Macierz teleskopów Allena - Allen Telescope Array

W przypadku innych zastosowań zobacz ATA .
Macierz teleskopu Allena
C GK - DSC 0421.jpg
Allen Telescope Array (ATA-42), 11 października 2007.
Alternatywne nazwy ATA Edytuj to na Wikidanych
Nazwany po Paula Allena Edytuj to na Wikidanych
Część Obserwatorium radiowe Hat Creek Edytuj to na Wikidanych
Lokalizacja(e) Kalifornia
Współrzędne 40 ° 49'04 "N 121 ° 28'24" W / 40,8178°N 121,4733°W / 40,8178; -121.4733 Współrzędne: 40 ° 49'04 "N 121 ° 28'24" W / 40,8178°N 121,4733°W / 40,8178; -121.4733 Edytuj to na Wikidata
Organizacja Laboratorium Radioastronomiczne
Instytut SETI Edytuj to na Wikidanych
Wysokość 986 m (3235 stóp) Edytuj to na Wikidata
Długość fali 60, 2,7 cm (500, 11 100 MHz)
Wybudowany 2005-2007 ( 2005-2007 ) Edytuj to na Wikidata
Styl teleskopu
Interferometr radiowy  teleskopu gregoriańskiegoEdytuj to na Wikidanych
Liczba teleskopów 42 Edytuj to na Wikidanych
Średnica 6,1 m (20 stóp 0 cali) Edytuj to na Wikidata
Średnica wtórna 2,4 m (7 stóp 10 cali) Edytuj to na Wikidata
Obszar zbierania 1227 m 2 (13.210 stóp kwadratowych)Edytuj to na Wikidata
Strona internetowa www .seti .org /ata Edytuj to na Wikidata
Allen Telescope Array znajduje się w Stanach Zjednoczonych
Macierz teleskopu Allena
Lokalizacja tablicy teleskopów Allena
Strona Commons Powiązane multimedia na Wikimedia Commons
[ edytuj na Wikidanych ]

Array Allen Telescope ( ATA ), dawniej znany jako jeden hektar Teleskopu ( 1HT ), jest radioteleskop tablica poświęcona obserwacji astronomicznych i jednoczesnym poszukiwaniu pozaziemskiej inteligencji (SETI). Macierz znajduje się w Hat Creek Radio Observatory w Shasta County , 290 mil (470 km) na północny wschód od San Francisco w Kalifornii.

Projekt został pierwotnie opracowany jako wspólne przedsięwzięcie Instytutu SETI i Laboratorium Radioastronomicznego (RAL) na Uniwersytecie Kalifornijskim w Berkeley (UC Berkeley), dzięki środkom uzyskanym z początkowej darowizny w wysokości 11,5 mln USD przez Paula G. Allena Fundacja Rodzinna . Pierwsza faza budowy została ukończona, a ATA wreszcie zaczęła działać 11 października 2007 r. z 42 antenami (ATA-42), po tym, jak Paul Allen (współzałożyciel Microsoft ) zadeklarował dodatkowe 13,5 miliona dolarów na wsparcie budowy pierwszego i drugie fazy.

Chociaż w sumie Allen wniósł do projektu ponad 30 milionów dolarów, nie udało mu się zbudować pierwotnie pomyślanych 350 6,1 m (20 stóp) czasz, a projekt doznał przerwy operacyjnej z powodu niedoborów środków finansowych między kwietniem a sierpniem 2011 r. wznowiono obserwacje. Następnie UC Berkeley wyszedł z projektu, kończąc zbycie w kwietniu 2012 r. Obiektem zarządza obecnie SRI International (dawniej Stanford Research Institute), niezależny instytut badawczy non-profit. Od 2016 roku Instytut SETI prowadzi obserwacje za pomocą ATA codziennie w godzinach od 18:00 do 6:00.

W sierpniu 2014 roku instalacja była zagrożona pożarem lasu w okolicy i została na krótko zmuszona do wyłączenia, ale ostatecznie wyszła z niej w dużej mierze bez szwanku.

Przegląd

Pomysł, wymyślony przez pioniera SETI, Franka Drake'a , od lat był marzeniem Instytutu SETI . Jednak dopiero na początku 2001 roku rozpoczęto badania i rozwój, po przekazaniu 11,5 miliona dolarów przez Fundację Rodziny Paula G. Allena . W marcu 2004 roku, po pomyślnym zakończeniu trzyletniej fazy badawczo-rozwojowej, Instytut SETI przedstawił trójpoziomowy plan budowy teleskopu. Budowa rozpoczęła się natychmiast, dzięki zastawowi 13,5 miliona dolarów przez Paula Allena (współzałożyciela Microsoft ) na wsparcie budowy pierwszego i drugiego etapu. Instytut SETI nazwał teleskop na cześć Allena. Ogólnie rzecz biorąc, Paul Allen wniósł do projektu ponad 30 milionów dolarów.

ATA jest centymetr fali tablica które pionierzy Koncepcja dużą ilość małych średnicach budowy radioteleskopów . W porównaniu z dużą anteną czaszową , duża liczba mniejszych czasz jest tańsza dla tego samego obszaru zbierania. Aby uzyskać podobną czułość, sygnały ze wszystkich teleskopów muszą być połączone. Wymaga to wysokowydajnej elektroniki, która była zbyt droga. Ze względu na spadające koszty komponentów elektronicznych, wymagana elektronika stała się wykonalna, co skutkowało dużymi oszczędnościami w porównaniu z teleskopami o bardziej konwencjonalnej konstrukcji. Jest to nieformalnie określane jako „zastąpienie stali krzemem”.

ATA ma cztery podstawowe możliwości techniczne, które sprawiają, że dobrze nadaje się do szeregu badań naukowych: bardzo szerokie pole widzenia (2,45° przy λ = 21 cm, długość fali linii wodorowej ), pełne pokrycie częstotliwości chwilowej od 0,5 do 11,2  gigaherc (GHz), wiele jednoczesnych backendów i aktywne łagodzenie zakłóceń. Obszar nieba, który można natychmiast sfotografować, jest 17 razy większy niż w przypadku teleskopu Very Large Array . Chwilowe pokrycie częstotliwości powyżej czterech oktaw jest bezprecedensowe w radioastronomii i jest wynikiem unikalnego projektu zasilania, wzmacniacza wejściowego i ścieżki sygnału. Aktywne łagodzenie zakłóceń umożliwi obserwację nawet na częstotliwościach wielu naziemnych nadajników radiowych .

Przeglądy całego nieba są ważną częścią programu naukowego, a ATA zyska zwiększoną wydajność dzięki zdolności do jednoczesnego prowadzenia pozaziemskich poszukiwań wywiadowczych (SETI) i innych obserwacji radioastronomicznych . Teleskop może to zrobić, dzieląc nagrane sygnały w sterowni przed ostatecznym przetwarzaniem. Równoczesne obserwacje są możliwe, ponieważ w przypadku SETI , gdziekolwiek skierowany jest teleskop, kilka gwiazd docelowych będzie znajdować się w dużym polu widzenia, jakie zapewniają 6-metrowe czasze. Na mocy porozumienia między Laboratorium Radioastronomicznym Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley (RAL) a Instytutem SETI , potrzeby konwencjonalnej radioastronomii określiły nakierowanie układu do 2012 roku.

Planuje się, że ATA będzie składać się z 350 czasz o długości 6 m i umożliwi duże, głębokie badania radiowe, które wcześniej nie były możliwe. Konstrukcja teleskopu zawiera wiele nowych funkcji, w tym hydroformowane powierzchnie anten, log-periodic feed obejmujący cały zakres częstotliwości od 500  megaherców (MHz) do 11,2 GHz oraz niskoszumowe, szerokopasmowe wzmacniacze z płaską odpowiedzią w całym zakresie. pasma, dzięki czemu możliwe jest bezpośrednie wzmocnienie sygnału nieba. Ten wzmocniony sygnał, zawierający całą odbieraną szerokość pasma, jest przesyłany z każdej anteny do pomieszczenia przetwarzania za pomocą kabli światłowodowych . Oznacza to, że wraz z poprawą elektroniki i możliwymi do uzyskania szerszymi pasmami, tylko centralny procesor musi się zmienić, a nie anteny czy kanały.

Przyrząd był obsługiwany i utrzymywany przez RAL do czasu wstrzymania rozwoju macierzy w 2011 roku. RAL współpracował z Instytutem SETI podczas projektowania i prototypowania i był głównym projektantem zasilania, powierzchni anteny, formowania wiązki , korelatora i system obrazowania do obserwacji radioastronomicznych.

Panel Astronomy and Astrophysics Decadal Survey w swoim piątym raporcie Astronomy and Astrophysics in the New Millennium (2001) poparł SETI i uznał ATA (nazywany wówczas Teleskopem 1- Hektarowym ) za ważny krok w kierunku budowy Teleskop na kilometr kwadratowy (SKA). Najnowszy raport Dekadal zalecał zakończenie amerykańskiego wsparcia finansowego dla SKA, chociaż udział USA w prekursorach SKA, takich jak MeerKAT , Hydrogen Epoch of Reionization Array i Murchison Widefield Array .

Chociaż szacunki kosztów niezrealizowanych projektów są zawsze wątpliwe, a specyfikacje nie są identyczne (konwencjonalne teleskopy mają niższą temperaturę szumów , ale ATA ma na przykład większe pole widzenia ), ATA ma potencjalną nadzieję jako znacznie tańsza technologia radioteleskopów dla danej efektywnej apertury. Na przykład kwota wydana na pierwszą fazę ATA-42, w tym na rozwój technologii, wynosi w przybliżeniu jedną trzecią kosztu nowej kopii 34-metrowej anteny Deep Space Network o podobnym obszarze zbierania. Podobnie szacowany całkowity koszt budowy pozostałych 308 naczyń oszacowano (stan na październik 2007) na około 41 milionów dolarów. Jest to około dwa razy mniej niż koszt 85 milionów dolarów ostatniej dużej anteny radioastronomicznej zbudowanej w USA, Teleskopu Green Bank , o podobnym obszarze zbierania. Wykonawca złożył wniosek o przekroczenie kwoty 29 milionów dolarów, ale dozwolone było tylko 4 miliony z tego.

ATA aspiruje do bycia jednym z największych i najszybszych instrumentów obserwacyjnych na świecie oraz umożliwienia astronomom jednoczesnego przeszukiwania wielu różnych gwiazd docelowych. Jeśli zostanie ukończony zgodnie z pierwotnymi założeniami, będzie jednym z największych i najpotężniejszych teleskopów na świecie.

Historia

Od samego początku ATA jest narzędziem rozwojowym dla technologii interferometrów astronomicznych (w szczególności dla Square Kilometer Array ).

ATA pierwotnie planowano zbudować w czterech etapach, ATA-42, ATA-98, ATA-206 i ATA-350, z których każdy reprezentuje liczbę czasz w tablicy w danym czasie. (Patrz Tabela 1). Planuje się, że ATA będzie składać się z 350 czasz o średnicy 6 m każda.

Regularne operacje z 42 antenami rozpoczęły się 11 października 2007 r. Obecnie Instytut SETI poszukuje środków na budowę dodatkowych anten z różnych źródeł, w tym z Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych , Agencji Zaawansowanych Projektów Badawczych Obrony (DARPA), Narodowej Fundacji Nauki (NSF) i darczyńcy prywatni.

Jednoczesne obserwacje astronomiczne i SETI wykonywane są za pomocą dwóch 32-wejściowych korelatorów obrazowania o podwójnej polaryzacji . Opublikowano wiele artykułów opisujących konwencjonalne obserwacje radioastronomiczne.

Trzy fazowanych beamformers wykorzystując Berkeley emulacji silnika 2 (BEE2) zostały rozmieszczone w czerwcu 2007 roku i zostały włączone do systemu w celu umożliwienia jednoczesnej obserwacji astronomicznych i SETI. W kwietniu 2008 r. pierwsze obserwacje pulsarów przeprowadzono przy użyciu generatora wiązki i specjalnie skonstruowanego spektrometru pulsarów .

System wyszukiwania koni roboczych SETI (SETI na ATA lub SonATA) wykonuje w pełni zautomatyzowane obserwacje SETI. SonATA śledzi wykryte sygnały w czasie rzeczywistym i kontynuuje ich śledzenie, aż 1) okaże się, że sygnał został wygenerowany na Ziemi lub rzadko, 2) zestawy źródeł, które uruchamiają obserwację następnego dnia. Od 2016 roku ponad dwieście milionów sygnałów zostało prześledzonych i sklasyfikowanych za pomocą ATA. Żaden z tych sygnałów nie miał wszystkich cech oczekiwanych dla sygnału ETI. Wyniki obserwacji Instytutu SETI są publikowane w wielu publikacjach.

W kwietniu 2011 r. ATA został wprowadzony w stan hibernacji z powodu niedoboru środków, co oznaczało, że nie był już dostępny do użytku. Działanie ATA zostało wznowione 5 grudnia 2011 r. Wysiłkami kieruje teraz Andrew Siemion .

Status

W 2012 r. ATA została sfinansowana z darowizny filantropijnej w wysokości 3,6 miliona dolarów od Franklina Antonio, współzałożyciela i głównego naukowca Qualcomm Incorporated . Ten prezent wspiera modernizacje wszystkich odbiorników na antenach ATA, aby miały znacznie większą czułość (2-10x od 1-8 GHz) niż wcześniej i wspierają czułe obserwacje w szerszym zakresie częstotliwości, od 1-15 GHz, kiedy początkowo radio elektronika częstotliwości poszła do zaledwie 11 GHz. Do lipca 2016 zainstalowano i sprawdzono pierwszą dziesiątkę tych odbiorników. Pełna instalacja na wszystkich 42 antenach planowana jest na czerwiec 2017 r.

W listopadzie 2015 r. ATA zbadała anomalną gwiazdę KIC 8462852 , a jesienią 2017 r. Allen Telescope Array zbadał międzygwiezdną asteroidę 'Oumuamua pod kątem oznak technologii, ale nie wykrył nietypowych emisji radiowych.

Kluczowe cele naukowe

Wymienione poniżej cele naukowe reprezentują najważniejsze projekty, które mają być prowadzone z ATA. Każdy z tych celów jest powiązany z jednym z czterech wspomnianych wcześniej etapów rozwoju. (Patrz Tabela 1). Wymieniono również niektóre z nauk, które, jak mamy nadzieję, każdy z nich wyprodukuje.

Tabela 1: Wydajność macierzy i kluczowe projekty naukowe
Szyk Status Rozmiar wiązki (arcsec) S rms (mJy) Prędkość (stopnie -1 ) Kluczowa nauka
ATA-42 Kompletna konstrukcja naczynia; uruchomienie w toku z 32 wejściami, podwójna polaryzacja (łącznie 64 wejścia) korelator 245x118 0,54 0,02 FiGSS: 5 GHz Continuum Survey, Galaktyczna Spektroskopia Molekularna Płaszczyzny, SETI Galactic Center Survey
ATA-98 Oczekiwanie na wyniki ATA-42 do finansowania 120x80 0,2 0,11 Badania próbne ATHIXS†, badanie wypływów gwiazd HI, badanie ukierunkowane SETI: 100 gwiazdek
ATA-206 Faza rozwoju nie została zakończona 75x65 0,11 0,44 ATHIXS, Mapowanie namagnetyzowanego ISM galaktycznego, Pulsar Timing Array, głębokie kontinuum i pomiary stanów nieustalonych, pomiary ukierunkowane SETI
ATA-350 Faza rozwoju nie została zakończona 77x66 0,065 1,40 ATHIXS, Mapowanie namagnesowanego galaktycznego ISM, Pulsar Timing Array Głębokie kontinuum i badania stanów nieustalonych, badania ukierunkowane SETI
Uwaga: Rozmiar wiązki i czułość kontinuum (S rms są szacowane dla 6-minutowej obserwacji migawki kontinuum 100 MHz podczas przejścia źródła przy deklinacji 40° przy długości fali 21 cm. Prędkość jest podana dla przeglądu przy obserwacjach 21 cm z szerokość pasma 100 MHz, która osiąga 1 mJy rms .

†ATHIXS to pozagalaktyczny przegląd HI obejmujący całe niebo.

Nauka oportunistyczna

Odkąd rozpoczęto budowę tablicy , zasugerowano kilka celów naukowych, które nie zostały specjalnie dla niej opracowane.

Na przykład Allen Telescope Array zaoferował udostępnienie łącza pobierania danych z księżyca dla wszystkich uczestników konkursu Google Lunar X Prize . Jest to praktyczne, ponieważ macierz bez modyfikacji obejmuje główne pasma komunikacji kosmicznej (pasmo S i pasmo X). Telemetrii dekoder będzie potrzebne tylko dodatkiem.

Wspomniano również, że ATA jest kandydatem do poszukiwania nowego typu transjentów radiowych . Jest to doskonały wybór ze względu na duże pole widzenia i szerokie pasmo chwilowe. Idąc za tą sugestią, Andrew Siemion i międzynarodowy zespół astronomów i inżynierów opracowali instrument o nazwie „Oko muchy”, który umożliwił ATA poszukiwanie jasnych przebiegów radiowych, a obserwacje prowadzono między lutym a kwietniem 2008 roku.

Instrumenty

Projekt gregoriański offsetowy ATA

Konfiguracja ATA-42 zapewni maksymalną linię bazową 300 m (a docelowo dla ATA-350 900 m). Chłodzony sygnał logarytmiczno-okresowy na każdej antenie ma zapewnić temperaturę systemu ~45K w zakresie 1–10 GHz, przy zmniejszonej czułości w zakresach 0,5–1,0 GHz i 10–11,2 GHz. Dostępne są cztery oddzielne strojenie częstotliwości (IF) w celu uzyskania 4 pasm częstotliwości pośrednich 100 MHz. Dwa IF obsługują korelatory do obrazowania; dwa będą wspierać obserwacje SETI . Wszystkie strojenia mogą wytwarzać cztery dwupolaryzacyjne wiązki pasmowe, które mogą być niezależnie skierowane w wiązce pierwotnej i mogą być używane z różnymi detektorami. ATA może zatem zsyntetyzować do 32 wiązek typu phased array.

Szerokie pole widzenia ATA daje mu niezrównane możliwości dla dużych badań (rys. 4). Czas potrzebny do odwzorowania dużego obszaru na daną czułość jest proporcjonalny do ( ND ) 2 , gdzie N to liczba elementów, a D to średnica czaszy. Prowadzi to do zaskakującego wyniku, że duża tablica małych czasz może przewyższać tablicę z mniejszą liczbą elementów, ale znacznie większą powierzchnią zbierania w zadaniu dużych pomiarów. W konsekwencji, nawet ATA-42 jest konkurencyjny w stosunku do znacznie większych teleskopów pod względem możliwości zarówno pomiarów temperatury jasności, jak i pomiarów źródeł punktowych . W przypadku badań źródeł punktowych ATA-42 jest porównywalna pod względem szybkości do Arecibo i Teleskopu Green Bank (GBT), ale trzy razy wolniej niż VLA ( Very Large Array ). Z drugiej strony, ATA-350 będzie o rząd wielkości szybszy niż Very Large Array w przypadku pomiarów ze źródeł punktowych i jest porównywalny z ekspandowanym Very Large Array (EVLA) pod względem szybkości pomiarów . W przypadku pomiarów do określonej czułości na temperaturę jasności, ATA-98 przekroczy prędkość pomiarów nawet w konfiguracji VLA-D. ATA-206 powinien odpowiadać czułości temperaturowej jasności Arecibo i GBT. Jednak ATA zapewnia lepszą rozdzielczość niż którykolwiek z tych teleskopów jednotalerzowych.

Anteny dla ATA mają hydroformowany offsetowy teleskop gregoriański o wymiarach 6,1 x 7,0 m (20,0 stóp x 23,0 stóp) , każdy z 2,4 m subreflektorem o efektywnym stosunku ogniskowej do średnicy (f/D) wynoszącym 0,65. (Patrz DeBoer, 2001). Przesunięta geometria eliminuje blokowanie, co zwiększa wydajność i zmniejsza boczne płaty . Pozwala również na zastosowanie dużego subreflektora, zapewniającego dobre działanie w niskich częstotliwościach. Technologia hydroformowania zastosowana do wykonania tych powierzchni jest taka sama jak technologia wykorzystywana przez Andersen Manufacturing z Idaho Falls w stanie Idaho do generowania tanich reflektorów satelitarnych. Unikalne, kompaktowe mocowanie z wewnętrzną ramą na obręczy zapewnia doskonałą wydajność przy niskich kosztach. W układzie napędowym zastosowano sprężynowy, pasywny, przeciwluzowy układ napędowy azymutu. Większość komponentów została zaprojektowana przez Matthew Fleminga i wyprodukowana w Minex Engineering Corp. w Antioch w Kalifornii .

Zarządzanie danymi

Podobnie jak w przypadku innych macierzy , ogromna ilość przychodzących informacji sensorycznych wymaga możliwości przetwarzania macierzy w czasie rzeczywistym w celu zmniejszenia objętości danych do przechowywania. W przypadku ATA-256 średnie szybkości przesyłania danych i całkowita objętość danych dla korelatora szacuje się na 100 MB/s i 15 Pbajtów w pięcioletnim okresie badania. Eksperymenty, takie jak badania przejściowe , znacznie przekroczą ten wskaźnik. W beamformers wytwarzać dane ze znacznie większą szybkością (8 gigabajtów na sekundę (Gb / s)), ale jedynie niewielki ułamek danych jest archiwizowane. W 2009 r. sprzęt i oprogramowanie do wykrywania sygnału nazwano Prelude, które składało się z montowanych w stojaku komputerów PC z dwiema niestandardowymi kartami akceleracyjnymi opartymi na układach cyfrowego przetwarzania sygnału (DSP) i programowalnych układów bramek (FPGA). Każdy programowalny moduł detekcyjny (jeden z 28 komputerów) może analizować 2 MHz dane wejściowe o podwójnej polaryzacji w celu wygenerowania widma o rozdzielczości spektralnej 0,7 Hz i próbkach czasowych 1,4 sekundy.

W 2009 roku macierz posiadała łącze internetowe 40 Mbit/s , odpowiednie do zdalnego dostępu i przesyłania produktów danych dla ATA-256. Zaplanowano upgrade do 40 Gbit/s , co umożliwiłoby bezpośrednią dystrybucję surowych danych do obliczeń poza siedzibą firmy.

Złożoność obliczeniowa i wymagania

Podobnie jak inne systemy macierzy, ATA ma złożoność obliczeniową i połączenie krzyżowe, które skaluje się do O (N 2 ) wraz z liczbą anten . Wymóg obliczeniowy, na przykład, skorelowanie pełnej szerokości pasma ATA ( =11 GHz) dla proponowanej =350 dwupolaryzacyjnej budowy anteny, przy użyciu wydajnej architektury z mnożeniem częstotliwości (FX) i skromnej szerokości kanału 500 kHz (z liczba kanałów = 2200), wyraża się wzorem:

= 44 Peta- OPs na sekundę

gdzie jest operacja . Zauważ, że ponieważ każda czasza ma antenę o podwójnej polaryzacji, każda próbka sygnału jest w rzeczywistości zestawem dwóch danych, stąd .

Zobacz też

Bibliografia

Zewnętrzne linki