El Telescopio Ryle (llamado así por Martin Ryle , y anteriormente conocido como Array de 5 km ) era un conjunto de radiotelescopios lineales de este a oeste en el Observatorio de Radioastronomía Mullard . En 2004, tres de los telescopios se movieron para crear una matriz bidimensional compacta de telescopios en el extremo este del interferómetro . Las cinco antenas restantes se apagaron el 19 de junio de 2006. Las ocho antenas se han convertido ahora en Arcminute Microkelvin Imager Large Array.
Nombres alternativos | Matriz de 5 km |
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Lleva el nombre de | Martin Ryle |
Parte de | Arcminute Microkelvin Imager Mullard Radio Astronomy Observatory |
Ubicación (es) | Cambridgeshire , este de Inglaterra , Inglaterra |
Coordenadas | 52 ° 10′11 ″ N 0 ° 03′34 ″ E / 52,1698 ° N 0,0594 ° ECoordenadas : 52 ° 10′11 ″ N 0 ° 03′34 ″ E / 52,1698 ° N 0,0594 ° E |
Estilo telescopio | interferómetro de radio |
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El telescopio Ryle era un interferómetro de ocho elementos que funcionaba a 15 GHz (longitud de onda de 2 cm) . Los elementos eran antenas Cassegrain de 13 m montadas ecuatorialmente , en una línea de base (casi) este-oeste. Se montaron cuatro antenas en una vía férrea de 1,2 km y las otras se fijaron a intervalos de 1,2 km. Por lo tanto, se disponía de líneas de base de entre 18 my 4,8 km, en una variedad de configuraciones. Para obtener imágenes de alta resolución, las antenas móviles se dispusieron a lo largo de la pista, para dar una cobertura de línea de base uniforme a 4,8 km; para la astronomía de bajo brillo (por ejemplo, el efecto Sunyaev-Zel'dovich ), las antenas móviles se dispusieron en una "matriz compacta", con una línea de base máxima de unos 100 m. Todos los pares de antenas estaban correlacionados, por lo que siempre estaban disponibles algunos datos de línea de base largos, incluso en la configuración de 'arreglo compacto'.
Como el telescopio era un instrumento de este a oeste, la mayoría de las observaciones de imágenes involucraron observaciones de 12 horas para llenar la apertura sintetizada ( las observaciones de calibración se intercalan de forma rutinaria). Otra consecuencia de la geometría fue que no es práctico obtener imágenes de fuentes cerca del ecuador o en el sur. El Large Array bidimensional supera este problema con sus nuevas líneas de base norte-sur.
Aunque el telescopio no fue diseñado como un instrumento de usuario común, los operadores aceptaron con gusto propuestas de observadores externos para el tiempo de observación en el instrumento, siempre que no se superpusieran sustancialmente con los programas de observación existentes, sobre la base de los `` mejores esfuerzos ''. El seguimiento de fuentes variables fue posible mediante observaciones breves que a menudo podían insertarse entre observaciones "estándar" más largas.
El telescopio tenía tres programas científicos principales: estudio del efecto Sunyaev-Zel'dovich en cúmulos de galaxias , particularmente en la determinación de la constante de Hubble ; levantamiento de fuentes de radio que contaminarían observaciones a escala de grados del fondo de microondas cósmico realizado con Very Small Array , y monitoreo de flujo de fuentes variables galácticas.