias ASP. págs. 131-135. ISBN 978-1-58381-714-8. Consultado el 30 de octubre de 2020 .Mantenimiento de CS1: ubicación ( enlace )
- ^ Patel, Nimesh A .; José, Antonio; Ganesan, R. (septiembre de 1992). "Emisión de máser de SiO y las propiedades intrínsecas de las variables Mira" . Revista de Astrofísica y Astronomía . 13 : 241-265. doi : 10.1007 / BF02702293 . Consultado el 10 de noviembre de 2020 .
- ^ Sridharan, TK (1993). "El telescopio de ondas milimétricas RRI de 10,4 m" . Toro. Ast. Soc. India . 21 : 339–345 . Consultado el 1 de noviembre de 2020 .
- ^ Balasubramanyam, Ramesh; Venkates, Suresh; Raju, Sharath B. (2009). "Medición de la superficie radio-holográfica de 12 GHz del telescopio RRI de 10,4 m" (PDF) . Serie de conferencias ASP . LFRU : 434–437.
enlaces externos
- Pathfinder de matriz de mapeo de CO
- Radiotelescopios
- Valle de Owens
- Instituto de Tecnología de California
