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Matriz muy pequeña

El Very Small Array ( VSA ) fue un radiotelescopio interferométrico de 14 elementos que operaba entre 26 y 36 GHz y que se utiliza para estudiar la radiación cósmica de fondo de microondas . Fue una colaboración entre la Universidad de Cambridge , la Universidad de Manchester y el Instituto de Astrofísica de Canarias ( Tenerife ), y estaba ubicado en el Observatorio del Teide en Tenerife . El conjunto fue construido en el Observatorio de Radioastronomía Mullard por el Grupo de Astrofísica Cavendish y el Observatorio Jodrell Bank , y fue financiado por PPARC (ahora STFC ). El diseño se basó en gran medida en el Telescopio de Anisotropía Cósmica . [1] [2]

El telescopio era comparable en términos de capacidades a varios otros experimentos CMB, incluidos los BOOMERanG y MAXIMA basados ​​en globos , y los DASI y CBI basados ​​en tierra . [3]

Diseño

El protector de tierra que solía sostener el VSA

El telescopio consta de 14 elementos (que dan lugar a 91 líneas de base), cada uno de los cuales tiene una antena reflectora de bocina que enfoca las señales astrofísicas en receptores individuales ( amplificadores HFET pseudomórficos , con una temperatura del sistema de alrededor de 25 K y una temperatura física de 12 K, [1] basados ​​en un diseño NRAO ). [4] Los elementos separados se combinan utilizando un correlacionador para formar una matriz de síntesis de apertura . [4] Los elementos están montados en una mesa basculante, que es capaz de rastrear el cielo y puede inclinarse hasta 35 grados desde el cenit. [1]

El telescopio se ha utilizado en tres configuraciones diferentes: "compacto", "extendido" y "superextendido", cada una de las cuales difiere en la distancia de separación entre los elementos (la diferencia entre compacto y extendido es un factor de 2,25) y el tamaño de las antenas. [1] Mientras que el conjunto compacto tiene antenas de 143  mm de diámetro, el conjunto extendido utiliza  antenas de 322 mm de diámetro. [5] Esto significa que el conjunto compacto tiene un haz primario de 4,5 grados y una resolución de 30 minutos de arco (multipolos entre 100 y 800), mientras que el conjunto extendido tiene un haz primario de 2 grados, una resolución de 12 minutos de arco y, por lo tanto, puede observar multipolos entre 250 y 1500. [6] El conjunto extendido también es un factor de 5 más sensible que el conjunto compacto. [5] El conjunto superextendido podrá medir multipolos de hasta 3000, [7]  y tiene espejos de antena de 550 mm. También se actualizaron los amplificadores frontales. [8]

El telescopio se puede sintonizar a frecuencias entre 26 y 36 GHz, con un ancho de banda de 1,5 GHz, lo que significa que el telescopio puede realizar observaciones en diferentes frecuencias. [9]

También incluye dos  radiotelescopios de 3,7 m, que también funcionan a 30 GHz, [10] que se dedican a monitorear fuentes en primer plano. [3] Estas antenas de sustracción de fuentes se actualizaron a otras más precisas después de la primera serie de observaciones, para permitir el monitoreo de fuentes mucho más débiles que antes. [5]

Tanto las antenas sustractoras de fuente como el propio VSA están rodeados por grandes protectores de tierra metálicos. [2]

Como el VSA es un interferómetro , mide directamente el espectro de potencia angular del CMB, en lugar de tener que construir primero un mapa del cielo. [2] [11]

Resultados

Espectro de potencia de la anisotropía de temperatura de la radiación de fondo cósmico de microondas en términos de escala angular (o momento multipolar ). Los datos mostrados proceden de los instrumentos WMAP (2006), Acbar (2004), Boomerang (2005), CBI (2004) y Very Small Array (2004).

Los campos observados con el VSA fueron elegidos para minimizar la cantidad de fuentes de radio brillantes y grandes cúmulos en el campo (esto último para evitar el efecto Sunyaev-Zel'dovich ), así como para evitar la contaminación por emisión de nuestra galaxia . [7] Las fuentes puntuales de radio presentes en los campos VSA se observaron con el telescopio Ryle a 15 GHz, luego monitoreadas por los sustractores de fuentes VSA durante las observaciones VSA. [3]

En la configuración de matriz compacta, el telescopio observó tres áreas de 7x7 grados del cielo con alta precisión [1] en una sesión de observación entre agosto de 2000 y agosto de 2001. [12] Estas observaciones se tomaron a la frecuencia más alta del telescopio, centrada en 34 GHz, para reducir la contaminación del primer plano. [9] También se observó otra área más grande del cielo, pero con menos precisión. [9] Los datos de estas observaciones se redujeron de forma independiente en las tres instituciones involucradas. [4] Los resultados de estas observaciones se publicaron en una serie de cuatro artículos en 2003; los de Watson et al., Taylor et al., Scott et al. y Rubino-Martin et al. (ver Referencias a continuación). Los resultados clave fueron los espectros de potencia del Fondo Cósmico de Microondas entre multipolos de 150 y 900, [11] y los límites resultantes en los parámetros cosmológicos cuando se combinan con datos de observaciones de otros experimentos. [13]

La segunda sesión de observación se desarrolló entre septiembre de 2001 [12] y julio de 2003, y se utilizó el conjunto extendido. [14] Los primeros resultados del conjunto extendido se publicaron como Carta en 2003, simultáneamente con las primeras cuatro publicaciones, utilizando datos tomados hasta abril de 2002. Las secciones del cielo observadas se ubicaron dentro de los campos observados previamente, y las mediciones fueron más precisas y con mayor detalle. El resultado fue un espectro de potencia mejorado del CMB, que llega hasta un multipolo de 1400, [5] y parámetros cosmológicos refinados. [15] El segundo conjunto de resultados se publicó en 2004 y consistió en las observaciones originales más observaciones tomadas en las mismas regiones del cielo, así como observaciones en tres nuevas regiones. Esto produjo mediciones de los espectros de potencia del CMB hasta 1500 con mucha más precisión que antes, [7] y estimaciones de parámetros cosmológicos más precisas. [16]

Las observaciones con el VSA continuaron hasta finales de agosto de 2008, utilizando la configuración Super-Extended. Además, se ha mejorado el telescopio Ryle para detectar fuentes puntuales de flujo más bajo, y se utilizará el receptor OCRA en un telescopio en Polonia para restar con mayor precisión las fuentes puntuales. [8]

Véase también

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Referencias

  1. ^ abcde «Página web de la Universidad de Cambridge sobre el VSA» . Consultado el 23 de junio de 2007 .
  2. ^ abc "Página web de Jodrell Bank sobre el VSA" . Consultado el 23 de junio de 2007 .
  3. ^ abc Watson, RA; et al. (2003). "Primeros resultados del Very Small Array I: métodos observacionales". MNRAS . 341 (4): 1057–1065. arXiv : astro-ph/0205378 . Código Bibliográfico :2003MNRAS.341.1057W. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06338.x . S2CID  17592336.
  4. ^ abc "Observatorio Jodrell Bank - Receptores VSA" . Consultado el 23 de junio de 2007 .
  5. ^ abcdef Grainge, Keith; et al. (2003). "El espectro de potencia del CMB hasta l = 1400 medido por el VSA". MNRAS . 341 (4): L23–L28. arXiv : astro-ph/0212495 . Código Bibliográfico :2003MNRAS.341L..23G. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06563.x .
  6. ^ "Especificaciones técnicas del VSA". Observatorio de Jodrell Bank . Consultado el 23 de junio de 2007 .
  7. ^ abcde Dickinson, Clive; et al. (2004). "Medidas de alta sensibilidad del espectro de potencia del CMB con el Very Small Array extendido". MNRAS . 353 (3): 732. arXiv : astro-ph/0402498 . Bibcode :2004MNRAS.353..732D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08206.x . S2CID  2806871.
  8. ^ ab Cleary, Kieran; Taylor, Angela C.; Waldram, Elizabeth; Battye, Richard A.; Dickinson, Clive; Davies, Rod D.; Davis, Richard J.; Genova-Santos, Ricardo; et al. (2005). "Sustracción de fuentes para las estimaciones de recuento de fuentes de 33 GHz y de Very Small Array extendidas". MNRAS . 360 (1): 340–353. arXiv : astro-ph/0412605 . Código Bibliográfico :2005MNRAS.360..340C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09037.x . S2CID  10370174.
  9. ^ abc Taylor, Angela C.; et al. (2003). "Primeros resultados del Very Small Array II: observaciones del CMB". MNRAS . 341 (4): 1066–1075. arXiv : astro-ph/0205381 . Código Bibliográfico :2003MNRAS.341.1066T. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06493.x . S2CID  15605923.
  10. ^ "Sustractores de fuentes VSA". Observatorio de Jodrell Bank . Consultado el 23 de junio de 2007 .
  11. ^ abcd Scott, PF; et al. (2003). "Primeros resultados del Very Small Array III: el espectro de potencia del CMB". MNRAS . 341 (4): 1076–1083. arXiv : astro-ph/0205380 . Código Bibliográfico :2003MNRAS.341.1076S. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06354.x . S2CID  119088948.
  12. ^ ab Maisinger, Klaus; Hobson, MP; Saunders, Richard DE; Grainge, Keith JB (2003). "Calibración de la geometría astrométrica de máxima verosimilitud de telescopios interferométricos: aplicación al Very Small Array". MNRAS (resumen). 345 (3): 800–808. arXiv : astro-ph/0212210 . Bibcode :2003MNRAS.345..800M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06995.x . S2CID  11987021.
  13. ^ Rubino-Martin, JA; et al. (2003). "Primeros resultados del Very Small Array IV: estimación de parámetros cosmológicos". MNRAS . 341 (4): 1084–1092. arXiv : astro-ph/0205367 . Código Bibliográfico :2003MNRAS.341.1084R. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06494.x . S2CID  18192370.
  14. ^ "Datos del espectro de potencia de la matriz extendida VSA" . Consultado el 23 de junio de 2007 .
  15. ^ Slosar, Anze; et al. (2003). "Estimación de parámetros cosmológicos y comparación de modelos bayesianos utilizando datos VSA". MNRAS . 341 (4): L29–L34. arXiv : astro-ph/0212497 . Código Bibliográfico :2003MNRAS.341L..29S. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06564.x . S2CID  12420402.
  16. ^ Rebolo, Rafael; et al. (2004). "Estimación de parámetros cosmológicos utilizando datos de Very Small Array hasta l=1500". MNRAS . 353 (3): 747–759. arXiv : astro-ph/0402466 . Código Bibliográfico :2004MNRAS.353..747R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08102.x . S2CID  13971059.

Lectura adicional