El Hydrogen Epoch of Reionization Array ( HERA ) es un radiotelescopio dedicado a observar la estructura a gran escala durante y antes de la época de reionización . HERA es un instrumento precursor del Square Kilometre Array (SKA), destinado a observar el universo primitivo y ayudar en el diseño del SKA completo. Junto con MeerKAT , también en Sudáfrica, y dos radiotelescopios en Australia Occidental , el Australian SKA Pathfinder (ASKAP) y el Murchison Widefield Array (MWA), el HERA es uno de los cuatro precursores del SKA final. [1] Está ubicado en el Parque Nacional Meerkat .
Hay un gran intervalo de tiempo entre la época de recombinación del universo ( z = 1100) y el tiempo (z = 7 ± 1 [2] ) después del cual el gas intergaláctico se reioniza en gran parte. Los estudios del fondo cósmico de microondas (CMB) han mostrado la estructura del universo al comienzo de este intervalo, y los estudios ópticos profundos como el Sloan Digital Sky Survey muestran la estructura después de este intervalo de tiempo, pero hay pocos datos disponibles de la época en que aparecieron la primera generación de estrellas y los primeros agujeros negros. Dado que el hidrógeno era, con mucho, el elemento más común en el universo primitivo, una forma natural de examinar la época en la que aparecieron las estrellas es observar la fracción de hidrógeno que está ionizado. Los astrónomos observan el hidrógeno atómico frío con la línea espectral de 21 cm (1420 MHz) . Suponiendo que la reionización ocurre en z = 6 a 8, uno esperaría ver esta línea espectral desplazada al rojo en un rango de frecuencia alrededor de 150 a 200 MHz. Una serie de instrumentos como PAPER , LOFAR y MWA han estado buscando esta radiación. HERA es un proyecto para buscar esta radiación con una sensibilidad mejorada.
El CMB proporciona una pantalla de fondo sobre la que se verá la señal de reionización del hidrógeno. El gas hidrógeno muy frío absorberá los fotones del CMB y producirá una caída en la señal del CMB. El hidrógeno caliente emitirá fotones de 21 cm (marco de reposo), lo que aumentará el brillo del cielo por encima de lo que proporciona el CMB. Una vez que el hidrógeno esté completamente reionizado, el CMB ya no se verá afectado por las transiciones de línea de 21 cm del hidrógeno neutro. Observar cómo varían la absorción y la emisión en función de z y en función de la posición del cielo proporcionará restricciones estrictas a los modelos de formación de estrellas, galaxias y agujeros negros supermasivos.
HERA observará en la banda de frecuencia de 50 a 250 MHz. [3] Este rango de frecuencia incluye señales de transmisión de radio FM , televisión y muchas otras fuentes terrestres. Estas señales serán muchos órdenes de magnitud más fuertes que la señal que HERA está buscando, por lo que para minimizar esta interferencia, HERA se está construyendo en el escasamente poblado desierto Karoo de Sudáfrica, cerca de Carnarvon .
Las interferencias del Sol también alteran las observaciones, lo que las restringe a las horas nocturnas. También debe evitarse el plano galáctico de la Vía Láctea. Estas dos limitaciones limitan las observaciones científicas de HERA a una ventana de observación anual de aproximadamente cuatro meses de duración.
Otro desafío técnico importante es la emisión de fuentes en primer plano, como los cuásares y el gas ionizado dentro de la Vía Láctea. Se espera que esta emisión sea de cuatro a cinco órdenes de magnitud más fuerte que las señales de época de recombinación que HERA intentará detectar. Sin embargo, este primer plano está compuesto de emisión sincrotrón y libre-libre , que no tiene características espectrales estrechas. En contraste, el objetivo de HERA es detectar la formación de regiones neutras cálidas e ionizadas dentro del gas intergaláctico, y esas regiones deberían producir características espectrales estrechas. El conjunto HERA debe tener un paso de banda espectral suave de modo que cuando la emisión en primer plano se reste de la señal detectada, las características estrechas restantes provengan de los objetos astronómicos en lugar de la respuesta espectral del instrumento. [4]
HERA es un interferómetro de radio que correlaciona de forma cruzada las señales de pares de antenas individuales. Los interferómetros de radio destinados a la obtención de imágenes suelen estar diseñados para minimizar la cantidad de líneas de base idénticas, con el fin de medir la emisión en el mayor número posible de frecuencias espaciales para la reconstrucción de imágenes. [5] En cambio, las antenas del conjunto HERA están desplegadas en un patrón de mosaico hexagonal , lo que proporciona una gran cantidad de líneas de base idénticas. Si bien esta geometría reduce la calidad de las imágenes que HERA puede producir, permite sumar las señales de líneas de base idénticas para mejorar la relación señal/ruido.
Las antenas individuales tienen una alimentación de dipolo cruzado suspendida sobre una antena parabólica de malla de alambre de 14 metros . [6] Las antenas no son orientables, apuntan hacia el cenit. El tamaño de la antena fue seleccionado para que fuera lo suficientemente grande como para que cualquier onda estacionaria dentro de la estructura de la antena estuviera en frecuencias inferiores a 50 MHz, fuera de la banda de frecuencia de interés. Las antenas están construidas con materiales de bajo costo, como madera y tubos de PVC . [7]
Una vez completado, el conjunto constará de 350 antenas (318 en un núcleo hexaconal denso de 300 metros de diámetro y 32 en estabilizadores más distantes). [8] El área total de recolección será de 54.000 m², similar a la del Observatorio de Arecibo .
Debido al gran ancho de banda fraccional del conjunto (que complica la sustracción de la señal de primer plano) y la debilidad de la señal cosmológica (aproximadamente 10 milikelvin), es poco probable que HERA produzca imágenes de alta calidad de estructuras individuales dentro del gas reionizante. En cambio, el conjunto medirá el espectro de potencia de las fluctuaciones en el gas, de manera muy similar a como lo hacían los primeros instrumentos del CMB. [9]
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