El telescopio Ryle (que lleva el nombre de Martin Ryle y anteriormente se conocía como el 5-km Array ) era un conjunto de radiotelescopios lineales de este a oeste en el Observatorio de Radioastronomía Mullard . [1] En 2004, se trasladaron tres de los telescopios para crear un conjunto compacto de telescopios bidimensionales en el extremo este del interferómetro . Las ocho antenas se han convertido ahora en el Arcminute Microkelvin Imager Large Array.
El telescopio Ryle era un interferómetro de ocho elementos que operaba a 15 GHz (longitud de onda de 2 cm) . Los elementos eran antenas Cassegrain de 13 m montadas ecuatorialmente , en una línea base (casi) este-oeste. Cuatro antenas estaban montadas en una vía férrea de 1,2 km y las otras estaban fijas a intervalos de 1,2 km. Por lo tanto, se disponía de líneas base entre 18 m y 4,8 km, en una variedad de configuraciones. Para imágenes de alta resolución, las antenas móviles se dispusieron a lo largo de la vía, para dar una cobertura de línea base uniforme a 4,8 km; para astronomía de bajo brillo (por ejemplo, el efecto Sunyaev-Zel'dovich ), las antenas móviles se dispusieron en un "conjunto compacto", con una línea base máxima de unos 100 m. Todos los pares de antenas estaban correlacionados, por lo que siempre estaban disponibles algunos datos de línea base largos, incluso en la configuración de "conjunto compacto".
Como el telescopio era un instrumento de este a oeste, la mayoría de las observaciones de imágenes implicaban observaciones de 12 horas para llenar la apertura sintetizada ( las observaciones de calibración se intercalan de manera rutinaria). Otra consecuencia de la geometría fue que no es práctico obtener imágenes de fuentes cercanas al 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 uso común, los operadores aceptaron gustosos propuestas de observadores externos para que pudieran realizar observaciones con el instrumento, siempre que no se superpusieran sustancialmente con los programas de observación existentes, y lo hicieron en la medida de lo posible. El seguimiento de fuentes variables fue posible mediante observaciones breves que a menudo podían intercalarse entre observaciones "estándar" más prolongadas.
El telescopio tenía tres programas científicos principales: estudio del efecto Sunyaev-Zel'dovich en los cúmulos de galaxias , particularmente en la determinación de la constante de Hubble ; búsqueda de fuentes de radio que pudieran contaminar las observaciones a escala de grados del fondo cósmico de microondas realizadas con el Very Small Array , y monitoreo del flujo de fuentes variables galácticas.