- El Submillimeter Array de noche en 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 construido específicamente, construido después de experimentos de interferometría exitosos utilizando el telescopio James Clerk Maxwell de 15 metros (49 pies) preexistente y el Observatorio Submilimétrico Caltech de 10,4 metros (34,1 pies) (ahora fuera de servicio) como interferómetro. Los 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 extended Subm illimeter Array ) . Las longitudes de línea base actualmente en uso varían de 16 a 508 metros (52 a 1,667 pies ) . Las frecuencias de radio accesibles a este telescopio van desde 194 a 408 gigahercios (1,545 a 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 puede 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 Smithsoniano (SAO) y el Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Academia Sinica (ASIAA).
El proyecto SMA se inició en 1983 como parte de una amplia iniciativa de Irwin Shapiro , el entonces nuevo director del SAO, para producir instrumentos astronómicos de alta resolución en todo el espectro electromagnético. Inicialmente, el diseño requería un conjunto formado 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 la casi duplicación del número de líneas base del interferómetro. Los sitios considerados para el conjunto incluían 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 el potencial de incluir el JCMT y el CSO en el conjunto. En 1987, se estableció un laboratorio de receptores en la ubicación del SAO en Cambridge. [1]
Las antenas se construyeron en el Observatorio Haystack en Westford, Massachusetts , se desmontaron parcialmente y se transportaron en camiones a través de los Estados Unidos, para luego enviarlas por mar a Hawái. Las antenas se volvieron a ensamblar en un gran hangar en el sitio de la cumbre de Mauna Kea.
El SMA fue inaugurado y comenzó sus operaciones oficiales el 22 de noviembre de 2003.
El SMA se construyó justo al noroeste de la silla de montar entre los conos de ceniza Pu'u Poli'ahu y Pu'u Hauoki, unos 140 metros por debajo de la cumbre de Mauna Kea.
Un problema perenne para los interferómetros de radio, especialmente aquellos con un pequeño número de antenas, es dónde se deben colocar las antenas en relación con las demás, para producir las mejores imágenes sintetizadas. En 1996, Eric Keto estudió este problema para el SMA. Encontró que el muestreo más uniforme de frecuencias espaciales y, por lo tanto, la función de dispersión de puntos más limpia ( lóbulo lateral más bajo ) se obtuvo cuando las antenas se dispusieron en forma de triángulo de Reuleaux . [2] Debido a ese estudio, las almohadillas sobre las que se pueden colocar las antenas del SMA se organizaron para formar cuatro triángulos de Reuleaux, con la almohadilla más al este formando una esquina compartida para los cuatro triángulos. Sin embargo, el sitio del SMA es un campo de lava con muchas crestas y depresiones rocosas, por lo que las almohadillas no se pudieron colocar exactamente en las posiciones óptimas.
En la mayoría de los casos, las ocho antenas se despliegan en las plataformas formando un triángulo de Reuleaux, lo que da lugar a cuatro configuraciones denominadas, en orden creciente de tamaño, subcompacta, compacta, extendida y muy extendida. El cronograma de traslado de antenas se determina según los requisitos de las propuestas de observación aprobadas, pero tiende a seguir un cronograma aproximadamente trimestral. Se utiliza un vehículo transportador construido a medida para levantar una antena de una plataforma, conducirla por uno de los caminos de acceso de tierra y colocarla en una nueva plataforma mientras se mantiene la energía en el sistema de enfriamiento de los receptores criogénicos.
Cada plataforma de antena tiene un conducto que la conecta al 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 servicio telefónico. Los cables de fibra óptica monomodo Sumitomo LTCD se utilizan para las señales de referencia para generar 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 por debajo de la superficie de Mauna Kea. Esto permite que el conjunto funcione sin mediciones de retardo de bucle cerrado. [3]
Cada una de las ocho antenas tiene un espejo primario de 6 metros de diámetro hecho de 72 paneles de aluminio fundido mecanizados. Se eligió el aluminio mecanizado en lugar de la alternativa más ligera de fibra de carbono, debido a las preocupaciones de que la 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, se mecanizaron con una precisión de 6 micrones. Están soportados por una estructura de respaldo 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 la parte frontal de la antena.
El ajuste inicial de los paneles de superficie en Hawái se realizó en el hangar de servicio, utilizando una plantilla giratoria. Después de desplegar las antenas, se midieron las superficies 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 almohadillas subcompacto del SMA. Las posiciones de los paneles se ajustaron en función de los resultados de la holografía, y los ajustes guiados por 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 unos 15 micrones RMS. [4]
Se instalan unidades de calentamiento en el espejo primario, en el cuadrúpode que soporta el espejo secundario y en 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 control de temperatura prácticamente encierra el soporte de acero de la antena para minimizar los errores de orientación debido a los cambios térmicos.
El SMA utiliza receptores heterodinos criogénicos SIS , en un foco Nasmyth doblado . [5] Todos los receptores están montados en un solo criostato grande dentro de la cabina de la antena. El criostato puede acomodar hasta ocho insertos de receptor, cada uno de los cuales contiene un solo 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 .
Existen receptores que cubren frecuencias de 194 a 408 GHz, sin interrupciones. Sin embargo, las mediciones de polarización completa solo se pueden realizar en torno a 230 y 345 GHz, donde se pueden sintonizar pares de receptores a la misma frecuencia y se pueden insertar en el camino óptico placas de cuarto de onda optimizadas para esas frecuencias.
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 del LO y demodulando ese patrón dentro del correlador. También se introduce en el LO un patrón de Walsh de cambios de fase de 180 grados, exclusivo de cada antena, para suprimir la diafonía entre las frecuencias intermedias 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 intervalo amplio de 44 GHz de frecuencias del cielo sin espacios.
El correlador SMA original fue diseñado para correlacionar 2 GHz de ancho de banda de FI por banda lateral de cada uno de los dos receptores activos en ocho antenas, produciendo datos espectrales para 28 líneas base. Debido a que los convertidores analógico-digitales muestreaban a 208 MHz, la FI se convirtió a la baja 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 correladores ASIC . El correlador era un diseño XF; en la configuración predeterminada, se calcularon 6144 retardos para cada uno de los dos receptores en 28 líneas base, antes de aplicar una FFT para convertir los datos de retardo en espectros. [1] En la configuración predeterminada, la resolución espectral era de 812,5 kHz por canal, pero el correlador podía reconfigurarse para aumentar la resolución espectral en ciertos fragmentos, a expensas de una resolución menor 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 al agregar el CSO y el JCMT a la matriz, pero solo para un solo receptor por antena.
En 2016 se puso en funcionamiento un nuevo correlador llamado SWARM, que permite correlacionar un mayor ancho de banda de FI total, aumentando la sensibilidad del conjunto a las fuentes de continuo, así como su cobertura espectral instantánea. El nuevo correlador, un diseño FX, utiliza convertidores analógico-digitales de 4,576 GHz [6] y FPGAs Xilinx Virtex-6 SX475T en lugar de chips correladores especialmente diseñados. Los FPGAs están alojados con electrónica adicional en placas ROACH2 producidas por la Colaboración para el Procesamiento de Señales Astronómicas e Investigación Electrónica (CASPER). El nuevo correlador funciona con una única configuración espectral, una 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 solo una resolución baja, 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 de FI 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] Un tanto confuso, 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 vertedor de matriz en fase, lo que hace que el SMA parezca una antena única para operaciones VLBI .
El SMA es un instrumento multipropósito que puede utilizarse para observar diversos fenómenos celestes. El SMA destaca por sus observaciones de polvo y gas con temperaturas de tan solo unas pocas decenas de kelvin por encima del cero absoluto . Los objetos con tales temperaturas suelen emitir la mayor parte de su radiación en longitudes de onda de entre unos pocos cientos de micrómetros y unos pocos milímetros, que es el rango de longitudes de onda en el que el SMA puede observar. Las clases de objetos que se observan habitualmente incluyen nubes moleculares formadoras de estrellas en nuestra propia galaxia y en otras, galaxias con un alto desplazamiento al rojo , estrellas evolucionadas y el centro galáctico . Ocasionalmente, se observan cuerpos del Sistema Solar, como planetas , asteroides , cometas y lunas .
El SMA se ha utilizado para descubrir que Plutón es 10 K (18 °F) más frío de lo esperado. [8] Fue el primer radiotelescopio que resolvió a Plutón y Caronte como objetos separados. [9]
El SMA es parte del Event Horizon Telescope , que observa agujeros negros supermasivos cercanos con una resolución angular comparable al tamaño del horizonte de eventos del objeto y que produjo la primera imagen de un agujero negro .
