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 Radio Observatorio Hat Creek en el condado de Shasta , 290 millas (470 km) al noreste de San Francisco , California.
El proyecto se desarrolló 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 por parte de Paul G. Allen. Fundación Familiar y Nathan Myhrvold . [3] La primera fase de construcción se completó y el ATA finalmente entró en funcionamiento el 11 de octubre de 2007 con 42 antenas (ATA-42), después de que Paul Allen (cofundador de Microsoft ) prometiera 13,5 millones de dólares adicionales para apoyar la construcción de la primera y segunda fase. [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 y completó la desinversión en abril de 2012. La instalación ahora está administrada por SRI International (anteriormente Stanford Research Institute), un instituto de investigación independiente 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 al final salió prácticamente ilesa. [13]
Concebida por primera vez por el pionero de SETI Frank Drake , la idea ha sido un sueño del Instituto SETI durante años. Sin embargo, no fue hasta principios de 2001 que se inició la investigación y el desarrollo, tras una donación de 11,5 millones de dólares por parte de la Paul G. Allen Family Foundation . 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 por parte de Paul Allen (cofundador de Microsoft ) para apoyar la construcción de la primera y segunda fase. El Instituto SETI nombró 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 construcción de radiotelescopios de números grandes y diámetro pequeño . En comparación con una antena parabólica grande , una gran cantidad de platos más pequeños son más baratos para la misma área de recolección. Para conseguir una sensibilidad similar, se deben combinar las señales de todos los telescopios. Esto requiere una electrónica de alto rendimiento, que hasta ahora era prohibitivamente cara. Debido al costo cada vez menor de los componentes electrónicos, la electrónica requerida se volvió practicable, lo que resultó en un gran ahorro de costos en comparación con los telescopios de diseño más convencional. A esto se le conoce informalmente como "reemplazar el acero por silicio".
El ATA tiene cuatro capacidades técnicas principales que lo hacen muy adecuado para una variedad 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 fotografiar instantáneamente es 17 veces mayor que 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 la radioastronomía y es el resultado de un diseño único de alimentación, amplificador de entrada y ruta 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 [ se necesita aclaración ] y el ATA tendrá una mayor eficiencia gracias a 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 se encontrarán dentro del gran campo de visión que ofrecen las antenas parabólicas de 6 m. Por acuerdo entre el Laboratorio de Radioastronomía (RAL) de UC Berkeley y el Instituto SETI , las necesidades de la radioastronomía convencional determinaron la orientación del conjunto hasta 2012.
Está previsto que el ATA comprenda 350 antenas parabólicas de 6 m y permitirá realizar estudios de radio grandes y profundos que antes no eran factibles. El diseño del telescopio incorpora muchas características nuevas, incluidas superficies de antena hidroformadas , una alimentación logarítmica periódica que cubre todo el rango de frecuencias desde 500 megahercios (MHz) a 11,2 GHz y amplificadores de banda ancha de bajo ruido con una respuesta plana en todo el espectro. banda, permitiendo así amplificar la señal del cielo directamente. Esta señal amplificada, que contiene todo el ancho de banda recibido, se lleva desde cada antena a la sala de procesamiento mediante cables de fibra óptica . Esto significa que a medida que la electrónica mejora y se pueden obtener anchos de banda más amplios, sólo es necesario cambiar el procesador central, y no las antenas ni las alimentaciones.
El instrumento fue operado y mantenido por RAL hasta que el desarrollo del conjunto se suspendió en 2011. RAL trabajó mano a mano con el Instituto SETI durante el diseño y la creación de prototipos y fue el diseñador principal de la alimentación, las superficies de la antena, la formación del haz , el correlador y Sistema de imágenes para observaciones de radioastronomía.
El panel del Estudio Decenal de Astronomía y Astrofísica en su quinto informe, Astronomía y Astrofísica en el Nuevo Milenio (2001), respaldó a SETI y reconoció el ATA (entonces llamado Telescopio de 1 Hectárea ) como un importante paso hacia la construcción del Telescopio Square Kilometer Array (SKA). El informe Decadal más reciente recomendó poner fin al apoyo financiero de Estados Unidos al SKA, aunque la participación estadounidense en precursores del SKA como MeerKAT , Hydrogen Epoch of Reionization Array y Murchison Widefield Array .
Aunque las estimaciones de costos de 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 tecnología de radiotelescopio mucho más barata. para una apertura efectiva determinada. Por ejemplo, la cantidad gastada en la primera fase del ATA-42, incluido el desarrollo de tecnología, es aproximadamente un tercio del costo de una nueva copia de una antena de 34 m de Deep Space Network con un área de recolección similar. [14] De manera similar, el costo total estimado de construcción de los 308 platos restantes se estimó (a octubre de 2007 [update]) en alrededor de $ 41 millones. [4] Esto es aproximadamente dos veces más barato que el costo de 85 millones de dólares de la última gran antena de radioastronomía construida en los EE. UU., el Telescopio Green Bank , de área de recolección similar. El contratista solicitó un sobrecoste de 29 millones de dólares, pero sólo se le permitieron 4 millones de dólares. [15]
El ATA aspira a estar entre los instrumentos de observación más grandes y rápidos del mundo y a permitir a los astrónomos buscar muchas estrellas objetivo diferentes simultáneamente. Si se completa como se concibió originalmente, será uno de los telescopios más grandes y potentes del mundo.
Desde sus inicios, el ATA ha sido una herramienta de desarrollo [ se necesita aclaración ] para la tecnología de interferómetros astronómicos (específicamente, para el Square Kilometer Array ).[dieciséis]
Originalmente se planeó construir el ATA en cuatro etapas, ATA-42, ATA-98, ATA-206 y ATA-350, cada número representando la cantidad de antenas en la matriz en un momento dado. (Ver Tabla 1). Está previsto que el ATA comprenda 350 antenas parabólicas con un diámetro de 6 m cada una.
Las operaciones regulares con 42 antenas parabólicas comenzaron el 11 de octubre de 2007. [4] Actualmente, el Instituto SETI está buscando financiación 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 correlacionadores 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 implementaron tres formadores de haz de matriz en fase [22] que utilizan el motor de emulación Berkeley 2 (BEE2) y se han integrado en el sistema para permitir observaciones astronómicas y SETI simultáneas. [23] [24] En abril de 2008, las primeras observaciones de púlsares se realizaron utilizando el formador de haz y un espectrómetro de púlsar especialmente diseñado . [25]
El potente sistema de búsqueda SETI (SETI en 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) la fuente se establece, lo que desencadena el seguimiento al día siguiente. A partir de 2016, se han seguido y clasificado más de doscientos millones de señales [ cita necesaria ] utilizando el ATA. Ninguna de estas señales tenía todas las características esperadas de una señal ETI. Los resultados de las observaciones del Instituto SETI se publican en varios artículos. [26] [27] [28]
En abril de 2011, el ATA entró en hibernación debido a falta de financiación, lo que significa que ya no estaba disponible para su uso. [29] El funcionamiento del ATA se reanudó el 5 de diciembre de 2011. [10] Los esfuerzos ahora están dirigidos por Andrew Siemion . [30]
En 2012, la ATA fue financiada por una donación filantrópica de 3,6 millones de dólares realizada por Franklin Antonio, cofundador y científico jefe de Qualcomm Incorporated . [31] Este obsequio respalda las actualizaciones de todos los receptores de las antenas parabólicas ATA para que tengan una sensibilidad dramáticamente mayor (2 − 10 × de 1 a 8 GHz) que antes y admita observaciones sensibles en un rango de frecuencia más amplio, de 1 a 15 GHz, cuando Inicialmente, la electrónica de radiofrecuencia llegó a sólo 11 GHz. En julio de 2016, se habían instalado y probado los primeros diez de estos receptores. Está prevista la instalación completa de las 42 antenas a partir de 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 signos 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. (Ver Tabla 1). También se enumera parte de la ciencia que se espera que cada uno produzca.
Desde que comenzó la construcción del conjunto , se han sugerido algunos objetivos científicos que no están específicamente elaborados para él.
Por ejemplo, Allen Telescope Array se ha ofrecido a proporcionar el enlace descendente de datos de transmisión lunar para cualquier concursante del Premio Google Lunar X. [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 la única adición necesaria.
Además, se mencionó a la ATA como candidata para la búsqueda de un nuevo tipo de transitorio de radio . [38] Es una excelente opción para esto debido a su gran campo de visión y su amplio 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 las observaciones se llevaron a cabo 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 y periódica enfriada en cada antena está diseñada para proporcionar una temperatura del sistema de ~45 K de 1 a 10 GHz, con sensibilidad reducida en los rangos de 0,5 a 1,0 GHz y de 10 a 11,2 GHz. Se encuentran disponibles cuatro sintonizaciones de frecuencia (IF) separadas para producir bandas de frecuencia intermedia de 4 x 672 MHz. Dos IF admiten correlacionadores para imágenes; dos apoyarán 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 determinada es proporcional a ( ND ) 2 , donde N es el número de elementos y D es el diámetro del plato. Esto lleva al sorprendente resultado de que una gran variedad de platos pequeños puede superar a una serie con un número menor de elementos pero con un área de recolección considerablemente mayor en la tarea de estudios grandes. 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 levantamientos con una sensibilidad de temperatura de brillo especificada, el ATA-98 excederá la velocidad de levantamiento incluso de la configuración VLA-D. El ATA-206 debe igualar la sensibilidad a la temperatura de brillo de Arecibo y el GBT. El ATA, sin embargo, proporciona una mejor resolución que cualquiera de estos telescopios de plato único.
Las antenas del ATA son telescopios gregorianos desplazados hidroformados 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 distancia focal efectiva /diámetro (f/D) de 0,65. (Ver DeBoer, 2001). La geometría desplazada 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 hidroconformado utilizada para fabricar estas superficies es la misma que utiliza Andersen Manufacturing de Idaho Falls, Idaho, para generar reflectores satelitales de bajo costo. El exclusivo soporte compacto con marco interior soportado por borde permite un rendimiento excelente a bajo costo. El sistema de transmisión emplea un tren de transmisión azimutal pasivo anti-retroceso cargado por resorte. La mayoría de los componentes fueron 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 capacidad de procesamiento de matrices en tiempo real para reducir el volumen de datos para el almacenamiento. Para ATA-256, las velocidades 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] Experimentos como las encuestas transitorias superarán significativamente esta tasa. Los formadores de haz producen datos a una velocidad mucho mayor (8 gigabytes por segundo (Gb/s)), pero sólo una fracción muy pequeña de estos datos se archiva. En 2009, el hardware y software de detección de señales se llamó Prelude, que estaba compuesto por PC montadas en bastidor aumentadas por dos tarjetas aceleradoras personalizadas basadas en procesamiento de señales digitales (DSP) y chips de matriz de puertas programables en campo (FPGA). Cada módulo de detección programable (uno de 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 externa. [40]
Al igual que otros sistemas de matriz, el ATA tiene una complejidad computacional y una conexión cruzada que escala como O (N 2 ) con el número de antenas . El requisito de cálculo, por ejemplo, para correlacionar el ancho de banda ATA completo ( = 11 GHz) para la construcción de antena de doble polarización propuesta = 350, utilizando una arquitectura eficiente de multiplicación de frecuencia (FX) y un modesto ancho de canal de 500 kHz (con número de canales = 2200), viene dado por: [41]
= 44 Peta- OP por segundo
¿ Dónde hay 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 nada.
