Tablica epoki wodoru z rejonizacją

Tablica epoki wodoru z rejonizacją

Lokalizacja(e)	Afryka Południowa
Współrzędne
Styl teleskopowy	Radio teleskop
Średnica	14 m (45 stóp 11 cali)
Strona internetowa	rejonizacja .org
Lokalizacja epoki wodoru w rejonizacji Tablica
Powiązane media na Commons

The Hydrogen Epoch of Reionization Array ( HERA ) to radioteleskop przeznaczony do obserwacji wielkoskalowych struktur w epoce rejonizacji i przed nią . HERA to Square Kilometre Array (SKA), przeznaczony do obserwacji wczesnego wszechświata i pomocy w projektowaniu pełnego SKA. Wraz z MeerKAT , również w RPA, i dwoma radioteleskopami w Zachodniej Australii , australijskim SKA Pathfinder (ASKAP) i Murchison Widefield Array (MWA), HERA jest jednym z czterech prekursorów ostatecznego SKA. Znajduje się na terenie Parku Narodowego Meerkat .

Motywacja

epoką rekombinacji Wszechświata ( z = 1100) a czasem ( z = 7 ± 1 ) jest duży odstęp czasu, po którym gaz międzygalaktyczny jest w dużej mierze rejonizowany. Badania kosmicznego mikrofalowego tła (CMB) pokazały strukturę Wszechświata na początku tego okresu, a głębokie przeglądy optyczne, takie jak Sloan Digital Sky Survey, pokazują strukturę po tym przedziale czasowym, ale dostępnych jest niewiele danych z czas, kiedy pierwsza generacja gwiazd i pojawiały się najwcześniejsze czarne dziury. Ponieważ wodór był zdecydowanie najpowszechniejszym pierwiastkiem we wczesnym Wszechświecie, naturalnym sposobem zbadania epoki, w której pojawiły się gwiazdy, jest spojrzenie na frakcję wodoru, która jest zjonizowana. Astronomowie obserwują zimny wodór atomowy na 21 cm (1420 MHz) . Zakładając, że rejonizacja zachodzi przy z = 6 do 8, można by się spodziewać, że ta linia widmowa zostanie przesunięta ku czerwieni do zakresu częstotliwości około 150 do 200 MHz. Seria instrumentów takich jak PAPIER , LOFAR i MWA szukaliśmy tego promieniowania. HERA to projekt poszukiwania tego promieniowania z poprawioną czułością.

CMB zapewnia ekran tła, na którym będzie widoczny sygnał rejonizacji wodoru. Bardzo zimny gazowy wodór pochłonie fotony CMB i wytworzy spadek sygnału CMB. Ciepły wodór wyemituje fotony 21 cm (ramka spoczynkowa), zwiększając jasność nieba powyżej tego, co zapewnia CMB. Po całkowitym zjonizowaniu wodoru na CMB nie będą już miały wpływu przejścia linii 21 cm obojętnego wodoru. Obserwacja, jak absorpcja i emisja zmieniają się w funkcji z oraz w funkcji położenia nieba, zapewni ścisłe ograniczenia modeli powstawania gwiazd, galaktyk i supermasywnych czarnych dziur.

Wyzwania techniczne

HERA będzie prowadzić obserwacje w paśmie częstotliwości od 50 do 250 MHz. Ten zakres częstotliwości obejmuje sygnały nadawane dla radia FM , telewizji i wielu innych źródeł naziemnych. Sygnały te będą o wiele rzędów wielkości silniejsze niż sygnał, którego szuka HERA, więc aby zminimalizować te zakłócenia, HERA jest budowana na słabo zaludnionej Karoo w Afryce Południowej, niedaleko Carnarvon .

Zakłócenia ze strony Słońca zakłócają również obserwacje, co ogranicza obserwacje do godzin nocnych. Należy również unikać galaktycznej płaszczyzny Drogi Mlecznej. Te dwa ograniczenia ograniczają obserwacje naukowe HERA do rocznego okna obserwacyjnego trwającego około 4 miesięcy.

Innym poważnym wyzwaniem technicznym jest emisja ze źródeł pierwszoplanowych, takich jak kwazary i zjonizowany gaz w Drodze Mlecznej. Oczekuje się, że ta emisja będzie o cztery do pięciu rzędów wielkości silniejsza niż sygnały epoki rekombinacji, które HERA spróbuje wykryć. Jednak ten pierwszy plan składa się z synchrotronu i wolnego emisji, która nie ma wąskich cech widmowych. W przeciwieństwie do tego, celem HERA jest wykrycie formowania się ciepłych, neutralnych i zjonizowanych obszarów w gazie międzygalaktycznym, a obszary te powinny wytwarzać wąskie widma. Macierz HERA musi mieć płynne pasmo spektralne, tak aby po odjęciu emisji pierwszego planu od wykrytego sygnału pozostałe wąskie cechy pochodziły raczej z obiektów astronomicznych niż z odpowiedzi widmowej instrumentu.

Projekt teleskopu

HERA to interferometr radiowy, korelujący krzyżowo sygnały z par poszczególnych anten. Interferometry radiowe przeznaczone do obrazowania są zwykle projektowane tak, aby zminimalizować liczbę identycznych linii bazowych, aby mierzyć emisję przy jak największej liczbie częstotliwości przestrzennych do rekonstrukcji obrazu. W przeciwieństwie do tego, anteny w układzie HERA są rozmieszczone w sześciokątnym układzie płytek, co zapewnia dużą liczbę identycznych linii bazowych. Chociaż ta geometria obniża jakość obrazów, które HERA może wytwarzać, umożliwia sumowanie sygnałów z identycznych linii bazowych w celu poprawy stosunku sygnału do szumu.

Poszczególne anteny mają zasilanie typu cross-dipol zawieszone nad 14-metrową czaszą paraboliczną z siatki drucianej . Anteny nie są sterowalne, skierowane są w stronę zenitu. Rozmiar anteny dobrano tak, aby była wystarczająco duża, aby wszelkie fale stojące w strukturze anteny miały częstotliwości poniżej 50 MHz, poza pasmem będącym przedmiotem zainteresowania. Anteny są zbudowane z tanich materiałów, takich jak drewno i PCV .

Po ukończeniu układ będzie się składał z 350 anten (318 w gęsto upakowanym sześciokątnym rdzeniu o średnicy 300 metrów i 32 w bardziej odległych wysięgnikach). Całkowity obszar zbierania wyniesie 54 000 m², podobnie jak Obserwatorium Arecibo .

Wyniki

Ze względu na dużą ułamkową szerokość pasma matrycy (co komplikuje odejmowanie sygnału pierwszego planu) i słabość sygnału kosmologicznego (około 10 milikelwinów), jest mało prawdopodobne, aby HERA wytworzyła wysokiej jakości obrazy poszczególnych struktur w gazie rejonizującym. Zamiast tego tablica będzie mierzyć widmo mocy fluktuacji gazu, podobnie jak wczesne instrumenty CMB.

Linki zewnętrzne

• Oficjalna strona internetowa
• na YouTube 1:04:22