- El Submillimeter Array en la noche de 2015, iluminado por un flash
- El Array en construcción en 2002
El Submillimeter Array ( SMA ) consta de ocho radiotelescopios de 6 metros (20 pies) de diámetro dispuestos como un interferómetro para observaciones de longitudes de onda submilimétricas . Es el primer interferómetro submilimétrico especialmente diseñado, construido después de experimentos exitosos de interferometría utilizando el telescopio James Clerk Maxwell preexistente de 15 metros (49 pies) y el Observatorio Submilimétrico Caltech de 10,4 metros (34,1 pies) (ahora fuera de servicio) como interferómetro. Estos tres observatorios están ubicados en el Observatorio Mauna Kea en Mauna Kea, Hawaii , y han sido operados juntos como un interferómetro de diez elementos en las bandas de 230 y 345 GHz ( eSMA , por e xtended Subm illimeter Array ). Las longitudes de línea de base actualmente en uso varían de 16 a 508 metros (52 a 1667 pies). Las frecuencias de radio accesibles a este telescopio oscilan entre 194 y 408 gigahercios (1,545 y 0,735 mm), lo que incluye transiciones rotacionales de docenas de especies moleculares, así como emisiones continuas de granos de polvo interestelar. Aunque el conjunto es capaz de funcionar tanto de día como de noche, la mayoría de las observaciones se realizan durante la noche, cuando la estabilidad de la fase atmosférica es mejor.
El SMA es operado conjuntamente por el Observatorio Astrofísico Smithsonian (SAO) y el Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Academia Sínica (ASIAA).
El proyecto SMA se inició en 1983 como parte de una amplia iniciativa de Irwin Shapiro , el entonces nuevo director de la SAO, para producir instrumentos astronómicos de alta resolución en todo el espectro electromagnético. Inicialmente, el diseño requería un conjunto compuesto por seis antenas, pero en 1996 ASIAA se unió al proyecto y financió la construcción de dos antenas adicionales y la expansión del correlador para dar cabida a casi duplicar el número de líneas base del interferómetro. Los sitios considerados para el conjunto incluyeron el Monte Graham en Arizona, una ubicación cerca del Polo Sur, y el desierto de Atacama en Chile, pero finalmente se eligió Mauna Kea debido a su infraestructura existente, la disponibilidad de un área bastante plana para la construcción del conjunto y la potencial para incluir al JCMT y al CSO en el conjunto. En 1987 se estableció un laboratorio de receptores en la ubicación de la SAO en Cambridge .
Las antenas fueron construidas en el Observatorio Haystack en Westford, Massachusetts , parcialmente desmontadas y transportadas en camiones a través de los Estados Unidos, luego enviadas por mar a Hawaii. Las antenas se volvieron a montar en un gran hangar en el sitio de la cumbre de Mauna Kea.
La SMA se dedicó e inició operaciones oficiales el 22 de noviembre de 2003.
El SMA se construyó justo al noroeste de la silla entre los conos de ceniza Pu'u Poli'ahu y Pu'u Hauoki, a unos 140 metros por debajo de la cumbre de Mauna Kea.
Un problema constante para los radiointerferómetros, especialmente aquellos con una pequeña cantidad de antenas, es dónde deben colocarse las antenas entre sí para producir las mejores imágenes sintetizadas. En 1996 Eric Keto estudió este problema para la AME. Descubrió que el muestreo más uniforme de frecuencias espaciales y, por tanto, la función de dispersión puntual más limpia ( lóbulo lateral más bajo ) se obtenía cuando las antenas estaban dispuestas en forma de triángulo de Reuleaux . [2] Debido a ese estudio, las almohadillas sobre las cuales se pueden colocar las antenas SMA se dispusieron para formar cuatro trangles de Reuleaux, con la almohadilla más al este formando una esquina compartida para los cuatro triángulos. Sin embargo, el sitio de SMA es un campo de lava con muchas crestas y depresiones rocosas, por lo que las plataformas no se pudieron colocar exactamente en las posiciones óptimas.
En la mayoría de los casos, las ocho antenas están desplegadas en las almohadillas que forman un triángulo de Reuleaux, lo que da lugar a cuatro configuraciones denominadas, en orden creciente de tamaño, subcompacta, compacta, extendida y muy extendida. El calendario de movimientos de antena está determinado por los requisitos de las propuestas de observación aprobadas, pero tiende a seguir un calendario aproximadamente trimestral. Se utiliza un vehículo transportador hecho a medida para levantar una antena de una plataforma, conducirla a lo largo de uno de los caminos de acceso de tierra y colocarla en una plataforma nueva mientras se mantiene la energía al sistema de enfriamiento de los receptores criogénicos.
Cada plataforma de antena tiene un conducto que la conecta con el edificio central, a través del cual se pasan los cables de alimentación de CA y las fibras ópticas. Las fibras ópticas multimodo se utilizan para señales digitales de bajo ancho de banda, como Ethernet y servicios telefónicos. Los cables de fibra óptica monomodo Sumitomo LTCD se utilizan para que las señales de referencia generen el LO para los receptores heterodinos y el retorno de la señal IF de la antena. Las fibras Sumitomo tienen un coeficiente de expansión térmica extremadamente bajo, que es casi cero a la temperatura típica debajo de la superficie de Mauna Kea. Esto permite que la matriz funcione sin mediciones de retardo de bucle cerrado. [3]
Cada una de las ocho antenas tiene un espejo primario de 6 metros de diámetro fabricado con 72 paneles de aluminio fundido mecanizados. Se eligió el aluminio mecanizado en lugar de la alternativa más ligera de fibra de carbono, debido a la preocupación de que la fuerte acumulación de nieve o el polvo volcánico arrastrado por el viento pudieran dañar los frágiles paneles de fibra de carbono. Los paneles, cada uno de aproximadamente 1 metro de ancho, fueron mecanizados con una precisión de 6 micras. Están sostenidos por una estructura de soporte de tubo de fibra de carbono, que está rodeada por paneles de aluminio para protegerla de los escombros arrastrados por el viento. Las posiciones de los paneles se pueden ajustar desde el frente del plato.
El ajuste inicial de los paneles de superficie en Hawaii se realizó en el hangar de servicio, mediante una plantilla giratoria. Después de desplegar las antenas, las superficies se midieron utilizando holografía de campo cercano con una fuente de baliza de 232,4 GHz montada en la pasarela exterior del edificio Subaru, 67 metros por encima del anillo de plataforma subcompacto del SMA. Las posiciones de los paneles se ajustaron en función de los resultados de la holografía y los ajustes guiados por la holografía se repiten periódicamente para mantener la calidad de la superficie. Después de varias rondas de ajuste, el error de la superficie suele ser de aproximadamente 15 micrones RMS. [4]
Las unidades de calefacción se instalan en el espejo primario, el cuadrúpode que sostiene el espejo secundario y el propio espejo secundario, para evitar la formación de hielo en condiciones de alta humedad.
Cada antena tiene una cabina que contiene los componentes electrónicos necesarios para controlar la antena, así como los receptores de enfoque Nasmyth. Esta cabina con temperatura controlada casi encierra el soporte de acero de la antena para minimizar los errores de orientación debidos a los cambios térmicos.
El SMA utiliza receptores heterodinos SIS criogénicos , en un foco Nasmyth doblado . [5] Todos los receptores están montados en un único criostato grande dentro de la cabina de la antena. El criostato puede albergar hasta ocho insertos de receptor, cada uno de los cuales contiene un único receptor. Un divisor de haz de rejilla de alambre giratorio seguido de un espejo giratorio dirige las dos polarizaciones lineales de la radiación entrante a dos de los insertos del receptor. Esto permite que el conjunto observe una sola polarización de dos bandas de frecuencia diferentes simultáneamente, o ambas polarizaciones de una sola banda simultáneamente para mejorar la sensibilidad y medir los parámetros de Stokes .
Hay receptores disponibles para cubrir frecuencias de 194 a 408 GHz, sin huecos. Sin embargo, las mediciones de polarización completa sólo se pueden realizar alrededor de 230 y 345 GHz, donde se pueden sintonizar pares de receptores a la misma frecuencia y se pueden insertar placas de cuarto de onda optimizadas para esas frecuencias en el camino óptico.
Los receptores son sensibles a ambas bandas laterales producidas por la mezcla heterodina. Las bandas laterales se separan introduciendo un patrón de Walsh de cambios de fase de 90 grados en la señal LO y demodulando ese patrón dentro del correlacionador. También se introduce en el LO un patrón de Walsh de cambios de fase de 180 grados, único para cada antena, con el fin de suprimir la diafonía entre las IF que llegan al correlador desde diferentes antenas.
Gracias a la reciente actualización de banda ancha de los receptores SMA, con dos receptores sintonizados en frecuencias desplazadas en 12 GHz, el conjunto puede observar un amplio intervalo de 44 GHz de frecuencias del cielo sin espacios.
El correlador SMA original fue diseñado para correlacionar 2 GHz de ancho de banda IF por banda lateral de cada uno de dos receptores activos en ocho antenas, produciendo datos espectrales para 28 líneas de base. Debido a que los convertidores analógicos a digitales muestrearon a 208 MHz, la FI se convirtió en 24 "fragmentos" parcialmente superpuestos, cada uno de 104 MHz de ancho, antes del muestreo. Después del muestreo, los datos se enviaron a 90 placas de PC grandes, cada una de las cuales contenía 32 chips correlacionadores ASIC . El correlacionador era un diseño XF; en la configuración predeterminada, se calcularon 6144 retrasos para cada uno de los dos receptores en 28 líneas de base, antes de aplicar una FFT para convertir los datos de retraso en espectros. [1] En la configuración predeterminada, la resolución espectral era de 812,5 kHz por canal, pero el correlacionador se podía reconfigurar para aumentar la resolución espectral en ciertos fragmentos, a expensas de una resolución más baja en otras partes del espectro. Los chips correladores fueron diseñados en MIT Haystack y financiados por cinco instituciones: SMA, USNO , NASA , NRFA y JIVE . [3] El correlador también podría configurarse para correlacionar las 45 líneas de base producidas agregando el CSO y el JCMT al conjunto, pero solo para un único receptor por antena.
En 2016, se puso en línea un nuevo correlador llamado SWARM, que permite correlacionar más ancho de banda IF total, lo que aumenta la sensibilidad de la matriz a fuentes continuas, así como su cobertura espectral instantánea. El nuevo correlador, un diseño FX, utiliza convertidores analógicos a digitales de 4,576 GHz [6] y FPGA Xilinx Virtex-6 SX475T en lugar de chips correladores especialmente diseñados. Los FPGA están alojados con electrónica adicional en placas ROACH2 producidas por la Colaboración para la Investigación Electrónica y Procesamiento de Señales Astronómicas (CASPER). El nuevo correlador opera con una sola configuración espectral, resolución uniforme de 140 kHz por canal en todo el ancho de banda. Los datos se almacenan con esta alta resolución espectral incluso para proyectos que requieren sólo baja resolución, de modo que la resolución más alta se conservará en el archivo de datos del observatorio para su uso en investigaciones posteriores. Cada cuadrante del correlador puede procesar 2 GHz de ancho de banda IF por banda lateral para dos receptores activos en las ocho antenas. Cuando los dos receptores están sintonizados a la misma frecuencia, se calculan los parámetros completos de polarización de Stokes . [7] De manera algo confusa, ahora hay seis "cuadrantes" SWARM en el correlacionador completo, lo que permite correlacionar 12 GHz de ancho de banda para cada banda lateral de dos receptores en todas las líneas de base, lo que permite una cobertura total de frecuencia del cielo de 48 GHz.
SWARM también puede funcionar como un conjunto en fase de verano, lo que hace que SMA parezca una antena única para operaciones VLBI .
El SMA es un instrumento polivalente que puede utilizarse para observar diversos fenómenos celestes. El SMA destaca en observaciones de polvo y gas con temperaturas de sólo unas pocas decenas de grados Kelvin por encima del cero absoluto . Los objetos con tales temperaturas normalmente emiten la mayor parte de su radiación en longitudes de onda entre unos pocos cientos de micrómetros y unos pocos milímetros, que es el rango de longitud de onda en el que el SMA puede observar. Las clases de objetos comúnmente observadas incluyen nubes moleculares de formación de estrellas en nuestra propia galaxia y en otras galaxias, galaxias altamente desplazadas al rojo , estrellas evolucionadas y el Centro Galáctico . Ocasionalmente se observan cuerpos del Sistema Solar, como planetas , asteroides , cometas y lunas .
La SMA se ha utilizado para descubrir que Plutón está 10 K (18 °F) más frío de lo esperado. [8] Fue el primer radiotelescopio en resolver a Plutón y Caronte como objetos separados. [9]
El SMA forma parte del Telescopio del Horizonte de Sucesos , que observa agujeros negros supermasivos cercanos con una resolución angular comparable al tamaño del horizonte de sucesos del objeto y que produjo la primera imagen de un agujero negro .
