Perché l'Event Horizon Telescope (EHT) non include telescopi provenienti da Africa, Asia o Australia? Perché non sono stati inclusi?
L'Africa non ha un radiotelescopio nella gamma di frequenza necessaria (230-450 GHz) per partecipare all'array EHT. Per l'Asia, Wikipedia elenca il " radiotelescopio Yevpatoria RT-70" con capacità fino a 300 GHz e situato nella Crimea occidentale. Per l'Australia, Wikipedia elenca l '" Osservatorio di Parkes" la cui frequenza è anche troppo bassa, con un massimo di 26 GHz. In Giappone esiste il " Nobeyama Millimeter Array" ma arriva solo fino a 230 GHz.
Gli unici radiotelescopi che raggiungono la gamma di frequenza richiesta (secondo pagina web di Wikipedia, che potrebbe non essere un elenco completo) sono:
Come puoi vedere l'elenco è sicuramente incompleto. Un altro elenco dei radiotelescopi del mondo è il sito web TheSkyIsNotTheLimit.org che offre questo grafico:
Se centrando Google Earth sull ' Atacama Pathfinder Experiment (APEX), il centro della matrice EHT, noterai che gli altri radiotelescopi non sono inclusi nella visualizzazione:
Aumenterebbe il diametro se ne includessero un po 'da lì? Se è così, ancora una volta perché non l'hanno fatto?
La costa occidentale dell'Africa potrebbe aiutare se avessero un radiotelescopio moderno sulla cima di una montagna, ma non lo fanno. Anche così, un simile radiotelescopio sarebbe puntato lateralmente, attraverso lo spessore dell'atmosfera sopra l'oceano; i radiotelescopi funzionano meglio puntando verso l'alto e si desidera la capacità di eseguire una panoramica, non essere costretti a una gamma limitata di movimento. Tali punti distanti nell'array saranno attivi contemporaneamente solo per un breve periodo di tempo, ma fungono da passaggio di consegne quando uno ruota in posizione e l'altro ruota fuori dalla vista.
Se si ruota il globo un po 'perdi le Hawaii ma guadagni l'Europa occidentale (inclusa la Crimea, se si aggiorna) e la costa occidentale dell'Africa, inclusa la montagna di Gamsberg (in prossimità del sistema stereoscopico ad alta energia (HESS)) in Namibia:
Un motivo per essere interessato a Gamsberg è perché la montagna è di proprietà del " Internationale Amateursternwarte "denominato IAS. È stato fondato in Germania nel marzo 1999 da un gruppo di appassionati astronomi dilettanti e supportato dall'Istituto Max Planck per l'astronomia. Questa immagine racconta la storia:
Ci sono discussioni in corso riguardo a Gamsberg, vedi: " The African Millimeter Telescope "(giugno 2017), di Michael Backes, Cornelia Müller, John E. Conway e Roger Deane, a pagina 1:
"Sebbene l'EHT costituisca già un'impressionante rete VLBI di radiotelescopi a onde mm, la loro distribuzione spaziale è raggruppata nelle Americhe, limitandone così le capacità. Un miglioramento significativo può essere ottenuto aggiungendo un singolo radiotelescopio a onde mm in Africa , nominalmente chiamato Africa Millimeter Telescope.
3. The Africa Millimeter Telescope
Aggiungendo l'Africa Millimeter Telescope (AMT) $ ^ {12} $ , un singolo radiotelescopio a onde mm nel continente africano, alla rete EHT aumenterà significativamente la copertura nel $ u $ - $ v $ -plane (vedi figura 2). Ciò migliorerà notevolmente le capacità di imaging di EHT e, quindi, migliorerà le sue capacità direttamente immagine l '"ombra" di Sgr A ∗. In particolare, consentirà al "sub-array orientale", incluso il telescopio IRAM 30 m, NOEMA, SPT, ALMA e AMT di eseguire l'imaging obse rvations, aggiungendo così una quantità significativa di tempo di osservazione giornaliero di Sgr A ∗ all'EHT (vedi fig. 1 a destra). Come mostrato in fig. 1, l'AMT avrà linee di base comuni per le osservazioni di Sgr A ∗ con tutti i telescopi ad alta sensibilità (il telescopio IRAM 30 m su Pico Veleta, NOEMA, ALMA e LMT) così come con tutti gli altri telescopi EHT. La $ u $ - $ v $ -piano di copertura della configurazione EHT corrente è presentata nella figura 2; incluso è il miglioramento della copertura con l'aggiunta dell'AMT.
Figura 1 : linee di base dell'attuale EHT Rete VLBI (in giallo) e linee di base aggiuntive fornite dall'AMT (in rosso). Nota: il Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA) ha cessato le osservazioni nel 2015, IRAM PV indica il telescopio IRAM 30 m su Pico del Veleta, Plateau de Bure indica NOEMA e Gamsberg indica l'AMT.
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I potenziali siti nel continente africano dove Sgr A ∗ può essere osservato ad angoli di elevazione ≥ 40 ° e che si trovano a un'altitudine sufficientemente elevata da garantire una colonna di vapore acqueo precipitabile media inferiore a 6 mm includono siti su Mt. Kilimanjaro (≥ 4.300 m s.l.m.) in Tanzania e il Sani Pass nei monti Drakensberg in Lesotho (≥ 3.050 m s.l.m.). Tuttavia, principalmente a causa della sovrapposizione temporale nella visibilità di Sgr A ∗ con i telescopi con onde mm nelle Americhe, il sito più occidentale, Mt. Gamsberg (2.347 m s.l.m.) in Namibia è stato scelto come sito principale per ulteriori indagini. Ulteriori argomenti a sostegno di questo sito sono che la terra è di proprietà della Max-Planck Society e che il governo della Namibia incoraggia molto lo sviluppo dell'astronomia.
L'aggiunta di Gamsberg migliorerà notevolmente la copertura, ma la costruzione non è stata ancora approvata.
In generale , la fedeltà delle immagini prodotto da un array interferometrico aumenta man mano che vengono aggiunti ulteriori telescopi all'array.
Sì, ma mentre se ne aggiunge uno ovunque fa qualcosa aggiungerne uno o più in perfetto le località massimizzano il ritorno sull'enorme investimento.
In " Synthesis Imaging in Radio Astronomy II", A Collection of Lectures from the Sixth NRAO / NMIMT Synthesis Imaging Summer Scuola. A cura di G. B. Taylor, C. L. Carilli e R. A. Perley. Serie di conferenze ASP, vol. 180, 1999 ( .PDF - Avviso: 43 MB ):
Questa è una raccolta di documenti, a pagina 537:
27. Progettazione di array interferometrici
M.A. Holdaway & Tamara T. Helfer
National Radio Astronomy Observatory, Tucson, AZ 85721, U.S.A.
Astratto. Indaghiamo su alcuni dei principi che portano alla progettazione di array radiointerferometrici e configurazioni di array, inclusi sia questioni astratte come la sensibilità e la copertura del piano di Fourier , sia questioni pratiche come antenne mobili e vincoli topografici del sito. Attingiamo alla progettazione e alla storia degli array esistenti e diamo anche un'idea di quali idee e algoritmi stanno aiutando a progettare nuovi strumenti come il Submillimeter Array (SMA) e il Millimeter Array (MMA).
1. Introduzione
La progettazione di array può includere una varietà di argomenti: quante antenne dovrebbe avere il telescopio e quanto dovrebbero essere grandi? Esistono requisiti astronomici che determinano un aspetto del layout dell'array ? Quante configurazioni di antenna ci saranno e come funzioneranno insieme le diverse configurazioni? Come dovremmo progettare ogni singola configurazione? Ma l'argomento centrale della progettazione di array riguarda il modo in cui campionare in modo efficiente il piano di Fourier . Ogni interferometro, o coppia di antenne, in un dato momento campiona un singolo punto nel piano di Fourier, e dobbiamo disporre le antenne in modo tale che l'insieme dei punti campionati ci consenta di produrre, immagini ad alta sensibilità . Poiché la maggior parte delle antenne richiede una discreta quantità di infrastruttura con costi di capitale non irrilevanti sul terreno sotto le loro basi (chiamati pad d'antenna), è importante progettare un buon insieme di configurazioni di antenne che campionino adeguatamente il piano di Fourier prima che l'array sia costruito. / p>
Quanto sopra si applica agli array compatti (tutte le antenne coinvolte sono interconnesse e locali tra loro) e VLBI dove i dati vengono registrati e combinati in un secondo momento. Quando la lunghezza d'onda misurata è inferiore a un millimetro qualsiasi movimento indesiderato (o movimento non considerato) anche di un millimetro introduce gravi errori, ciascuno dei quali deve essere calcolato e rimosso; lasciando più fonti di errori molto piccoli (che si sommano e si sottraggono casualmente l'uno dall'altro, introducendo rumore).
Continua a leggere a pagina 547:
4.3. VLA-Y e GMRT-Y
Il vantaggio principale della configurazione " Y " di VLA è che si tratta di una comoda disposizione 2-D di antenne che fornisce ragionevole istantanea 2-D copertura dell'aereo di Fourier . Gli array BIMA e OVRO " T " sono simili nel concetto. Gli aspetti negativi di una " Y " o di una " T " sono che la regolarità nelle direzioni dell'antenna lungo i bracci porterà a una sorta di risposta reticolare nella diffusione del punto e che occorreranno diverse ore di sintesi della rotazione terrestre affinché i campioni di Fourier superino questo deficit.
I simboli " Y " e " T "le configurazioni sono compromessi : cercano di mantenere la comodità di un array 1-D nella riconfigurazione delle antenne, ma vorrebbero anche ottenere una buona copertura dell'aereo di Fourier. In quanto tali, sono come array di dimensione frattale 1.5: migliori di 1-D, non così buoni come array completamente 2-D. Esempi per la copertura del VLA e i raggi per un'istantanea e una traccia completa sono mostrati nelle Figure 27-3 e 27-4.
Il Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) in India ha 14 antenne interne in una configurazione di 1 km e 16 in una configurazione esterna a forma di " Y " irregolare (vedi Figura 27-5 ). Le due configurazioni verranno spesso utilizzate separatamente (le antenne da 30 m non sono state progettate per la riconfigurazione). L'irregolarità della " Y " deriva principalmente dal punto in cui è possibile ottenere il terreno, ma produce anche un fascio snapshot con 16 antenne che ha i lobi laterali molto più bassi rispetto al fascio snapshot VLA con 27 antenne. p>
La configurazione a stella (a forma di Y) utilizza il minor numero di gruppi di antenne per ottenere il miglior risultato riempiendo abbastanza punti che è conveniente riempire il piano di Fourier usando un algoritmo ottimizzato, è anche conveniente per posizionare una tale forma sui continenti esistenti. Una stella a cinque armati fornisce risultati migliori, sempre con meno antenne, ma è ovviamente più costosa della configurazione a stella. Le migliori configurazioni, come il cerchio riempito in modo casuale, non si adattano a più continenti e ai loro oceani intermedi.
Notare la configurazione a forma di Y di gli attuali siti di array EHT nella domanda dell'utente rugk. Più siti in una fetta stretta della circonferenza terrestre consentono maggiori capacità, ma se un particolare settore è coperto con competenza (capacità) è una duplicazione di risorse e un aumento del tempo di elaborazione rispetto a una posizione perfetta che riempie un buco . Un sito vicino al bordo è utile per aumentare la finestra di osservazione, ma uno troppo lontano per poter osservare contemporaneamente con un numero sufficiente di altri siti non è altrettanto utile. Ovunque si trovi il sito deve essere in grado di funzionare alle frequenze necessarie e avere una sensibilità sufficiente per raccogliere dati utili a quella distanza. È un compito arduo.