水素再電離時代アレイ

水素再電離期アレイ（HERA、主任研究者アーロン・パーソンズ^{[ 1 ]}）は、再電離期中および再電離期以前の大規模構造を観測することに特化した電波望遠鏡です。HERAは、初期宇宙を観測し、完全なSKAの設計を支援することを目的としたスクエア・キロメートル・アレイ（SKA）の前身となる装置です。同じく南アフリカにあるMeerKAT、西オーストラリアにある2つの電波望遠鏡、オーストラリアSKAパスファインダー（ASKAP）とマーチソン広視野アレイ（MWA）とともに、HERAは最終的なSKAの4つの前身の1つです。^{[ 2 ]} HERAはミーアキャット国立公園にあります。

宇宙の再結合期( z = 1100) と、銀河間ガスが大部分再電離される時期 (z = 7±1 ^{[ 3 ]} ) の間には長い時間間隔があります。宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) の研究により、この期間の開始時の宇宙の構造が明らかになり、スローンデジタルスカイサーベイなどの深層光学サーベイにより、この期間以降の構造が明らかになりましたが、第一世代の星と初期のブラックホールが現れた時期のデータはほとんどありません。初期宇宙では水素が圧倒的に最も一般的な元素であったため、星が現れた時代を調べる自然な方法は、電離した水素の割合を調べることです。天文学者は、21 cm (1420 MHz)スペクトル線で冷たい原子水素を観測します。再電離が z = 6 ～ 8 で起こると仮定すると、このスペクトル線は 150 ～ 200 MHz 付近の周波数範囲に赤方偏移すると予想されます。PAPER、LOFAR、MWAといった一連の観測機器が、この放射線を探索してきた。HERAは、感度を向上させてこの放射線を探索するプロジェクトである。

CMBは、水素の再電離信号が観測される背景スクリーンとして機能します。非常に低温の水素ガスはCMB光子を吸収し、CMB信号の低下を引き起こします。高温の水素は21cm（静止系）光子を放出し、CMBによる明るさよりも空の明るさを増大させます。水素が完全に再電離されると、CMBは中性水素の21cm線遷移の影響を受けなくなります。吸収と放出がzの関数として、また天球上の位置の関数としてどのように変化するかを観測することで、星、銀河、超大質量ブラックホールの形成モデルに厳しい制約を与えることができます。

HERAは50～250MHzの周波数帯で観測を行う。^{[ 4 ]} この周波数帯にはFMラジオ、テレビ、その他多くの地上波放送信号が含まれる。これらの信号はHERAが探している信号よりも何桁も強いので、この干渉を最小限に抑えるため、HERAは南アフリカの人口密度の低いカルー砂漠、カーナーボン近郊に建設されている。

太陽からの干渉も観測を妨げるため、観測は夜間に限られる。また、天の川銀河面も避ける必要がある。これらの2つの制約により、HERAの科学観測期間は年間約4ヶ月に限定される。

もう一つの大きな技術的課題は、クエーサーや天の川銀河内の電離ガスなどの前景源からの放射です。この放射は、HERAが検出しようとする再結合期の信号よりも4～5桁強いと予想されます。しかし、この前景はシンクロトロン放射と自由自由放射で構成されており、狭いスペクトル特性はありません。これに対し、HERAの目標は銀河間ガス内の高温中性領域と電離領域の形成を検出することであり、これらの領域は狭いスペクトル特性を生み出すはずです。HERAアレイは滑らかなスペクトルバンドパスを備えている必要があり、前景放射を検出信号から差し引いたときに、残りの狭い特性が機器のスペクトル応答ではなく天体から来るようにする必要があります。^{[ 5 ]}

HERAは、個々のアンテナのペアからの信号を相互相関させる電波干渉計です。イメージングを目的とした電波干渉計は通常、画像再構成のために可能な限り多くの空間周波数で放射を測定するために、同一のベースラインの数を最小限に抑えるように設計されています。^{[ 6 ]} 対照的に、HERAアレイのアンテナは六角形のタイル状に配置されており、多数の同一のベースラインを提供します。この形状はHERAが生成できる画像の品質を低下させますが、同一のベースラインからの信号を加算して信号対雑音比を改善することができます。

個々のアンテナは、14メートルのワイヤーメッシュ放物面板の上に吊り下げられたクロスダイポール給電部を備えています。^{[ 7 ]} アンテナは方向制御できず、天頂方向を向いています。アンテナのサイズは、アンテナ構造内の定在波が50MHz以下の周波数となり、対象周波数帯域外となるように十分に大きく選ばれています。アンテナは、木材やPVCパイプなどの低コスト材料で作られています。^{[ 8 ]}

完成時には、アレイは350個のアンテナ（直径300メートルの密集した六角形のコアに318個、さらに離れたアウトリガーに32個）で構成される予定です。^{[ 9 ]}総集光面積は54,000平方メートルで、アレシボ天文台 と同程度になります。

アレイの分数帯域幅が大きいため（前景信号の減算が複雑になる）、宇宙論的信号が弱い（約10ミリケルビン）ため、HERAが再電離ガス内の個々の構造の高画質画像を生成する可能性は低い。代わりに、アレイは初期のCMB機器と同様に、ガスの変動のパワースペクトルを測定することになる。^{[ 10 ]}

• 公式サイト
• 水素再電離時代アレイ（HERAに関する2016年CfAコロキウム） YouTube動画1:04:22