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サブミリ波アレイ( SMA ) は、サブミリ波観測用の干渉計として配置された直径6 メートル (20フィート)の電波望遠鏡8 台で構成されています。これは、既存の15 メートル (49フィート)のジェームズ クラーク マクスウェル望遠鏡と10.4 メートル (34.1フィート)のカリフォルニア工科大学サブミリ波観測所(現在は廃止) を干渉計として使用した干渉実験が成功した後に構築された、初の専用サブミリ波干渉計です。これら 3 つの観測所はすべてハワイのマウナケアにあるマウナケア観測所にあり、230 GHz 帯と 345 GHz帯で 10 要素干渉計 (eSMA、拡張サブミリ波アレイ)として一緒に運用されています。現在使用されている基線長は16 ～ 508 メートル (52 ～ 1,667フィート)です。この望遠鏡で観測可能な電波周波数は194～408ギガヘルツ（1.545～0.735ミリ）の範囲で、数十種類の分子の回転遷移や星間塵からの連続放射などが含まれます。このアレイは昼夜を問わず運用可能ですが、大気位相が最も安定する夜間に観測が行われます。
SMAは、スミソニアン天体物理観測所（SAO）と中央研究院天文天体物理研究所（ASIAA）が共同で運営している。
SMAプロジェクトは、当時SAOの新所長であったアーウィン・シャピロによる、電磁スペクトル全体にわたる高解像度天文機器を開発するという広範なイニシアチブの一環として、1983年に開始されました。当初の設計では6つのアンテナからなるアレイが予定されていましたが、1996年にASIAAがプロジェクトに参加し、干渉計の基線数がほぼ倍増したことに対応するため、2つのアンテナの追加建設と相関器の拡張に資金を提供しました。アレイの候補地としては、アリゾナ州のマウント・グラハム、南極付近、チリのアタカマ砂漠などが検討されましたが、既存のインフラ、アレイ建設に適した比較的平坦な土地、JCMTとCSOをアレイに含める可能性があったことから、最終的にマウナケアが選ばれました。1987年には、SAOのケンブリッジ拠点に受信機研究所が設立されました。 [ 1 ]
アンテナはマサチューセッツ州ウェストフォードのヘイスタック天文台で建設され、部分的に分解された後、トラックで米国内を輸送され、その後海上輸送でハワイに運ばれた。アンテナはマウナケア山頂の大型格納庫で再組み立てされた。
SMAは2003年11月22日に献堂式を行い、正式に業務を開始した。
SMAは、プウ・ポリアフとプウ・ハウオキという火山丘の間の鞍部のすぐ北西、マウナケア山頂から約140メートル下の地点に建設された。
電波干渉計、特にアンテナ数が少ない干渉計にとって長年の課題は、合成画像を最適化するためにアンテナを互いにどの位置に配置するかである。1996年、エリック・ケトはSMAのためにこの問題を研究した。彼は、アンテナをルーロー三角形の形に配置すると、空間周波数のサンプリングが最も均一になり、したがって最もクリーンな（サイドローブが最も低い）点広がり関数が得られることを発見した。[ 2 ] この研究により、SMAアンテナを配置できるパッドは、4つのルーロー三角形を形成するように配置され、最も東側のパッドは4つの三角形すべてで共通の角を形成する。しかし、SMAサイトは岩の尾根や窪みがたくさんある溶岩原であるため、パッドを正確に最適な位置に配置することはできなかった。
ほとんどの場合、8つのアンテナすべてが1つのルーロー三角形を形成するパッド上に設置され、サイズが小さい順に、サブコンパクト、コンパクト、拡張、超拡張の4つの構成となります。アンテナの移動スケジュールは、承認された観測提案の要件によって決定されますが、おおよそ四半期ごとのスケジュールに従う傾向があります。特注の輸送車両を使用して、アンテナをパッドから持ち上げ、未舗装のアクセス道路に沿って移動させ、極低温受信機の冷却システムへの電力供給を維持しながら、新しいパッドに設置します。
各アンテナパッドには中央の建物に接続する導管があり、そこを通って交流電源ケーブルと光ファイバーが引き込まれます。 マルチモード光ファイバーは、イーサネットや電話サービスなどの低帯域幅デジタル信号に使用されます。住友電工のLTCDシングルモード光ファイバーケーブルは、ヘテロダイン受信機のLOを生成するための基準信号と、アンテナからのIF信号の戻り信号に使用されます。住友電工の光ファイバーは熱膨張係数が非常に低く、マウナケアの地表下の典型的な温度ではほぼゼロです。これにより、アレイは閉ループ遅延測定なしで動作できます。[ 3 ]
8基のアンテナはそれぞれ、直径6メートルの主鏡を備えており、72枚の機械加工された鋳造アルミニウムパネルで構成されています。軽量なカーボンファイバーではなく機械加工アルミニウムが選ばれたのは、積雪量が多い場合や、風で運ばれてくる火山灰によって、脆弱なカーボンファイバーパネルが損傷する恐れがあるためです。パネルはそれぞれ幅約1メートルで、6ミクロンの精度で機械加工されています。パネルはカーボンファイバー製のチューブ状のバックアップ構造で支えられており、この構造は風で運ばれてくる破片から保護するためにアルミニウムパネルで囲まれています。パネルの位置は、アンテナ前面から調整できます。
ハワイでの表面パネルの初期調整は、回転テンプレートを使用してサービス格納庫で行われました。アンテナが展開された後、表面は、SMAのサブコンパクトパッドリングから67メートル上にあるスバルビルの外部キャットウォークに設置された232.4GHzビーコン光源を使用した近接場ホログラフィーで測定されました。パネルの位置はホログラフィーの結果に基づいて調整され、表面品質を維持するためにホログラフィー誘導調整が定期的に繰り返されます。数回の調整の後、表面の誤差は通常約15ミクロンRMSになります。[ 4 ]
高湿度条件下での氷結を防ぐため、主鏡、副鏡を支える台座、および副鏡自体に加熱装置が設置されている。
各アンテナには、アンテナ制御に必要な電子機器とナスミス式フォーカス受信機を収容するキャビンが備えられています。この温度制御されたキャビンは、アンテナの鋼鉄製架台をほぼ完全に覆うことで、温度変化による指向誤差を最小限に抑えています。
SMAは、曲げられたナスミス焦点で極低温SISヘテロダイン受信機を使用します。[ 5 ] すべての受信機は、アンテナキャビン内の単一の大型クライオスタットに取り付けられています。クライオスタットは最大8つの受信機インサートを収容でき、各インサートには1つの受信機が保持されます。回転ワイヤグリッドビームスプリッターとそれに続く回転ミラーにより、入射放射の2つの直線偏光が2つの受信機インサートに導かれます。これにより、アレイは、2つの異なる周波数帯域の単一の偏光を同時に観測するか、感度を向上させてストークスパラメータを測定するために単一の帯域の両方の偏光を同時に観測することができます。
受信機は194GHzから408GHzまでの周波数を ギャップなくカバーできるものが利用可能です。ただし、完全な偏波測定は230GHzと345GHz付近でのみ可能であり 、これらの周波数では受信機のペアを同じ周波数に調整し、これらの周波数に最適化された1/4波長板を光路に挿入することができます。
受信機は、ヘテロダイン混合によって生成される両方の側波帯に感度を持つ。側波帯は、局部発振器（LO）信号に90度の位相変化を持つウォルシュパターンを導入し、相関器内でそのパターンを復調することによって分離される。また、異なるアンテナから相関器に到達する中間周波数（IF）間のクロストークを抑制するため、各アンテナ固有の180度の位相変化を持つウォルシュパターンもLOに導入される。
SMA受信機の最近の広帯域アップデートにより、12GHzオフセットされた周波数に調整された2つの受信機を使用することで 、アレイは44GHz 幅の空周波数を途切れなく観測できるようになりました。
オリジナルのSMA相関器は、 8つのアンテナにある2つのアクティブ受信機それぞれから、サイドバンドごとに2GHzのIF帯域幅を相関させ、28のベースラインのスペクトルデータを生成するように設計されていました。アナログ-デジタル変換器は208MHzでサンプリングしていたため 、サンプリング前にIFは、それぞれ104MHz幅の24個の部分的に重なり合う「チャンク」にダウンコンバートされ ました。サンプリング後、データは90枚の大型PCボードに送信され、各ボードには32個のASIC相関器チップが搭載されていました。相関器はXF設計で、デフォルト構成では、28のベースライン上の2つの受信機それぞれについて6144個のラグが計算され、その後FFTが適用されてラグデータがスペクトルに変換されました。[ 1 ] デフォルト構成では、スペクトル分解能はチャネルあたり812.5kHzでしたが、相関器は再構成して、スペクトルの他の部分の分解能を犠牲にして、特定のチャンクのスペクトル分解能を上げることができました。相関器チップはMIT Haystackで設計され、SMA、USNO、NASA、NRFA、JIVEの5つの機関から資金提供を受けた。[ 3 ] また、CSOとJCMTをアレイに追加することで、45のベースラインすべてを相関させるように相関器を構成することもできたが、アンテナ1つにつき受信機1つだけの場合に限られる。
2016年にSWARMと呼ばれる新しい相関器が稼働を開始し、相関可能なIF帯域幅が拡大したことで、アレイの連続波源に対する感度と瞬時スペクトル範囲が向上しました。FX設計の新しい相関器は、専用の相関器チップではなく、4.576 GHzのアナログ-デジタル変換器[ 6 ]とXilinx Virtex-6 SX475T FPGAを使用しています。FPGAは、天文学信号処理および電子機器研究のためのコラボレーション（CASPER）が製造したROACH2ボード上に、追加の電子機器とともに搭載されています。新しい相関器は、 帯域幅全体にわたってチャネルあたり140 kHzの均一な分解能という、1つのスペクトル構成でのみ動作します。低分解能のみを必要とするプロジェクトであっても、データはこの高スペクトル分解能で保存されるため、最高分解能は後の研究で使用するために観測所のデータアーカイブに保持されます。相関器の各象限は、 8 つのアンテナすべてにある 2 つのアクティブ受信機に対して、サイドバンドごとに 2 GHz の IF 帯域幅を処理できます。2 つの受信機が同じ周波数に同調されている場合、完全なストークス偏波パラメータが計算されます。[ 7 ] やや紛らわしいことに、完全な相関器には現在 6 つの SWARM「象限」があり、 すべてのベースライン上の 2 つの受信機の各サイドバンドに対して 12 GHz の帯域幅を相関させることができ、 合計 48 GHz のスカイ周波数範囲が可能になります。
SWARMはフェーズドアレイ・サマーとしても動作可能であり、 VLBI運用においてはSMAを単一アンテナのように見せることができる。
SMAは、多様な天体現象を観測できる多目的観測装置です。SMAは、絶対零度からわずか数十ケルビン高い温度の塵やガスの観測に特に優れています。このような温度の天体は通常、数百マイクロメートルから数ミリメートルの波長で放射の大部分を放出しますが、これはSMAが観測できる波長範囲です。一般的に観測される天体には、我々の銀河や他の銀河にある星形成分子雲、高度に赤方偏移した銀河、進化段階にある恒星、銀河中心などがあります。時折、惑星、小惑星、彗星、衛星など、太陽系内の天体も観測されます。
SMAは、冥王星の温度が予想より10 K (18 °F)低いことを発見するために使用されました。[ 8 ]また、冥王星とカロンを別々の天体として分離した最初の電波望遠鏡でもありました。[ 9 ]
SMAはイベントホライズンテレスコープの一部であり、近傍の超大質量ブラックホールを、その天体の事象の地平線の大きさに匹敵する角度分解能で観測し、ブラックホールの最初の画像を生成した。
