El Allen Telescope Array ( ATA ), anteriormente conocido como One Hectare Telescope ( 1hT ), es un conjunto de radiotelescopios dedicado a observaciones astronómicas y a la búsqueda simultánea de inteligencia extraterrestre (SETI). [1] [2] El conjunto está situado en el Hat Creek Radio Observatory en el condado de Shasta , a 290 millas (470 km) al noreste de San Francisco , California.
El proyecto fue desarrollado originalmente como un esfuerzo conjunto entre el Instituto SETI y el Laboratorio de Radioastronomía (RAL) de la Universidad de California, Berkeley (UC Berkeley), con fondos obtenidos de una donación inicial de 12,5 millones de dólares estadounidenses por parte de la Fundación de la Familia Paul G. Allen y Nathan Myhrvold . [3] La primera fase de construcción se completó y la ATA finalmente entró en funcionamiento el 11 de octubre de 2007 con 42 antenas (ATA-42), después de que Paul Allen (cofundador de Microsoft ) hubiera prometido 13,5 millones de dólares adicionales para apoyar la construcción de la primera y segunda fases. [4] [5]
Aunque en total Allen ha contribuido con más de 30 millones de dólares al proyecto, no ha logrado construir las 350 antenas parabólicas de 6,1 m (20 pies) concebidas originalmente, [6] y el proyecto sufrió una pausa operativa debido a la falta de financiación entre abril y agosto de 2011, tras lo cual se reanudaron las observaciones. [7] [8] [9] [10] Posteriormente, UC Berkeley abandonó el proyecto, completando la desinversión en abril de 2012. La instalación ahora está gestionada por SRI International (anteriormente Stanford Research Institute), un instituto de investigación independiente y sin fines de lucro. [11] A partir de 2016, el Instituto SETI realiza observaciones [12] con la ATA entre las 6 p. m. y las 6 a. m. todos los días.
En agosto de 2014, la instalación se vio amenazada por un incendio forestal en la zona y se vio obligada a cerrar brevemente, pero finalmente salió prácticamente ilesa. [13]
La idea , concebida por primera vez por el pionero de SETI Frank Drake , ha sido un sueño del Instituto SETI durante años. Sin embargo, no fue hasta principios de 2001 que comenzaron las investigaciones y el desarrollo, después de una donación de 11,5 millones de dólares por parte de la Fundación de la Familia Paul G. Allen . En marzo de 2004, tras la finalización exitosa de una fase de investigación y desarrollo de tres años, el Instituto SETI dio a conocer un plan de construcción de tres niveles para el telescopio. La construcción comenzó de inmediato, gracias a la promesa de 13,5 millones de dólares de Paul Allen (cofundador de Microsoft ) para apoyar la construcción de la primera y la segunda fase. El Instituto SETI bautizó el telescopio en honor a Allen. En total, Paul Allen contribuyó con más de 30 millones de dólares al proyecto.
El ATA es un conjunto de ondas centimétricas que es pionero en el concepto de radiotelescopios de pequeño diámetro y gran número . En comparación con una antena parabólica de gran tamaño , un gran número de antenas parabólicas más pequeñas son más baratas para la misma área de recolección. Para obtener una sensibilidad similar, se deben combinar las señales de todos los telescopios. Esto requiere electrónica de alto rendimiento, que hasta ahora era prohibitivamente cara. Debido a la disminución del coste de los componentes electrónicos, la electrónica necesaria se hizo viable, lo que dio como resultado un gran ahorro de costes en comparación con los telescopios de diseño más convencional. Esto se conoce informalmente como "reemplazar el acero por silicio".
El ATA tiene cuatro capacidades técnicas principales que lo hacen muy adecuado para una amplia gama de investigaciones científicas: un campo de visión muy amplio (2,45° a λ = 21 cm, la longitud de onda de la línea de hidrógeno ), cobertura de frecuencia instantánea completa de 0,5 a 11,2 gigahercios (GHz), múltiples backends simultáneos y mitigación activa de interferencias. El área del cielo que se puede obtener instantáneamente es 17 veces la que se puede obtener con el telescopio Very Large Array . La cobertura de frecuencia instantánea de más de cuatro octavas no tiene precedentes en radioastronomía y es el resultado de un diseño único de alimentación, amplificador de entrada y trayectoria de señal. La mitigación activa de interferencias permitirá observar incluso en las frecuencias de muchos emisores de radio terrestres .
Los estudios de todo el cielo son una parte importante del programa científico, [ aclaración necesaria ] y el ATA tendrá una mayor eficiencia a través de su capacidad para realizar búsquedas de inteligencia extraterrestre (SETI) y otras observaciones de radioastronomía simultáneamente. El telescopio puede hacer esto dividiendo las señales grabadas en la sala de control antes del procesamiento final. Las observaciones simultáneas son posibles porque para SETI , dondequiera que apunte el telescopio, varias estrellas objetivo estarán dentro del gran campo de visión proporcionado por las antenas de 6 m. Por acuerdo entre el Laboratorio de Radioastronomía de la UC Berkeley (RAL) y el Instituto SETI , las necesidades de la radioastronomía convencional determinaron la orientación del conjunto hasta 2012.
El ATA, que está previsto que esté compuesto por 350 antenas de 6 m, permitirá realizar sondeos de radio de gran envergadura que antes no eran posibles. El diseño del telescopio incorpora muchas características nuevas, como superficies de antena hidroformadas , un alimentador log-periódico que cubre todo el rango de frecuencias desde 500 megahertz (MHz) hasta 11,2 GHz y amplificadores de banda ancha de bajo ruido con una respuesta plana en toda la banda, lo que permite amplificar directamente la señal del cielo. Esta señal amplificada, que contiene todo el ancho de banda recibido, se lleva desde cada antena a la sala de procesamiento a través de cables de fibra óptica . Esto significa que, a medida que la electrónica mejora y se obtienen anchos de banda más amplios, solo es necesario cambiar el procesador central, y no las antenas ni los alimentadores.
El instrumento fue operado y mantenido por RAL hasta que el desarrollo del conjunto se suspendió en 2011. RAL trabajó en estrecha colaboración con el Instituto SETI durante el diseño y la creación de prototipos y fue el diseñador principal del sistema de alimentación, superficies de antena, formación de haz , correlador y sistema de imágenes para observaciones de radioastronomía.
El panel de la Encuesta Decenal de Astronomía y Astrofísica en su quinto informe, Astronomía y Astrofísica en el Nuevo Milenio (2001), respaldó el SETI y reconoció al ATA (entonces llamado Telescopio de 1 Hectárea ) como un paso importante hacia la construcción del telescopio Square Kilometer Array (SKA). El informe decenal más reciente recomendó poner fin al apoyo financiero de los EE. UU. al SKA, aunque se mantiene la participación de EE. UU. en precursores del SKA como MeerKAT , el Hydrogen Epoch of Reionization Array y el Murchison Widefield Array .
Aunque las estimaciones de costos de los proyectos no construidos son siempre dudosas, y las especificaciones no son idénticas (los telescopios convencionales tienen una temperatura de ruido más baja , pero el ATA tiene un campo de visión más grande , por ejemplo), el ATA tiene potencial prometedor como una tecnología de radiotelescopio mucho más barata para una apertura efectiva dada. Por ejemplo, la cantidad gastada en la primera fase del ATA-42, incluido el desarrollo de la tecnología, es aproximadamente un tercio del costo de una nueva copia de una antena de 34 m de la Red de Espacio Profundo de un área colectora similar. [14] De manera similar, el costo total estimado de construir las 308 antenas restantes se estimó (a octubre de 2007 [update]) en aproximadamente $ 41 millones. [4] Esto es aproximadamente dos veces más barato que el costo de $ 85 millones de la última gran antena de radioastronomía construida en los EE. UU., el Telescopio Green Bank , de un área colectora similar. El contratista solicitó un sobrecosto de $ 29 millones, pero solo se le permitieron $ 4 millones. [15]
El ATA aspira a ser uno de los instrumentos de observación más grandes y rápidos del mundo y a permitir a los astrónomos buscar en muchas estrellas diferentes simultáneamente. Si se completa como se concibió originalmente, será uno de los telescopios más grandes y potentes del mundo.
Desde su creación, el ATA ha sido una herramienta de desarrollo [ aclaración necesaria ] para la tecnología de interferómetros astronómicos (específicamente, para el Square Kilometer Array ). [16]
Originalmente, se planeó construir el ATA en cuatro etapas: ATA-42, ATA-98, ATA-206 y ATA-350, donde cada número representa el número de antenas en el conjunto en un momento dado (véase la Tabla 1). Se prevé que el ATA comprenda 350 antenas con un diámetro de 6 m cada una.
Las operaciones regulares con 42 antenas comenzaron el 11 de octubre de 2007. [4] Actualmente, el Instituto SETI está buscando fondos para construir antenas adicionales de varias fuentes, incluida la Marina de los Estados Unidos , la Agencia de Proyectos de Investigación Avanzada de Defensa (DARPA), la Fundación Nacional de Ciencias (NSF) y donantes privados.
Se realizan observaciones astronómicas y SETI simultáneas con dos correladores de imágenes de polarización dual de 32 entradas . [17] Se han publicado numerosos artículos que informan sobre observaciones de radioastronomía convencional. [18] [19] [20] [21]
En junio de 2007 se desplegaron tres formadores de haz de matriz en fase [22] que utilizan el Berkeley Emulation Engine 2 (BEE2) y se han integrado en el sistema para permitir observaciones astronómicas y SETI simultáneas. [23] [24] En abril de 2008, se llevaron a cabo las primeras observaciones de púlsares utilizando el formador de haz y un espectrómetro de púlsares construido especialmente . [25]
El sistema de búsqueda SETI (SETI on ATA o SonATA) realiza observaciones SETI totalmente automatizadas. SonATA realiza un seguimiento de las señales detectadas en tiempo real y continúa rastreándolas hasta que 1) se demuestra que la señal se generó en la Tierra o en raras ocasiones, 2) se establece la fuente, lo que activa el seguimiento al día siguiente. A partir de 2016, se han seguido y clasificado más de doscientos millones de señales [ cita requerida ] utilizando el ATA. Ninguna de estas señales tenía todas las características esperadas para una señal ETI. Los resultados de las observaciones del Instituto SETI se publican en varios artículos. [26] [27] [28]
En abril de 2011, la ATA se puso en hibernación debido a la falta de fondos, lo que significa que ya no estaba disponible para su uso. [29] El funcionamiento de la ATA se reanudó el 5 de diciembre de 2011. [10] Los esfuerzos están ahora dirigidos por Andrew Siemion . [30]
En 2012, la ATA fue financiada por una donación filantrópica de $3,6 millones de Franklin Antonio, cofundador y científico jefe de Qualcomm Incorporated . [31] Esta donación respalda las actualizaciones de todos los receptores en las antenas de la ATA para tener una sensibilidad drásticamente mayor (2 − 10× de 1 a 8 GHz) que antes y respaldar observaciones sensibles en un rango de frecuencia más amplio, de 1 a 15 GHz, cuando inicialmente la electrónica de radiofrecuencia llegó a solo 11 GHz. Para julio de 2016, se habían instalado y probado los primeros diez de estos receptores. La instalación completa en las 42 antenas está prevista para junio de 2017. [update][ 32] [ necesita actualización ]
En noviembre de 2015, la ATA estudió la estrella anómala KIC 8462852 , [33] [34] y en otoño de 2017 el Allen Telescope Array examinó el asteroide interestelar 'Oumuamua en busca de señales de tecnología, pero no detectó emisiones de radio inusuales. [35] [36]
Los objetivos científicos que se enumeran a continuación representan los proyectos más importantes que se llevarán a cabo con la ATA. Cada uno de estos objetivos está asociado con una de las cuatro etapas de desarrollo mencionadas anteriormente (véase la Tabla 1). También se enumeran algunos de los resultados científicos que se espera que produzca cada uno de ellos.
Desde que comenzó la construcción del complejo se han sugerido algunos objetivos científicos que no fueron específicamente diseñados para él.
Por ejemplo, el Allen Telescope Array ha ofrecido proporcionar el enlace descendente de datos de la Luna a cualquier concursante del Google Lunar X Prize . [37] Esto es práctico, ya que el conjunto, sin modificaciones, cubre las principales bandas de comunicaciones espaciales (banda S y banda X). Un decodificador de telemetría sería el único añadido necesario.
Además, se mencionó a la ATA como candidata para la búsqueda de un nuevo tipo de transitorios de radio . [38] Es una excelente opción para esto debido a su gran campo de visión y ancho de banda instantáneo. Siguiendo esta sugerencia, Andrew Siemion y un equipo internacional de astrónomos e ingenieros desarrollaron un instrumento llamado "Fly's Eye" que permitió a la ATA buscar transitorios de radio brillantes, y se llevaron a cabo observaciones entre febrero y abril de 2008. [39]
La configuración ATA-42 proporcionará una línea base máxima de 300 m (y, en última instancia, para el ATA-350, 900 m). Una alimentación logarítmica periódica refrigerada en cada antena está diseñada para proporcionar una temperatura del sistema de ~45 K de 1 a 10 GHz, con una sensibilidad reducida en los rangos de 0,5 a 1,0 GHz y de 10 a 11,2 GHz. Hay disponibles cuatro sintonizaciones de frecuencia independientes (IF) para producir bandas de frecuencia intermedia de 4 x 672 MHz. Dos IF admiten correladores para la obtención de imágenes; dos admitirán la observación SETI . Todas las sintonizaciones pueden producir cuatro haces de matriz en fase de polarización dual que pueden apuntarse de forma independiente dentro del haz primario y pueden usarse con una variedad de detectores. Por lo tanto, el ATA puede sintetizar hasta 32 haces de matriz en fase.
El amplio campo de visión del ATA le otorga una capacidad incomparable para estudios de gran tamaño (Fig. 4). El tiempo necesario para mapear un área grande con una sensibilidad dada es proporcional a ( ND ) 2 , donde N es el número de elementos y D es el diámetro de la antena. Esto lleva al sorprendente resultado de que un gran conjunto de antenas pequeñas puede superar a un conjunto con un número menor de elementos pero con un área de recolección considerablemente mayor en la tarea de estudios de gran tamaño. Como consecuencia, incluso el ATA-42 es competitivo con telescopios mucho más grandes en su capacidad tanto para estudios de temperatura de brillo como de fuentes puntuales . Para estudios de fuentes puntuales, el ATA-42 es comparable en velocidad a Arecibo y al Green Bank Telescope (GBT), pero tres veces más lento que el Very Large Array (VLA). El ATA-350, por otro lado, será un orden de magnitud más rápido que el Very Large Array para estudios de fuentes puntuales, y es comparable al Expanded Very Large Array (EVLA) en velocidad de estudio. Para estudios con una sensibilidad de temperatura de brillo máxima especificada, el ATA-98 superará la velocidad de estudio incluso de la configuración VLA-D. El ATA-206 debería igualar la sensibilidad de temperatura de brillo de Arecibo y el GBT. Sin embargo, el ATA proporciona una mejor resolución que cualquiera de estos telescopios de plato único.
Las antenas para el ATA son telescopios gregorianos hidroformados offset de 6,1 x 7,0 metros (20,0 pies x 23,0 pies) , cada uno con un subreflector de 2,4 metros con una relación de longitud focal efectiva /diámetro (f/D) de 0,65. (Véase DeBoer, 2001). La geometría offset elimina el bloqueo, lo que aumenta la eficiencia y disminuye los lóbulos laterales . También permite el gran subreflector, proporcionando un buen rendimiento de baja frecuencia. La tecnología de hidroformado utilizada para hacer estas superficies es la misma que utiliza Andersen Manufacturing de Idaho Falls, Idaho para generar reflectores de satélite de bajo coste. El exclusivo soporte compacto con marco interior soportado por el borde permite un rendimiento excelente a bajo coste. El sistema de accionamiento emplea un tren de accionamiento azimutal antirretroceso pasivo accionado por resorte. La mayoría de los componentes diseñados por Matthew Fleming y fabricados en Minex Engineering Corp. en Antioch, CA.
Al igual que con otras matrices , la enorme cantidad de información sensorial entrante requiere una capacidad de procesamiento de matriz en tiempo real para reducir el volumen de datos para el almacenamiento. Para ATA-256, las tasas de datos promedio y el volumen total de datos para el correlador se estiman en 100 Mbyte/s y 15 Pbytes para el período de estudio de cinco años. [40] Los experimentos como los estudios transitorios superarán esta tasa significativamente. Los formadores de haz producen datos a una tasa mucho mayor (8 gigabytes por segundo (Gb/s)) pero solo se archiva una fracción muy pequeña de estos datos. En 2009, el hardware y el software de detección de señales se llamaron Prelude, que estaba compuesto por PC montados en bastidor aumentados por dos tarjetas aceleradoras personalizadas basadas en procesamiento de señal digital (DSP) y chips de matriz de puertas programables en campo (FPGA). Cada módulo de detección programable (uno de los 28 PC) puede analizar 2 MHz de datos de entrada de polarización dual para generar espectros con una resolución espectral de 0,7 Hz y muestras de tiempo de 1,4 segundos. [40]
En 2009, el conjunto contaba con una conexión a Internet de 40 Mbit/s , adecuada para el acceso remoto y la transferencia de productos de datos para ATA-256. Se planeó una actualización a 40 Gbit/s , lo que permitiría la distribución directa de datos sin procesar para computación fuera de las instalaciones. [40]
Al igual que otros sistemas de matriz, el ATA tiene una complejidad computacional y una interconexión que escala como O (N 2 ) con el número de antenas . El requisito de cálculo, por ejemplo, para correlacionar el ancho de banda completo del ATA ( = 11 GHz) para la antena de polarización dual propuesta de = 350, utilizando una arquitectura eficiente de multiplicación de frecuencia (FX) y un ancho de canal modesto de 500 kHz (con un número de canales = 2200), viene dado por: [41]
= 44 Peta- OP por segundo
donde es una operación . Tenga en cuenta que, dado que cada plato tiene una antena de polarización dual, cada muestra de señal es en realidad un conjunto de dos datos, por lo tanto .
Hasta ahora, las observaciones limitadas de ʻOumuamua, utilizando instalaciones como el Allen Telescope Array del Instituto SETI, no han arrojado ningún resultado.
