Telescópio de ondas milimétricas CfA 1,2 m - CfA 1.2 m Millimeter-Wave Telescope

Telescópio de ondas milimétricas CfA 1,2 m

O telescópio de 1,2 m pode ser visto no telhado do Edifício D do Harvard – Smithsonian Center for Astrophysics.
Parte de	Harvard – Smithsonian Center for Astrophysics
Localizações)	Estados Unidos
Coordenadas	42 ° 22′54 ″ N 71 ° 07′43 ″ W / 42,38167 ° N 71,12853 ° W / 42,38167; -71,12853 Coordenadas: 42 ° 22′54 ″ N 71 ° 07′43 ″ W / 42,38167 ° N 71,12853 ° W / 42,38167; -71,12853
Comprimento de onda	115 GHz (2,6 mm)
Estilo telescópio	radiotelescópio
Diâmetro	1,2 m (3 pés 11 pol.)
Diâmetro secundário	0,178 m (7,0 pol.)
Gabinete	cúpula
Local na rede Internet	www .cfa .harvard .edu / mmw / mini .html
Localização do Telescópio de Ondas Milimétricas CfA 1,2 m
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O telescópio de ondas milimétricas de 1,2 metros do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics e seu instrumento gêmeo no CTIO no Chile têm estudado a distribuição e as propriedades das nuvens moleculares em nossa galáxia e em seus vizinhos mais próximos desde os anos 1970. O telescópio é apelidado de "The Mini" por causa de seu tamanho incomumente pequeno. Na época em que foi construído, era o menor radiotelescópio do mundo. Juntos, "The Mini" e seu irmão gêmeo no Chile obtiveram o que é de longe o levantamento galáctico mais extenso, uniforme e amplamente usado de monóxido de carbono interestelar . "O Mini" está atualmente em operação de outubro a maio de cada ano.

No início dos anos 1970, um astrônomo do Instituto Goddard de Estudos Espaciais de Nova York chamado Patrick Thaddeus quebrou séculos de precedentes no campo da astronomia e contrariou uma tendência que datava de Galileu quando decidiu que, para prosseguir um projeto modesto para mapear toda a Via Láctea , ele simplesmente não precisava e de fato se recusou a usar um telescópio maior disponibilizado para suas pesquisas. Ele queria um pequeno. Em uma era que se tornou visível por telescópios maiores, mais sofisticados e mais caros, Thaddeus insistiu em um instrumento pequeno e relativamente barato, que ele e seus colegas começaram a construir do zero.

Propósito

O monóxido de carbono interestelar é o melhor traçador geral do hidrogênio molecular amplamente invisível que constitui a maior parte da massa nas nuvens moleculares. O hidrogênio é o elemento mais simples e abundante do universo, e o hidrogênio molecular é de longe a molécula mais abundante. Infelizmente, em condições interestelares típicas, o hidrogênio molecular não emite em comprimentos de onda de rádio ou milímetros.

O monóxido de carbono, no entanto, o segundo ingrediente mais abundante nas nuvens moleculares, tem um espectro de ondas milimétricas rico e forte e parece manter uma proporção razoavelmente constante com o hidrogênio molecular de cerca de 1: 100.000. Por essa razão, o monóxido de carbono se tornou o traçador padrão ou "mancha" para o hidrogênio molecular invisível que constitui a maior parte da massa molecular.

Conquistas

Um total de 24 dissertações de doutorado foram escritas até agora com base em observações ou trabalho instrumental com esses telescópios.

O telescópio de 1,2 metros desempenhou um papel importante ou dominante em todas as descobertas gerais importantes sobre nuvens moleculares (MCs) listadas abaixo. Muitos deles são agora considerados sabedoria convencional, mas alguns eram originalmente controversos (por exemplo, a própria existência de nuvens moleculares gigantes, suas idades e seu confinamento em braços espirais).

• 1977: O monóxido de carbono é o melhor traçador de uso geral da massa da nuvem molecular.
• 1977: A emissão galáctica de monóxido de carbono atinge o pico em um amplo "anel molecular" a R ~ 4 kpc.
• 1977/1994: As nuvens moleculares estão confinadas principalmente a uma fina camada Gaussiana de ~ 100 pc de largura, mas também existe uma camada tênue ~ 3 vezes mais larga.
• 1980/1983: Nuvens moleculares são excelentes rastreadores da estrutura espiral galáctica.
• 1980: Nuvens moleculares são objetos galácticos de vida relativamente curta.
• 1982/1983: O espectro de massa da nuvem molecular é íngreme, com a maior parte da massa nas nuvens maiores.
• 1983: A intercomparação de monóxido de carbono, HI e emissões difusas de raios gama fornece talvez a melhor calibração em grande escala de monóxido de carbono como marcador de massa molecular. O termo fator X foi cunhado neste artigo.
• 1985/1989/1991: As nuvens moleculares são nebulosas escuras tanto no infravermelho óptico quanto próximo.
• 1986: Complexos moleculares gigantes contendo mais de um milhão de massas solares não são artefatos cinemáticos - como alguns argumentaram - mas são objetos bem definidos que podem ser facilmente localizados em toda a galáxia.
• 1988: Aproximadamente metade do gás interestelar dentro do círculo solar é molecular.
• 2008: O enigmático Braço Expanding 3-kpc tem uma contraparte simétrica Far 3 kpc no lado oposto do centro galáctico .
• 2011: O braço espiral Scutum-Centaurus se estende quase 360 ​​graus ao redor da galáxia, do final da barra central até a dobra próxima à sua borda externa.

A Via Láctea em diferentes marcadores. Em quarto lugar a partir do topo está a distribuição de H ₂ , derivada de observações de monóxido de carbono (1–0) feitas com o telescópio CfA de ondas milimétricas de 1,2 m

Pessoal

O Prof. Patrick Thaddeus (Robert Wheeler Willson Professor de Astronomia Aplicada, Emérito , Universidade de Harvard ; Cientista Espacial Sênior, Smithsonian Astrophysical Observatory ), que liderava o grupo de Ondas Milimétricas, morreu em 28 de abril de 2017. Tom Dame (Radioastrônomo, Observatório Astrofísico Smithsonian; Professor de Astronomia, Universidade de Harvard) coordenou observações de telescópio na última década. Sam Palmer (Engenheiro Eletrônico, Observatório Astrofísico Smithsonian; Professor de Astronomia, Universidade de Harvard) continua a manter o hardware do telescópio.

História

Construído por Thaddeus e colegas em 1974, o telescópio foi operado de um telhado da Universidade de Columbia em Manhattan até ser transferido para o CfA em 1986. Seu instrumento gêmeo foi construído em Columbia e enviado para o Observatório Interamericano de Cerro Tololo , Chile em 1982.

As observações do monóxido de carbono revelaram que o gás molecular no espaço era muito mais extenso do que se suspeitava. Inicialmente, Thaddeus e seus colegas, Ken Tucker e Marc Kutner, começaram a mapear o monóxido de carbono usando o radiotelescópio de cinco metros no Observatório McDonald, no oeste do Texas . O plano era continuar mapeando para fora a partir das nuvens que eles estavam observando (a Nebulosa de Orion e a Nebulosa da Cabeça de Cavalo ) até que encontrassem um lugar onde não houvesse mais monóxido de carbono. Eles logo descobriram que havia tanto a ser mapeado que para fazê-lo com aquele tamanho de telescópio levaria muitos anos. Esse grande telescópio pode olhar apenas uma pequena área do céu com cada observação.

Thaddeus e seus colegas projetaram um radiotelescópio feito sob medida para a tarefa de mapear toda a galáxia em monóxido de carbono. O "Mini" foi projetado com um prato relativamente pequeno e, conseqüentemente, uma largura de feixe relativamente grande de cerca de 1/8 de grau, que pode ser comparada a uma lente grande angular. Com esse novo instrumento, de repente tornou-se possível mapear grandes trechos do céu em períodos de tempo relativamente pequenos.

Ao longo dos próximos anos, uma rede notável de nuvens e filamentos moleculares foi descoberta, estendendo-se muito mais longe da nebulosa de Órion do que o esperado. A área coberta era tão grande, na verdade, que Thaddeus e Dame (que desde então se juntou ao grupo de Columbia) desejaram ter um telescópio ainda menor, que pudesse mostrar-lhes rapidamente o quadro geral. Em vez de construir um telescópio menor, entretanto, eles decidiram fazer uma mudança relativamente simples no programa de controle do mini. Em vez de apontar para um único ponto no céu, eles fizeram a antena do telescópio passar por um arranjo quadrado de dezesseis pontos em uma grade 4 x 4. Na verdade, isso permitiu que o mini imitasse uma antena menor com um feixe de meio grau. Como é impossível ver toda a galáxia de Nova York, eles também construíram um gêmeo idêntico do mini, que foi enviado para Cerro Tololo, no Chile, para observar o céu do sul.

Após uma década de mapeamento usando a técnica superbeam, Dame e Thaddeus criaram o primeiro mapa completo da galáxia em CO, cobrindo mais de 7.700 graus quadrados (quase um quinto do céu) e representando mais de 31.000 observações individuais. O mapeamento revelou a distribuição do gás molecular não apenas no plano do céu, mas também em velocidade radial. A grande propagação das velocidades observadas resulta principalmente da rotação diferencial da galáxia.

Pesquisa atual

Nos últimos anos, o objetivo principal do telescópio de 1,2 metros foi a conclusão de um levantamento de todo o céu do norte fora do limite de amostragem do levantamento de monóxido de carbono composto de Dame et al. (2001). Em junho de 2013, esta pesquisa estava quase concluída, consistindo em mais de 375.000 espectros e cobrindo ~ 24.000 sq-deg com amostragem de 1/4 °. Além disso, todas as nuvens moleculares em | b | > 10 ° e dec> −15 ° (~ 248) foram mapeados para cada largura de feixe.

Em 2011, Dame e Thaddeus encontraram evidências claras em levantamentos existentes de 21 cm para uma grande extensão do Braço Scutum-Centaurus , um dos dois principais braços espirais que se pensa se estender a partir das extremidades da barra galáctica. O "braço Sct-Cen externo" fica bem além da órbita solar, no outro lado da galáxia, a cerca de 21 kpc do sol. O telescópio CfA de 1,2 m detectou até agora 22 nuvens moleculares gigantes distintas associadas a picos HI no braço, e uma grande e imparcial pesquisa de monóxido de carbono em todo o braço foi iniciada no outono de 2013; espera-se que demore cerca de 2 anos para ser concluído.

Informação técnica

Antena

O sistema de antena consiste em um primário parabólico de 1,2 m e um secundário hiperbólico de 17,8 cm em uma configuração Cassegrain com f / D efetivo = 2,8. A antena primária é uma fundição de alumínio monolítico com f / D = 0,375, numericamente fresado pela Philco Ford para uma precisão de superfície de 40  µm (l / 65 a 115 GHz). O foco do telescópio, o padrão do feixe e a largura do feixe principal foram medidos e ajustados recentemente no outono de 1994 usando um transmissor no campo intermediário (1,4 km de distância no telhado do William James Hall de Harvard). O padrão de feixe corresponde bem às previsões da teoria de difração escalar. A largura do feixe (FWHM) é 8,4 +/- 0,2 arcmin e a eficiência do feixe principal de 82%.

A antena está alojada em uma cúpula Ash de 16 pés com uma fenda de 75 polegadas. Durante as observações normais, a fenda é coberta com uma tela de PTFE tecido ( politetrafluoroetileno - Teflon), selecionado por sua transparência próxima às microondas, sua força e sua resistência ao envelhecimento. A tela mantém o vento fora da cúpula e possibilita a regulação da temperatura interna. As reflexões LO da tela de PTFE foram consideradas a fonte de ondas estacionárias ocasionais em linhas de base de varredura; a modificação subsequente das placas de montagem na parte inferior e superior da tela deu a ela um formato de "V", eliminando as superfícies de fase constante para o LO refletido e resolvendo o problema da onda estacionária.

Monte e dirija

Os sistemas de montagem e acionamento do telescópio são essencialmente inalterados em relação às configurações em Columbia. Como o telescópio é pequeno, motores de torque de acionamento direto são usados ​​em ambos os eixos, com a vantagem de que o sistema de acionamento não possui trens de engrenagem. Embora os motores forneçam apenas 11 libras-força-pés (15 N⋅m) de torque, o telescópio pode mudar a orientação a 10 graus por segundo. Ambos os eixos são monitorados por codificadores de eixo de 16 bits e tacômetros lidos a 100 Hz pelo computador de controle do telescópio para calcular as correções de torque para apontar.

O apontamento do telescópio é ajustado no início de cada estação usando um telescópio óptico coalinhado para observar um grande número de estrelas cobrindo uma ampla gama de azimutes e elevações. Um ajuste de mínimos quadrados para os erros de apontamento é usado para definir 5 parâmetros de apontamento (deslocamentos dos codificadores de azimute e elevação, longitude e latitude efetivas e a pequena não perpendicularidade dos eixos de azimute e elevação). Como o feixe relativamente grande do telescópio torna as observações contínuas de planetas inconvenientes, o apontamento é verificado semanalmente por observações contínuas de rádio da extremidade do sol. Embora durante a estação de observação (outono, inverno e primavera) o sol transite abaixo da elevação da maioria das observações de monóxido de carbono, ele é a única fonte astronômica prática para apontar verificações. Em elevações usadas para observações, a raiz quadrada média dos erros de apontamento do telescópio foram menores do que cerca de 1 ', cerca de 1/9 da largura do feixe.

Receptor

O receptor heteródino , que usa uma junção Josephson supercondutor-isolante-supercondutor (SIS) como o misturador, é o projeto de dois backshort de Kerr (Pan et al. 1983). Uma alimentação escalar acopla o sinal de micro-ondas ao receptor, onde é misturado com um sinal de oscilador local (LO) para produzir um sinal de frequência intermediária (IF) de 1,4 GHz que é posteriormente amplificado com um transistor de efeito de campo de mobilidade de elétrons de baixo ruído ( HEMT FET) e passou para a seção IF do receptor. A seção IF amplifica ainda mais o sinal e o heterodiniza até 150 MHz, passando uma largura de banda de 200 MHz para o espectrômetro.

O sinal LO é gerado por um oscilador de diodo Gunn cuja frequência é controlada por meio de um sistema de loop de bloqueio de fase por um sintetizador de frequência controlado por computador. O mixer SIS e o amplificador de primeiro estágio FET estão no estágio frio resfriado com hélio líquido de um dewar a vácuo; o resto da eletrônica está em temperatura ambiente. As temperaturas típicas de ruído do receptor em 115,3 GHz são de banda lateral única de 65–70 K (SSB). Embora o desempenho melhore um pouco para 55 K SSB se o hélio dewar for bombeado para 2,7 K, não é um procedimento de observação padrão, porque o ruído do céu em 115 GHz domina neste nível de desempenho do receptor. Nos melhores dias secos e frios, as temperaturas totais do sistema são inferiores a 350 K SSB, referido acima da atmosfera.

Espectrômetro

O telescópio tem dois bancos de filtros selecionáveis ​​por software de um projeto NRAO modificado , cada um contendo 256 canais. Em 115 GHz, o banco de filtros de 0,5 MHz por canal fornece uma resolução de velocidade de 1,3 km / s e cobertura de velocidade de 333 km / s, e a resolução e cobertura de 0,25 MHz por banco de filtros de canal são 0,65 e 166 km / s , respectivamente. Os espectrômetros dividem o sinal IF final de 150 MHz do receptor em 16 bandas de 4 ou 8 MHz de largura, cada uma centralizada em 8 MHz. As 16 bandas são passadas para um número igual de placas de filtro, cada uma com 16 filtros Butterworth de dois pólos contíguos de 0,25 ou 0,5 MHz de largura. As saídas dos filtros são passadas para detectores de lei quadrada. Após a amplificação, os sinais detectados são acumulados nos integradores. O tempo de amostragem é de 48 ms, seguido por uma espera de 5 ms para leitura sequencial por um conversor analógico-digital, após o qual os integradores são liberados para o próximo ciclo. Os 256 valores produzidos pelo conversor são armazenados em um buffer durante o ciclo seguinte, permitindo ao computador 48 ms completos para ler os dados.

Sistema de computador

Antes de janeiro de 1991, o apontamento, a obtenção de dados e a calibração do radiotelescópio eram controlados por um minicomputador Data General Nova (foto) executando um sistema de controle de telescópio personalizado. O computador de controle era bastante limitado em velocidade e memória (tendo apenas 32 K byte de memória de acesso aleatório e 5 M byte de armazenamento em disco fixo), mas era rápido o suficiente para permitir redução limitada de dados on-line. Para processamento posterior, todas as varreduras foram transferidas por meio de fita magnética de 9 trilhas de 1600 bpi para uma estação de trabalho Digital Equipment VAXstation II / GPX.

Em janeiro de 1991, as funções de controle do telescópio foram transferidas para um computador Macintosh IIfx , executando uma versão traduzida e melhorada do sistema de controle do telescópio escrito em C. Varreduras individuais ou mais comumente arquivos concatenados contendo um grande número de varreduras podem ser obtidos no controlar o computador diretamente pela Internet. Geralmente os dados são analisados ​​como "cubos" de formato FITS de longitude, latitude e velocidade galáctica. Esses cubos podem ser construídos a partir dos arquivos de varredura brutos usando um software Macintosh personalizado ou em estações de trabalho Unix com IDL ou CLASS.

Técnicas de calibração e observação

A temperatura de ruído do receptor é calibrada no início de cada mudança de observação medindo a diferença na resposta do receptor à temperatura ambiente e às cargas de temperatura do nitrogênio líquido. As cargas são feitas de Eccosorb, uma espuma impregnada de carbono altamente absorvente para microondas e em forma de cone para evitar o reflexo direto de LO de volta para a alimentação.

As intensidades da linha de monóxido de carbono são calibradas usando o método da roda picadora à temperatura ambiente e o modelo de atmosfera de duas camadas de Kutner (1978). Na frequência do sinal de monóxido de carbono, a opacidade atmosférica é apreciável, principalmente devido ao oxigênio molecular e ao vapor de água, e devem ser aplicadas correções nas intensidades de linha observadas para a atenuação do sinal. O modelo de duas camadas da atmosfera de Kutner parametriza a dependência da elevação do fator de correção em termos de apenas 3 parâmetros, cada um dos quais tem uma interpretação física. Como o oxigênio tem uma escala de altura muito maior do que o vapor de água, o modelo assume que elas podem ser consideradas camadas separadas, oxigênio acima da água, com diferentes temperaturas e opacidades características. A temperatura e a opacidade do oxigênio na alta atmosfera não variam muito sazonalmente e são consideradas constantes em 255 K e 0,378, respectivamente, na frequência do sinal. Os parâmetros restantes no modelo, a temperatura e opacidade da água e a fração da energia recebida do céu, são determinados por meio de inclinações de antena (medições da intensidade do sinal do céu em função da elevação) pelo menos uma vez a cada seis- horas observando o turno, e com mais frequência se o tempo estiver mudando. As opacidades típicas da água do zênite variaram de 0,10 a 0,15, com valores tão baixos quanto cerca de 0,05 no clima mais frio e seco. Uma calibração de 1 segundo é realizada no início de cada varredura para corrigir variações de curto prazo do ganho do receptor e da opacidade atmosférica.

A temporada de observação do telescópio de 1,2 m, como outros telescópios de ondas milimétricas em latitudes temperadas do norte, geralmente vai de outubro a maio, com as melhores condições de novembro a março. Os dias frios e secos permitem as melhores observações, devido à diminuição da opacidade atmosférica devido ao vapor de água e ao céu mais frio em geral. No geral, o clima permite a operação do telescópio em quase metade do tempo entre outubro e maio.

Para obter linhas de base espectrais planas perto do plano galáctico, onde a emissão normalmente cobre uma grande faixa de velocidade, os espectros foram adquiridos pela mudança de posição a cada 15 s entre a posição da fonte (ON) e duas posições de referência livres de emissão (OFFs) selecionadas pelo telescópio programa de controle para escalar o ON em elevação. A fração do tempo gasto em cada OFF foi ajustada de modo que a temperatura média ponderada no tempo do sistema nos OFFs fosse igual à do ON, resultando em linhas de base que eram planas e deslocamentos residuais que eram tipicamente menores que 1 K. Isso O deslocamento era geralmente removido simplesmente encaixando uma linha reta nas extremidades livres de emissão do espectro.

Longe do plano, nas regiões onde apenas uma ou duas linhas relativamente estreitas de monóxido de carbono são encontradas, a comutação de frequência de 10-20 MHz a uma taxa de 1 Hz era frequentemente usada em vez da troca de posição. Uma vez que as linhas espectrais permanecem dentro da faixa do espectrômetro em ambas as fases do ciclo de comutação, os dados podem ser obtidos duas vezes mais rápido do que com a comutação de posição, embora polinômios de ordem superior, normalmente de 4ª ou 5ª ordem, sejam necessários para remover a linha de base residual. Uma linha de emissão telúrica de monóxido de carbono na mesosfera, variável em intensidade e velocidade LSR, é detectada em espectros comutados em frequência; como a velocidade LSR da linha poderia ser prevista com exatidão, a combinação com a emissão galáctica poderia ser evitada por meio de uma programação apropriada das observações. Em alguns casos de grandes levantamentos (por exemplo, Taurus e Orion), um modelo da linha telúrica foi ajustado diariamente para espectros livres de emissão galáctica e usado para remover a linha de todos os espectros.

Referências

links externos

• CfA 1.2 m Millimeter-Wave Telescope (CfA_mini) na internet
• A Via Láctea em levantamento de nuvens moleculares da galáxia