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Very Small Array

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O Very Small Array (VSA) foi um radiotelescópio interferométrico de 14 elementos operando entre 26 e 36 GHz, usado para estudar a radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Foi uma colaboração entre a Universidade de Cambridge, a Universidade de Manchester e o Instituto de Astrofísica das Canárias (Tenerife), e estava localizado no Observatório do Teide em Tenerife. O conjunto foi construído no Observatório de Radioastronomia Mullard pelo Cavendish Astrophysics Group e pelo Observatório Jodrell Bank, e foi financiado pelo PPARC (atualmente STFC). O projeto foi fortemente baseado no Telescópio de Anisotropia Cósmica.[1][2]

O telescópio era comparável em termos de capacidades a vários outros experimentos de CMB, incluindo os baseados em balões BOOMERanG e MAXIMA, e os baseados em solo DASI e CBI.[3]

Projeto

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O escudo de solo que continha o VSA

O telescópio consiste em 14 elementos (produzindo 91 linhas de base), cada um com uma antena refletora tipo corneta que foca os sinais astrofísicos em receptores individuais (amplificadores HFET pseudomórficos, com temperatura do sistema em torno de 25 K e temperatura física de 12 K,[1] baseados em um projeto do NRAO).[4] Os elementos separados são combinados usando um correlador para formar um conjunto de síntese de abertura.[4] Os elementos são montados sobre uma mesa basculante, que é capaz de rastrear o céu e pode inclinar até 35 graus a partir do zênite.[1]

O telescópio foi usado em três configurações diferentes – "compacta", "estendida" e "superestendida", cada uma diferindo na distância de separação entre os elementos (a diferença entre compacta e estendida é um fator de 2,25) e no tamanho das antenas.[1] Enquanto o conjunto compacto tem antenas com 143 mm de diâmetro, o conjunto estendido usa antenas com 322 mm de diâmetro.[5] Isso significa que o conjunto compacto tem um feixe primário de 4,5 graus e uma resolução de 30 minutos de arco (multipolos entre 100 e 800), enquanto o conjunto estendido tem um feixe primário de 2 graus, resolução de 12 minutos de arco e pode, portanto, observar multipolos entre 250 e 1500.[6] O conjunto estendido também é um fator de 5 mais sensível que o compacto.[5] O conjunto superestendido será capaz de medir multipolos até 3000,[7] e tem espelhos de antena de 550 mm. Os amplificadores de front-end também foram atualizados.[8]

O telescópio pode ser sintonizado em frequências entre 26 e 36 GHz, com largura de banda de 1,5 GHz, o que significa que o telescópio pode realizar observações em diferentes frequências.[9]

Ele também inclui dois radiotelescópios de 3,7 m, também operando em 30 GHz,[10] dedicados ao monitoramento de fontes de primeiro plano.[3] Essas antenas de subtração de fonte foram atualizadas para outras mais precisas após a primeira série de observações, para permitir o monitoramento de fontes muito mais fracas do que anteriormente.[5]

Tanto as antenas de subtração de fonte quanto o próprio VSA são cercados por grandes escudos metálicos de solo.[2]

Como o VSA é um interferômetro, ele mede diretamente o espectro de potência angular da CMB, em vez de ter que construir um mapa do céu primeiro.[2][11]

Resultados

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O espectro de potência da anisotropia de temperatura da radiação cósmica de fundo em micro-ondas em função da escala angular (ou momento multipolar). Os dados mostrados vêm dos instrumentos WMAP (2006), Acbar (2004), Boomerang (2005), CBI (2004) e Very Small Array (2004).

Os campos observados com o VSA foram escolhidos para minimizar a quantidade de fontes de rádio brilhantes e grandes aglomerados no campo (estes últimos para evitar o efeito Sunyaev-Zel'dovich), bem como para evitar contaminação por emissão da nossa galáxia.[7] As fontes pontuais de rádio presentes nos campos do VSA foram observadas com o Telescópio Ryle em 15 GHz e, em seguida, monitoradas pelos subtratores de fonte do VSA durante as observações do VSA.[3]

Na configuração de conjunto compacto, o telescópio observou três áreas do céu de 7×7 graus com alta precisão[1] em uma sessão de observação entre agosto de 2000 e agosto de 2001.[12] Essas observações foram feitas na frequência mais alta do telescópio, centrada em 34 GHz, para reduzir a contaminação de primeiro plano.[9] Outra área maior do céu também foi observada, mas com menos precisão.[9] Os dados dessas observações foram reduzidos independentemente nas três instituições envolvidas.[4] Os resultados dessas observações foram publicados em uma série de quatro artigos em 2003; aqueles por Watson et al., Taylor et al., Scott et al. e Rubino-Martin et al. (ver Referências abaixo). Os principais resultados foram os espectros de potência da Radiação Cósmica de Fundo em Micro-ondas entre multipolos de 150 e 900,[11] e os limites resultantes para os parâmetros cosmológicos quando combinados com dados de observações de outros experimentos.[13]

A segunda sessão de observação ocorreu entre setembro de 2001[12] e julho de 2003, usando o conjunto estendido.[14] Os primeiros resultados do conjunto estendido foram publicados como uma Carta em 2003, simultaneamente com as quatro primeiras publicações, usando dados coletados até abril de 2002. As seções do céu observadas estavam localizadas dentro dos campos observados anteriormente, com medições sendo tanto mais precisas quanto mais detalhadas. O resultado foi um espectro de potência melhorado da CMB, alcançando um multipolo de 1400,[5] e parâmetros cosmológicos refinados.[15] O segundo conjunto de resultados foi publicado em 2004 e consistiu nas observações originais mais observações adicionais feitas nas mesmas regiões do céu, bem como observações em três novas regiões. Isso produziu medições dos espectros de potência da CMB até l de 1500 com muito mais precisão do que anteriormente,[7] e estimativas mais precisas dos parâmetros cosmológicos.[16]

As observações com o VSA continuaram até o final de agosto de 2008, usando a configuração Superestendida. Além disso, o Telescópio Ryle foi atualizado para detectar fontes pontuais de fluxo mais baixo, e o receptor OCRA em um telescópio na Polônia será usado para subtrair as fontes pontuais com mais precisão.[8]

Primeiros resultados. Segundos resultados. Terceiros resultados.
As medições do VSA dos espectros de potência da CMB. Da esquerda para a direita: das primeiras observações,[11] os primeiros resultados da segunda sessão de observação[5] e os resultados finais da segunda sessão de observação.[7]

Ver também

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Referências

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  1. 1 2 3 4 5 «University of Cambridge webpage on the VSA». Consultado em 23 de junho de 2007
  2. 1 2 3 «Jodrell Bank webpage on the VSA». Consultado em 23 de junho de 2007
  3. 1 2 3 Watson, R. A.; et al. (2003). «First results from the Very Small Array I: Observational Methods». MNRAS. 341 (4): 1057–1065. Bibcode:2003MNRAS.341.1057W. arXiv:astro-ph/0205378Acessível livremente. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06338.xAcessível livremente
  4. 1 2 3 «Jodrell Bank Observatory - VSA Receivers». Consultado em 23 de junho de 2007
  5. 1 2 3 4 5 Grainge, Keith; et al. (2003). «The CMB Power Spectrum out to l = 1400 measured by the VSA». MNRAS. 341 (4): L23–L28. Bibcode:2003MNRAS.341L..23G. arXiv:astro-ph/0212495Acessível livremente. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06563.xAcessível livremente
  6. ↑ «Technical specifications of the VSA». Jodrell Bank Observatory. Consultado em 23 de junho de 2007
  7. 1 2 3 4 Dickinson, Clive; et al. (2004). «High sensitivity measurements of the CMB power spectrum with the extended Very Small Array». MNRAS. 353 (3): 732. Bibcode:2004MNRAS.353..732D. arXiv:astro-ph/0402498Acessível livremente. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08206.xAcessível livremente
  8. 1 2 Cleary, Kieran; Taylor, Angela C.; Waldram, Elizabeth; Battye, Richard A.; Dickinson, Clive; Davies, Rod D.; Davis, Richard J.; Genova-Santos, Ricardo; et al. (2005). «Source subtraction for the extended Very Small Array and 33-GHz source count estimates». MNRAS. 360 (1): 340–353. Bibcode:2005MNRAS.360..340C. arXiv:astro-ph/0412605Acessível livremente. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09037.xAcessível livremente
  9. 1 2 3 Taylor, Angela C.; et al. (2003). «First Results From The Very Small Array II: Observations of the CMB». MNRAS. 341 (4): 1066–1075. Bibcode:2003MNRAS.341.1066T. arXiv:astro-ph/0205381Acessível livremente. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06493.xAcessível livremente
  10. ↑ «VSA Source Subtractors». Jodrell Bank Observatory. Consultado em 23 de junho de 2007
  11. 1 2 3 Scott, P. F.; et al. (2003). «First results from the Very Small Array III: The CMB Power Spectrum». MNRAS. 341 (4): 1076–1083. Bibcode:2003MNRAS.341.1076S. arXiv:astro-ph/0205380Acessível livremente. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06354.xAcessível livremente
  12. 1 2 Maisinger, Klaus; Hobson, M. P.; Saunders, Richard D. E.; Grainge, Keith J. B. (2003). «Maximum-likelihood astrometric geometry calibration of interferometric telescopes: application to the Very Small Array». MNRAS (abstract). 345 (3): 800–808. Bibcode:2003MNRAS.345..800M. arXiv:astro-ph/0212210Acessível livremente. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06995.xAcessível livremente
  13. ↑ Rubino-Martin, J. A.; et al. (2003). «First results from the Very Small Array IV: Cosmological Parameter Estimation». MNRAS. 341 (4): 1084–1092. Bibcode:2003MNRAS.341.1084R. arXiv:astro-ph/0205367Acessível livremente. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06494.xAcessível livremente
  14. ↑ «VSA Extended Array Power Spectrum Data». Consultado em 23 de junho de 2007
  15. ↑ Slosar, Anze; et al. (2003). «Cosmological Parameter Estimation and Bayesian model comparison using VSA data». MNRAS. 341 (4): L29–L34. Bibcode:2003MNRAS.341L..29S. arXiv:astro-ph/0212497Acessível livremente. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06564.xAcessível livremente
  16. ↑ Rebolo, Rafael; et al. (2004). «Cosmological parameter estimation using Very Small Array data out to l=1500». MNRAS. 353 (3): 747–759. Bibcode:2004MNRAS.353..747R. arXiv:astro-ph/0402466Acessível livremente. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08102.xAcessível livremente

Leitura adicional

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