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 VSAグラウンドシールド | |
| の一部 | テイデ天文台 |
|---|---|
| 場所 | テネリフェ島、大西洋、国際水域 |
| 座標 | 北緯28°18′02″ 西経16°30′37″ / 北緯28.30064° 西経16.51028° / 28.30064; -16.51028 |
| 組織 | キャベンディッシュ天体物理学グループ カナリアス天体物理学研究所ケンブリッジ大学 ジョドレルバンク天文台 |
| 高度 | 2,500メートル（8,200フィート） |
| 波長 | 0.83 cm (36 GHz)～1.2 cm (25 GHz) |
| 望遠鏡スタイル | 電波干渉計 |
| 角度分解能 | 0.2度 |
| Webサイト | www.jb.man.ac.uk/tech/technology/vsa.html |
  非常に小さなアレイの位置 | |
 コモンズの関連メディア | |
超小型アレイ（VSA ）は、26〜36GHzで動作する14素子の干渉計電波望遠鏡で、宇宙マイクロ波背景放射の研究に使用されています。ケンブリッジ大学、マンチェスター大学、カナリア天体物理学研究所（テネリフェ島）の共同研究で、テネリフェ島のテイデ天文台に設置されていました。アレイは、キャベンディッシュ天体物理学グループとジョドレルバンク天文台によってムラード電波天文台に建設され、PPARC（現在のSTFC ）の資金提供を受けました。設計は宇宙異方性望遠鏡に強く基づいています。[1] [2]
この望遠鏡は、気球ベースのBOOMERanGやMAXIMA、地上ベースのDASIやCBIなど、他のいくつかのCMB実験と機能面で匹敵するものでした。[3]
デザイン
この望遠鏡は 14 の要素 (91 基線) で構成され、各要素にはホーン反射アンテナがあり、天体信号を個々の受信機 (擬似HFET増幅器、システム温度は約 25 K、物理温度は 12 K、[1] NRAO設計に基づく) に集中させます。[4]個々の要素は相関器を使用して結合され、開口合成アレイを形成します。[4]要素は、天空を追跡でき、天頂から最大 35 度傾けることができる傾斜テーブルに取り付けられています。[1]
この望遠鏡は、「コンパクト」、「拡張」、「超拡張」の 3 つの異なる構成で使用されており、それぞれ要素間の分離距離 (コンパクトと拡張の差は 2.25 倍) とアンテナのサイズが異なります。[1]コンパクト アレイのアンテナの 直径は 143 mm ですが、拡張アレイでは 直径 322 mm のアンテナが使用されています。[5]つまり、コンパクト アレイのプライマリ ビームは 4.5 度、解像度は 30 分角 (100 から 800 の多重極) ですが、拡張アレイのプライマリ ビームは 2 度、解像度は 12 分角で、250 から 1500 の多重極を観測できます。 [6]拡張アレイは、コンパクト アレイよりも 5 倍感度が高くなります。[5]超拡張アレイは最大 3000 の多重極を測定でき、[7] 550 mm のアンテナ ミラーを備えています。フロントエンドアンプもアップグレードされた。[8]
この望遠鏡は1.5GHzの帯域幅で26～36GHzの周波数に調整することができ、異なる周波数で観測を行うことができる。[9]
また、30GHzで動作する2台の3.7m電波望遠鏡も含まれており[10] 、前景源の監視に特化しています。[3]これらのソース減算皿は、最初の一連の観測の後に、以前よりもはるかに弱いソースを監視できるように、より正確なものにアップグレードされました。[5]
ソース減算皿とVSA自体は、大きな金属製の接地シールドに囲まれています。[2]
VSAは干渉計であるため、最初に天空の地図を作成する必要がなく、CMBの角度パワースペクトルを直接測定します。[2] [11]
結果
VSAで観測されるフィールドは、フィールド内の明るい電波源と大きなクラスターの数を最小限に抑えるように（後者はスニヤエフ・ゼルドビッチ効果を避けるため）、また銀河からの放射による汚染を避けるように選択されました。[7] VSAフィールドに存在する電波点源は、ライル望遠鏡で15GHzで観測され、その後、VSA観測中にVSAソース減算器によって監視されました。[3]
コンパクトアレイ構成では、望遠鏡は2000年8月から2001年8月までの観測セッションで、 7×7度の3つの空の領域を高精度で観測しました[1] 。 [12]これらの観測は、前景の汚染を減らすために、望遠鏡の最高周波数である34GHzを中心として行われました。[9]空の別のより広い領域も観測されましたが、精度は低かったです。[9]これらの観測データは、関係する3つの機関すべてで独立して削減されました。[4]これらの観測結果は、2003年にWatsonら、Taylorら、Scottら、およびRubino-Martinらによる4つの論文シリーズで発表されました（下記の参考文献を参照）。主要な結果は、150と900の多重極間の宇宙マイクロ波背景放射のパワースペクトル、 [11]と、他の実験の観測データと組み合わせた場合の宇宙論パラメータの限界でした。 [13]
2 回目の観測セッションは 2001 年 9 月[12]から 2003 年 7 月まで行われ、拡張アレイが使用されました。[14]拡張アレイの最初の結果は、2002 年 4 月までに取得されたデータを使用して、最初の 4 つの出版物と同時に 2003 年にレターとして発表されました。観測された空のセクションは、以前に観測されたフィールド内にあり、測定値はより正確で詳細でした。その結果、1400 の多重極まで CMB のパワー スペクトルが改善され、[5]宇宙論的パラメータが改良されました。[15] 2 回目の結果セットは 2004 年に発表され、元の観測に加えて、同じ空の領域で行われたより多くの観測と、3 つの新しい領域での観測で構成されていました。これにより、1500 の多重極まで CMB パワー スペクトルの測定値が以前よりもはるかに正確になり、[7]宇宙論的パラメータの推定値もより正確になりました。[16]
VSAによる観測は、スーパーエクステンデッド構成を使用して2008年8月末まで継続されました。また、ライル望遠鏡は低フラックスの点源を検出できるようにアップグレードされ、ポーランドの望遠鏡のOCRA受信機は、点源をより正確に減算するために使用されます。[8]
参照
ウィキメディア・コモンズには、 Very Small Arrayに関連するメディアがあります。
参考文献
- ^ abcde 「ケンブリッジ大学のVSAに関するウェブページ」。2007年6月23日閲覧。
- ^ abc 「VSAに関するジョドレル銀行のウェブページ」 。 2007年6月23日閲覧。
- ^ abc Watson, RA; et al. (2003). 「Very Small Array I からの最初の結果: 観測方法」. MNRAS . 341 (4): 1057–1065. arXiv : astro-ph/0205378 . Bibcode :2003MNRAS.341.1057W. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06338.x . S2CID 17592336.
- ^ abc 「ジョドレルバンク天文台 - VSA受信機」。2007年6月23日閲覧。
- ^ abcdef Grainge, Keith; et al. (2003). 「VSA で測定された l = 1400 までの CMB パワースペクトル」MNRAS . 341 (4): L23–L28. arXiv : astro-ph/0212495 . Bibcode :2003MNRAS.341L..23G. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06563.x .
- ^ 「VSAの技術仕様」ジョドレルバンク天文台。 2007年6月23日閲覧。
- ^ abcde Dickinson, Clive; et al. (2004). 「拡張された超小型アレイによる CMB パワースペクトルの高感度測定」. MNRAS . 353 (3): 732. arXiv : astro-ph/0402498 . Bibcode :2004MNRAS.353..732D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08206.x . S2CID 2806871.
- ^ ab Cleary, Kieran; Taylor, Angela C.; Waldram, Elizabeth; Battye, Richard A.; Dickinson, Clive; Davies, Rod D.; Davis, Richard J.; Genova-Santos, Ricardo; et al. (2005). 「拡張された超小型アレイと 33 GHz のソース数推定のためのソース減算」. MNRAS . 360 (1): 340–353. arXiv : astro-ph/0412605 . Bibcode :2005MNRAS.360..340C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09037.x . S2CID 10370174.
- ^ abc Taylor, Angela C.; et al. (2003). 「超小型アレイ II からの最初の結果: CMB の観測」. MNRAS . 341 (4): 1066–1075. arXiv : astro-ph/0205381 . Bibcode :2003MNRAS.341.1066T. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06493.x . S2CID 15605923.
- ^ 「VSA Source Subtractors」。ジョドレルバンク天文台。 2007年6月23日閲覧。
- ^ abcd Scott, PF; et al. (2003). 「Very Small Array III からの最初の結果: CMB パワースペクトル」. MNRAS . 341 (4): 1076–1083. arXiv : astro-ph/0205380 . Bibcode :2003MNRAS.341.1076S. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06354.x . S2CID 119088948.
- ^ ab Maisinger, Klaus; Hobson, MP; Saunders, Richard DE; Grainge, Keith JB (2003). 「干渉計望遠鏡の最大尤度天体測定幾何学較正: 超小型アレイへの応用」. MNRAS (抄録). 345 (3): 800–808. arXiv : astro-ph/0212210 . Bibcode :2003MNRAS.345..800M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06995.x . S2CID 11987021.
- ^ Rubino-Martin, JA; et al. (2003). 「Very Small Array IV からの最初の結果: 宇宙論パラメータ推定」MNRAS . 341 (4): 1084–1092. arXiv : astro-ph/0205367 . Bibcode :2003MNRAS.341.1084R. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06494.x . S2CID 18192370.
- ^ 「VSA 拡張アレイパワースペクトルデータ」 。2007年6 月 23 日閲覧。
- ^ Slosar, Anze; et al. (2003). 「VSAデータを使用した宇宙論パラメータ推定とベイズモデルの比較」MNRAS . 341 (4): L29–L34. arXiv : astro-ph/0212497 . Bibcode :2003MNRAS.341L..29S. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06564.x . S2CID 12420402.
- ^ Rebolo, Rafael; et al. (2004). 「l=1500までの超小型アレイデータを使用した宇宙論パラメータ推定」MNRAS . 353 (3): 747–759. arXiv : astro-ph/0402466 . Bibcode :2004MNRAS.353..747R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08102.x . S2CID 13971059.
さらに読む
- Savage, Richard; Battye, Richard A.; Carreira, Pedro; Cleary, Kieran; Davies, Rod D.; Davis, Richard J.; Dickinson, Clive; Genova-Santos, Ricardo; et al. (2004). 「超小型アレイデータにおける非ガウス性の探索」. MNRAS . 349 (3): 973–982. arXiv : astro-ph/0308266 . Bibcode :2004MNRAS.349..973S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07578.x . S2CID 16877915.
- スミス、サラ; 他 (2004). 「超小型アレイデータのバイスペクトルの推定」. MNRAS . 352 (3): 887–902. arXiv : astro-ph/0401618 . Bibcode :2004MNRAS.352..887S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07885.x . S2CID 14172358.
- Lancaster, Katy; Genova-Santos, Ricardo; Falcon, Nelson; Grainge, Keith; Gutierrez, Carlos; Kneissl, Rudiger; Marshall, Phil; Pooley, Guy; et al. (2005). 「近傍銀河団におけるスニヤエフ・ゼルドビッチ効果の超小型アレイ観測」. MNRAS . 359 (1): 16–30. arXiv : astro-ph/0405582 . Bibcode :2005MNRAS.359...16L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.08696.x . S2CID 14038645.
- Génova-Santos, Ricardo; et al. (2005). 「コロナ超銀河団における拡張スニヤエフ・ゼルドビッチ効果の超小型アレイによる探索」MNRAS . 363 (1): 79–92. arXiv : astro-ph/0507285 . Bibcode :2005MNRAS.363...79G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09405.x . S2CID 16018448.
- Rajguru, Nutan; et al. (2005). 「Cosmic Background Imager と Very Small Array による宇宙マイクロ波背景放射の観測: 一致マップとパラメータ推定法の比較」(PDF) . MNRAS . 363 (4): 1125–1135. arXiv : astro-ph/0502330 . Bibcode :2005MNRAS.363.1125R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09519.x . S2CID 118112483.
- ルビニョ＝マルティン、ホセ・アルベルト。アリアガ、アントニオ M.バレイロ、RB。バティ、リチャード A.カレイラ、ペドロ。クリアリー、キーラン。デイヴィス、ロッド D.デイビス、リチャード J.他。 (2006)。 「滑らかな適合度テストによる極小配列宇宙マイクロ波背景マップの非ガウス性」。MNRAS。369 (2): 909–920。arXiv : astro-ph/0604070。ビブコード:2006MNRAS.369..909R。土井：10.1111/j.1365-2966.2006.10341.x。S2CID 55713539。
