CfA 1.2 m ミリ波望遠鏡

CfA 1.2 m ミリ波望遠鏡

1.2mの望遠鏡は、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターのD棟の屋上に設置されています。
の一部	ハーバード・スミソニアン天体物理学センター
場所	アメリカ合衆国
座標	北緯42°22′54″ 西経71°07′43″ / 北緯42.38167° 西経71.12853° / 42.38167; -71.12853
波長	115GHz（2.6mm）
望遠鏡スタイル	電波望遠鏡
直径	1.2 m (3 フィート 11 インチ)
二次直径	0.178 m (7.0 インチ)
囲い	ドーム
Webサイト	www.cfa.harvard.edu/mmw/mini.html
CfA 1.2 mミリ波望遠鏡の位置
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ハーバード・スミソニアン天体物理学センターの1.2メートルミリ波望遠鏡とチリのCTIOにあるその双子の装置は、1970 年代から私たちの銀河とその最も近い近隣の銀河の分子雲の分布と特性を研究してきました。この望遠鏡は、その異常な小ささから「ミニ」という愛称で呼ばれています。建造当時は、世界最小の電波望遠鏡でした。「ミニ」とチリの双子の望遠鏡は、これまでで最も広範で均一で、広く使用されている星間一酸化炭素の銀河調査を実現しました。「ミニ」は現在、毎年 10 月から 5 月まで運用されています。^[3]

1970年代初頭、ニューヨークのゴダード宇宙研究所の天文学者パトリック・タデウスは、天文学の分野で何世紀にもわたる前例を打ち破り、ガリレオにまで遡る傾向に逆らって、天の川銀河全体の地図を作成するというささやかなプロジェクトを進めるためには、研究用に用意されたより大きな望遠鏡は必要ないと判断し、実際に使用を拒否しました。彼が望んだのは小型の望遠鏡でした。より大型で高性能で高価な望遠鏡が目立つ時代に、タデウスは小型で比較的安価な機器にこだわり、同僚とともにそれを一から構築しました。

星間一酸化炭素は、分子雲の質量の大部分を占める、ほとんど目に見えない分子水素の最も優れた一般的なトレーサーです。水素は宇宙で最も単純で最も豊富な元素であり、分子水素は圧倒的に最も豊富な分子です。残念ながら、典型的な星間条件下では、分子水素は電波やミリメートルの波長で 放射しません。

しかし、分子雲で2番目に豊富な成分である一酸化炭素は、豊富で強力なミリ波スペクトルを持ち、分子水素との比率が約1:100,000とかなり一定しているようです。このため、一酸化炭素は、分子質量の大部分を構成する目に見えない分子水素の標準的なトレーサーまたは「染色」となっています。^[2]

これまでに、これらの望遠鏡による観測や機器による作業に基づいて、合計 24 本の博士論文が執筆されています。

1.2 メートル望遠鏡は、以下に挙げる分子雲 (MC) に関する重要な一般的発見のすべてにおいて、重要な、または支配的な役割を果たしてきました。これらの多くは現在では常識とみなされていますが、一部は当初は議論の的となっていました (例: 巨大分子雲の存在そのもの、その年齢、渦巻き腕への閉じ込めなど)。

• 1977年: 一酸化炭素は分子雲質量の汎用トレーサーとして最適である。^[5]
• 1977年: 銀河の一酸化炭素放出がR~4kpcの広い「分子リング」でピークに達する。^[6]
• 1977/1994: 分子雲は主に約100pc幅の薄いガウス層に限定されていますが、その約3倍の幅の薄い層も存在します。^{[6] [7]}
• 1980年/1983年: 分子雲は銀河の渦巻き構造の優れたトレーサーである。^{[8] [9]}
• 1980年: 分子雲は比較的短寿命の銀河天体である。^{[8] [10]}
• 1982年/1983年: 分子雲の質量スペクトルは急峻になり、質量の大部分は最大の雲に集中しました。^{[9] [11]}
• 1983年: 一酸化炭素、HI、拡散ガンマ線放出の相互比較により、一酸化炭素を分子量トレーサーとして測定する最も優れた大規模較正法が確立された。この論文で「Xファクター」という造語が生まれた。^[12]
• 1985/1989/1991: 分子雲は可視光と近赤外線の両方で暗黒星雲である。 ^{[13] [14]}
• 1986年: 太陽の100万倍以上の質量を持つ巨大分子複合体は、一部の人が主張したような運動学的遺物ではなく、銀河全体で容易に位置を特定できる明確な物体である。^[15]
• 1988年: 太陽圏内の星間ガスのおよそ半分は分子である。^[16]
• 2008年: 謎に包まれた拡大する3kpc腕には、銀河中心の向こう側に対称的な遠方3kpc腕が存在する。
• 2011年：盾座・ケンタウルス座の渦巻き腕は、中央の棒の端から外縁近くのワープまで、銀河の周囲をほぼ360度に広がっています。^[17]

ミリ波グループを率いていたパトリック・タデウス教授（ハーバード大学名誉ロバート・ウィーラー・ウィルソン応用天文学教授、スミソニアン天体物理観測所上級宇宙科学者）が2017年4月28日に亡くなりました。トム・デイム（スミソニアン天体物理観測所電波天文学者、ハーバード大学天文学講師）は過去10年間にわたり望遠鏡観測を調整してきました。サム・パーマー（スミソニアン天体物理観測所電子工学技師、ハーバード大学天文学講師）は引き続き望遠鏡ハードウェアの保守を行っています。

この望遠鏡は、1974年にタデウス氏とその同僚によって建造され、 1986年にコロンビア大学キャンパスに移されるまで、マンハッタンのコロンビア大学の屋上から運用されていました。望遠鏡の対となる機器はコロンビア大学で建造され、1982年に チリのセロ・トロロ米州天文台に輸送されました。

一酸化炭素の観測により、宇宙の分子ガスはこれまで考えられていたよりもはるかに広範囲に存在することが明らかになりました。当初、タデウスと彼の同僚であるケン・タッカーとマーク・クトナーは、テキサス州西部のマクドナルド天文台にある口径 16 フィートの電波望遠鏡を使用して一酸化炭素の地図作成を開始しました。計画では、観測している雲 (オリオン星雲と馬頭星雲) から外側に向かって地図を作成し、一酸化炭素がなくなる場所を見つけるというものでした。彼らはすぐに、地図作成すべき領域が広すぎて、そのサイズの望遠鏡でそれを行うには何年もかかることに気づきました。その大型の望遠鏡では、1 回の観測で観測できるのは空の小さな領域だけです。

タデウスと彼の同僚は、一酸化炭素で銀河全体をマッピングする作業のために特注の電波望遠鏡を設計した。「ミニ」は比較的小さな皿で設計され、その結果、広角レンズに例えられる約1/8度の比較的大きなビーム幅を持つようになった。この新しい機器により、比較的短い時間で広大な空のマッピングが突然可能になった。^[19]

その後の数年間で、驚くべき分子雲とフィラメントのネットワークが発見され、予想よりもオリオン星雲から遠くまで広がっていました。実際、カバーされた領域が広大だったため、タデウスとデイム (後にコロンビア グループに加わりました) は、全体像をすぐに見ることができる、もっと小さな望遠鏡があればいいのにと思いました。しかし、彼らは小型の望遠鏡を作る代わりに、ミニの制御プログラムに比較的簡単な変更を加えることにしました。空の 1 つの点に向けるのではなく、望遠鏡のアンテナを 4 x 4 グリッド上の 16 個の点の正方形配列に順次移動させました。実際、これにより、ミニは半度ビームの小型アンテナを模倣できるようになりました。ニューヨークから銀河全体を見ることは不可能であるため、彼らはミニの同一の双子も作り、南の空を観測するためにチリのセロ トロロに発送しました。

スーパービーム技術を用いた10年にわたる地図作成の後、デイムとタデウスは、7,700平方度以上（空の約5分の1）をカバーし、31,000以上の個別の観測を表す、COの銀河の最初の完全な地図を作成しました。この地図作成により、分子ガスの分布が空の平面だけでなく、視線速度でも明らかになりました。観測された速度の大きな広がりは、主に銀河の差動回転によるものです。^[2]

過去数年間、1.2メートル望遠鏡の主な目標は、Dame et al. (2001) の複合一酸化炭素調査のサンプリング境界の外側にある北天全体の調査を完了することでした。2013年6月現在、この調査はほぼ完了しており、375,000を超えるスペクトルで構成され、1/4°サンプリングで約24,000平方度をカバーしています。さらに、|b| > 10°およびdec > −15°（約248）のすべての分子雲がビーム幅ごとにマッピングされています。^[20]

2011年、デイムとタデウスは、既存の21cm調査で、銀河の棒状の端から伸びていると考えられている2つの主要な渦巻き腕の1つである盾座-ケンタウルス座腕が大きく伸びていることを示す明確な証拠を発見した。「盾座-ケンタウルス座外腕」は、太陽からおよそ21kpc離れた銀河の裏側の太陽軌道をはるかに超えたところにある。CfA 1.2m望遠鏡は、これまでに腕のHIピークに関連する22の明確な巨大分子雲を検出しており、腕全体の大規模で偏りのない一酸化炭素調査が2013年秋に開始され、完了までに約2年かかると予想されている。^[2]

アンテナ システムは、有効 f/D=2.8 のカセグレン構成の 1.2 m パラボリック プライマリと 17.8 cm 双曲面セカンダリで構成されています。アンテナ プライマリは、f/D=0.375 のモノリシック アルミニウム鋳造で、 Philco Fordによって40  μmの表面精度 (115 GHz で l/65) に数値ミリングされています。望遠鏡の焦点、ビーム パターン、およびメイン ビーム幅は、1994 年秋に中間フィールド (ハーバード大学のウィリアム ジェームズ ホールの屋上、1.4 km 離れた場所) の送信機を使用して測定および調整されました。ビーム パターンは、スカラー回折理論の予測とよく一致しています。ビーム幅 (FWHM) は 8.4+/-0.2 アークスミンで、メイン ビーム効率は 82% です。

アンテナは、75 インチのスリットを備えた 16 フィートの Ash ドームに収容されています。通常の観測中、スリットは、マイクロ波に対してほぼ透明で、強度があり、経年劣化に強い PTFE (ポリテトラフルオロエチレン- テフロン) 織りのスクリーンで覆われています。このスクリーンは、ドームへの風の侵入を防ぎ、内部の温度調節を可能にします。PTFE スクリーンからの LO 反射が、スキャン ベースラインで時々定常波の原因となることが判明しました。その後、スクリーンの下部と上部の取り付けプレートを変更して、スクリーンを「V」字型にし、反射した LO の定位相面をなくして、定常波の問題を解決しました。

望遠鏡のマウントと駆動システムは、コロンビアでの構成と基本的に変わりません。望遠鏡は小型であるため、両軸にダイレクト ドライブ トルク モーターが使用されています。このモーターの利点は、駆動システムにギア トレインがないことです。モーターのトルクは 11 ポンド フォース フィート (15 N⋅m) しかありませんが、望遠鏡は 1 秒あたり 10 度で方向を変えることができます。両軸は 16 ビット シャフト エンコーダーとタコメーターで監視され、望遠鏡制御コンピューターによって 100 Hz で読み取られ、指向のトルク補正が計算されます。

望遠鏡の指向は、各シーズンの初めに、広範囲の方位角と仰角をカバーする多数の星を観測するために、共調整された光学望遠鏡を使用して微調整されます。指向誤差に対する最小二乗近似を使用して、5 つの指向パラメータ (方位角および仰角エンコーダのオフセット、有効な経度と緯度、および方位角および仰角軸のわずかな非垂直性) を定義します。望遠鏡のビームが比較的大きいため、惑星の連続観測が不便であるため、指向は太陽の縁の電波連続観測によって毎週チェックされます。観測シーズン (秋、冬、春) 中、太陽はほとんどの一酸化炭素観測の高度より下を通過しますが、指向チェックのための唯一の実用的な天文情報源です。観測に使用される高度では、望遠鏡の指向誤差の二乗平均平方根は約 1 フィート (ビーム幅の約 1/9) 未満でした。

ヘテロダイン受信機は、超伝導-絶縁体-超伝導 (SIS)ジョセフソン接合をミキサーとして使用し、Kerr の 2 バックショート設計です (Pan ら、1983 年)。スカラー フィードはマイクロ波信号を受信機に結合し、そこで局部発振器 (LO) 信号と混合されて 1.4 GHz 中間周波数 (IF) 信号が生成され、低ノイズ高電子移動度電界効果トランジスタ (HEMT FET) 増幅器でさらに増幅され、受信機の IF セクションに渡されます。IF セクションは信号をさらに増幅し、150 MHz までヘテロダイン化して、200 MHz の帯域幅を分光計に渡します。

LO 信号はガンダイオード発振器によって生成され、その周波数はコンピュータ制御の周波数シンセサイザによって位相ロック ループ システムを介して制御されます。SIS ミキサーと FET 第 1 ステージ アンプは、真空デュワーの液体ヘリウム冷却コールド ステージ上にあり、その他の電子部品は室温です。115.3 GHz での一般的な受信機ノイズ温度は、65～70 K シングル サイドバンド (SSB) です。ヘリウム デュワーを 2.7 K にポンプすると性能が 55 K SSB までいくらか向上しますが、このレベルの受信機性能では 115 GHz の空のノイズが支配的になるため、これは標準的な観測手順ではありません。最も乾燥した寒い日には、システム全体の温度は、大気上を基準として 350 K SSB 未満になります。

望遠鏡には、修正されたNRAO設計のソフトウェア選択可能なフィルタ バンクが 2 つあり、それぞれ 256 チャネルが含まれています。115 GHz では、チャネルあたり 0.5 MHz のフィルタ バンクは速度分解能 1.3 km/s、速度カバレッジ 333 km/s を提供し、チャネルあたり 0.25 MHz のフィルタ バンクの分解能とカバレッジはそれぞれ 0.65 km/s と 166 km/s です。分光計は、受信機からの 150 MHz の最終 IF 信号を、それぞれ 8 MHz を中心とする 4 または 8 MHz 幅の 16 バンドに分割します。16 バンドは、それぞれ 0.25 または 0.5 MHz 幅の 16 個の連続した 2 極バターワース フィルタを備えた同数のフィルタ ボードに渡されます。フィルタの出力は、2 乗検波器に渡されます。増幅後、検出された信号は積分器で累積されます。サンプリング時間は 48 ミリ秒で、その後 5 ミリ秒間アナログ/デジタル コンバーターによる連続的な読み出しが行われます。その後、積分器は次のサイクルのためにクリアされます。コンバーターによって生成された 256 個の値は、次のサイクル中にバッファーに保存され、コンピューターは 48 ミリ秒間かけてデータを読み取ることができます。

1991 年 1 月までは、電波望遠鏡の指向、データ取得、および較正は、カスタムの望遠鏡制御システムを実行するData General Novaミニコンピュータ (写真) によって制御されていました。制御コンピュータは、速度とメモリがかなり制限されていました (ランダム アクセス メモリが 32 KB、固定ディスク ストレージが 5 MB のみ) が、オンラインで限定的なデータ削減を行うには十分な速度でした。さらに処理するために、すべてのスキャンは 1600 bpi 9 トラック磁気テープ経由で Digital Equipment VAXstation II/GPX ワークステーションに転送されました。

1991 年 1 月、望遠鏡の制御機能はMacintosh IIfxコンピュータに移され、C で記述された望遠鏡制御システムの翻訳および改良版が実行されるようになりました。個々のスキャン、またはより一般的には多数のスキャンを含む連結ファイルは、インターネット経由で制御コンピュータから直接取得できます。通常、データは銀河の経度、緯度、および速度のFITS形式の「キューブ」として分析されます。このようなキューブは、カスタム Macintosh ソフトウェアを使用するか、IDL または CLASS を備えた Unix ワークステーションで、生のスキャン ファイルから作成できます。

受信機のノイズ温度は、観測シフトの開始時に、周囲温度と液体窒素温度の負荷に対する受信機の応答の差を測定することによって較正されます。負荷は、マイクロ波を非常に吸収する炭素含浸フォームである Eccosorb で作られており、LO がフィードに直接反射するのを防ぐため円錐形になっています。

一酸化炭素の線強度は、室温チョッパーホイール法と Kutner (1978) の 2 層大気モデルを使用して較正されます。一酸化炭素信号周波数では、主に分子状酸素と水蒸気による大気の不透明度が顕著であり、信号減衰に対する観測された線強度の補正を適用する必要があります。Kutner の大気の 2 層モデルは、補正係数の高度依存性を 3 つのパラメーターのみでパラメーター化します。各パラメーターには物理的な解釈があります。酸素は水蒸気よりもはるかに高いスケール高さを持つため、モデルでは、酸素は水より上に位置し、異なる特性温度と不透明度を持つ別々の層と見なすことができます。上層大気の酸素の温度と不透明度は季節によってあまり変化せず、信号周波数でそれぞれ 255 K と 0.378 で一定であると想定されます。モデルの残りのパラメータ、つまり水の温度と不透明度、および空から受信される電力の割合は、少なくとも 6 時間の観測シフトごとに 1 回、また天候が変化する場合はより頻繁に、アンテナの傾き (高度の関数として空の信号の強度を測定) によって決定されます。典型的な天頂の水の不透明度は 0.10 ～ 0.15 の範囲で、最も寒く乾燥した天候では 0.05 程度まで下がります。各スキャンの開始時に 1 秒間のキャリブレーションが実行され、受信機のゲインと大気の不透明度の短期的な変動が補正されます。

1.2 m 望遠鏡の観測シーズンは、北半球の温帯にある他のミリ波望遠鏡と同様に、通常 10 月から 5 月までで、11 月から 3 月が最適な条件です。水蒸気による大気の不透明度の低下と、全般的に空が冷たいため、寒くて乾燥した日が最適な観測条件となります。全体として、10 月から 5 月までの約半分の期間は、天候により望遠鏡を運用できます。

放射が通常、広い速度範囲をカバーする銀河面に近い平坦なスペクトル ベースラインを取得するために、ソース位置 (ON) と、仰角で ON をまたぐように望遠鏡制御プログラムによって選択された 2 つの放射のない参照位置 (OFF) の間で 15 秒ごとに位置を切り替えることによってスペクトルを取得しました。各 OFF に費やされる時間の割合は、OFF での時間加重平均システム温度が ON でのシステム温度と等しくなるように調整され、その結果、平坦なベースラインと、通常 1 K 未満の残留オフセットが得られました。このオフセットは、通常、スペクトルの放射のない端に直線を当てはめるだけで除去されました。

平面から離れた、比較的狭い一酸化炭素線が 1 本か 2 本しか見られない地域では、位置切り替えの代わりに、10～20 MHz の周波数切り替えを 1 Hz の速度で頻繁に使用しました。切り替えサイクルの両方の段階でスペクトル線が分光計の範囲内に留まるため、位置切り替えの場合の 2 倍の速さでデータを取得できますが、残留ベースラインを除去するには、通常 4 次または 5 次などの高次の多項式が必要でした。中間圏の一酸化炭素からの地磁気輝線は、強度と LSR 速度の両方で変化しますが、周波数切り替えスペクトルで検出されます。この線の LSR 速度は正確に予測できるため、観測を適切にスケジュールすることで銀河の放射との混合を回避できます。大規模な調査 (例: Taurus と Orion) のいくつかのケースでは、地磁気輝線のモデルを銀河の放射のないスペクトルに毎日当てはめ、すべてのスペクトルからこの線を除去するために使用しました。^[21]

• CfA 1.2 m ミリ波望遠鏡 (CfA_mini) をインターネットで公開
• 分子雲の中の天の川銀河の調査