Loading article…
 | |
| 別名 | カルマ |
|---|---|
| の一部 | オーエンズバレー電波天文台 |
| 場所 | カリフォルニア州、太平洋諸州地域 |
| 座標 | 北緯37°16′49″ 西経118°08′31″ / 北緯37.2804° 西経118.142° / 37.2804; -118.142 |
| 組織 | カリフォルニア工科大学 |
| 高度 | 2,196メートル（7,205フィート） |
| 初光 | 2005 |
| 望遠鏡スタイル | 電波干渉計 |
| Webサイト | 詳しくはこちら |
  ミリ波天文学研究のための複合アレイの位置 | |
 コモンズの関連メディア | |
ミリ波天文学研究用複合アレイ（CARMA ）は、2006年に開設された23台の電波望遠鏡からなる天文観測装置です。 [1]これらの望遠鏡は天文干渉計 を形成し、すべての信号が専用のコンピューター（相関器）で結合され、高解像度の天文画像が生成されます。[2]望遠鏡は2015年4月に運用を停止し、保管のためにオーエンズバレー電波天文台に移設されました。
チリのアタカマ大型ミリ波干渉計はCARMAに代わり、世界で最も強力なミリ波干渉計となった。[要出典]
位置
CARMA 観測所カタログによると、すべての望遠鏡パッドの平均高度は、標高 2,196.223 メートル (7,205.456 フィート) でした。観測所は、オーエンズ バレー電波観測所の東、インヨー山脈のシーダー フラット (シーダー フラット グループ キャンプをハイウェイ 168 の西に移転した後) に位置し、ウエストガード パスを通ってアクセスできます。標高の高い場所が選ばれたのは、大気中の水蒸気によるミリ波の吸収と位相のデコヒーレンスを最小限に抑えるためです。
特徴
このアレイは、さまざまなサイズと設計の電波望遠鏡の異種集合体であるという点でユニークでした。望遠鏡には 3 つのタイプがあり、すべて放物面主鏡と双曲面副鏡を備えたカセグレン反射アンテナでした。
- 直径10.4 メートル (34 フィート) の望遠鏡6 台。これらは、カリフォルニア工科大学が運営する OVRO サイトのミリ波干渉計の一部でした。2005 年春にシーダー フラットに移されました。
- 直径 6.1 m (20 フィート) の望遠鏡 9 台。これらは以前はハット クリーク電波天文台に設置され、バークレー - イリノイ - メリーランド協会 ( BIMA ) コンソーシアムによって運用されていました。これらは 2005 年春に HCRO からシーダー フラットに移されました。
- 直径 3.5 メートル (11 フィート) の望遠鏡 8 台。これらは宇宙論の観測装置として建設され、シカゴ大学のジョン カールストロムが率いるプロジェクトであるスニヤエフ ゼルドビッチ アレイ(SZA) としても知られています。SZA は、オーエンズ バレー電波天文台の谷底で 3 年間にわたり宇宙マイクロ波背景放射 ( CMB ) と銀河団を観測しました。2008 年の夏に、シーダー フラットに移動されました。
展開
2006 年 11 月現在[アップデート]、OVRO アレイの 6 台の望遠鏡と BIMA アレイの 9 台の望遠鏡が連携して科学データの収集に取り組んでいます。対流圏の水蒸気の乱流分布によって生じる画像の歪みを補正する先駆的な作業は、2008 年秋に開始されました。
天体画像の最も細かい部分を観察するには、最大 2 キロメートル (1.2 マイル) のアレイ構成が必要でした。[要出典] この距離を超えると、信号が異なる量の水蒸気を通過する際に異なる望遠鏡に到達する時間が異なるため、画像の品質が著しく制限されます。[3]
各CARMAアンテナの近くにSZAアンテナを設置し、研究対象源の近くにある小型天文電波源を観測することで、大気の特性を数秒という短い時間スケールで測定することができます。この情報は、大気シンチレーションによって引き起こされる劣化の大部分を除去するためのデータ削減プロセスで使用できます。[4]
大気測定を行うために SZA (30 GHz で動作) を使用した観測は、2008 年 11 月に開始されました。SZA は、3 種類の望遠鏡すべてが同じ相関器に接続された実験中に CARMA の科学運用に直接参加しました。
観測は主に 3 mm 範囲 (80～115 GHz) と 1 mm 範囲 (210～270 GHz) で行われました。これらの周波数は、宇宙で 2 番目に豊富な分子である一酸化炭素(CO) を含む多くの分子ガスを検出するのに役立ちます。
CO の観測は、直接検出が難しい分子状水素ガス (宇宙で最も豊富な分子)の存在を間接的に示す指標です。この波長範囲では冷たい塵も検出可能で、たとえば恒星の周りの惑星形成ディスクの研究に使用できます。2009 年には、OVRO 10.4 m アンテナに 27～35 GHz の受信機が搭載され、SZA アンテナと連携してセンチメートル帯域での観測が行われました。[引用が必要]
VLBI
CARMAは、イベント・ホライズン・テレスコープ・プロジェクトによる初期の概念実証観測のアレイ要素であり、2007年には天の川銀河の超大質量ブラックホールSgr A*に事象の地平線規模の構造が見られることを示す観測に参加した。[5]
関係大学
CARMA は 3 つの主要グループから構成されるコンソーシアムでした。
カリフォルニア工科大学、バークレー・イリノイ・メリーランド協会（BIMA）、シカゴ大学
- カリフォルニア工科大学
- カリフォルニア大学バークレー校、電波天文学研究所
- シカゴ大学
- イリノイ大学アーバナ・シャンペーン校、天文画像研究所[6]
- メリーランド大学カレッジパーク校ミリ波天文学研究所[7]
参照
参考文献
- ^ 「インヨー山脈のCARMA電波望遠鏡アレイが5月5日に開所」カリフォルニア工科大学。2006年5月4日。 2021年12月1日閲覧。
- ^ ダグラス・ボックとCARMAチーム、ミリ波天文学研究のための複合アレイ、惑星から暗黒エネルギーまで：現代の電波宇宙、2007年10月1日〜5日、マンチェスター大学、英国
- ^ 水蒸気による大気変動の時間的パワースペクトル (aanda.org)
- ^ 「ミリ波およびサブミリ波波長での大気シンチレーションの克服」spie.org . 2021年12月1日閲覧。
- ^ Doeleman, Shepard S.; Weintroub, Jonathan; Rogers, Alan EE; Plambeck, Richard; Tilanus, Remo PJ; Friberg, Per; Ziurys, Lucy M .; Moran, James M.; Corey, Brian; Young, Ken H.; Smythe, Daniel L.; Titus, Michael; Marrone, Daniel P.; Cappallo, Roger J.; Bock, Douglas CJ; Bower, Geoffrey C.; Chamberlin, Richard; Davis, Gary R.; Krichbaum, Thomas P.; Lamb, James; Maness, Holly; Niell, Authur E.; Roy, Alan; Strittmatter, Peter; Werthimer, Daniel; Whitney, Alan R.; Woody, David (2008 年 9 月 4 日)。「銀河中心の超大質量ブラックホール候補における事象の地平線規模の構造」。Nature。455 (7209): 78–80. arXiv : 0809.2442 . doi :10.1038/nature07245. PMID 18769434. S2CID 4424735. 2020年11月21日閲覧。
- ^ https://web.archive.org/web/20050412085632/http://www.astro.uiuc.edu/projects/lai/ [裸の URL ]
- ^ http://www.astro.umd.edu/rareas/lma/ [裸の URL ]
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、ミリ波天文学研究用複合アレイに関連するメディアがあります。
- CARMA ウェブサイトは 2020-07-11 にWayback Machineにアーカイブされています
- OVRO ウェブサイト
- BIMAウェブサイト
- BIMAとOVROにおけるスニヤエフ・ゼルドビッチ観測
- CARMA: 仕様とステータス、2002
