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아미바

AMiBA
아미바
AMiBA 1.jpg
2006년 건설 중 AMiBA
위치하와이
좌표19°32′10″N 155°34′31″w/19.536194°N 155.575278°W/ 19.536194; -155.575278좌표: 19°32′10″N 155°34′31″W / 19.536194°N 155.575278°W / 19.536194; -155.575278 Edit this at Wikidata
고도3,396m(11,920ft)
파장3mm(100GHz)
빌드됨2000–2006 (2000–2006) Wikidata에서 편집
퍼스트라이트2006년 9월
망원경 스타일우주 마이크로파 배경 실험
전파망원경
무선 간섭계
지름0.576m(1ft 10.7인치)
각도 분해능6 아크 분, 2 아크 분
장착스튜어트 플랫폼 Edit this on Wikidata Edit this at Wikidata
인클로저접을 수 있는 지붕 Edit this on Wikidata
웹사이트amiba.asia.sinica.edu.tw Edit this at Wikidata
AMiBA is located in Hawaii
AMiBA
AMiBA의 위치
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마이크로파 배경 아니소트로피(AmiBA)를 위한 배열로 알려진 원-테 리(Yuan-Tseh Lee Array for 마이크로파 배경 아니소트로피(Anisotropy)는 은하단 내에서 우주 배경선예프-젤도비치 효과를 관측하기 위해 고안된 전파 망원경이다.

SZE 캠페인의 완료 후, 망원경은 우주 역사 전반에 걸쳐 분자 가스의 진화를 연구하기 위해 용도 변경되었다.현재는 위안-테어레이(YTLA)로 불린다.

해발 3396m(11,142ft)의 하와이 마우나로아에 위치해 있다.

AMiBA는 원래 육각형 마운트 상단에 있는 7-element interferometer로 구성되었다.2006년 10월 3mm(86–102GHz)의 파장에서 관측을 시작했으며, 2008년 선예프-젤도비치 효과에 의한 6개 군집 탐지가 발표되었다.2009년에 이 망원경은 13개의 원소로 업그레이드되었고, 19개의 원소로 더 확장할 수 있다.AMiBA는 천문학과 천체물리학 학회, 국립대만대, 호주 망원경 국가시설 등이 협업한 결과물이며, 다른 대학의 연구자들도 참여한다.


디자인

육각형 마운트의 후면

AMiBA는 처음에는 6m 탄소 섬유 육각형 마운트에 장착된 0.576m Cassegrain 접시를 사용하여 7element interferometer로 구성되었다.하와이 마우나로아에 위치하고 있으며, 3mm(86–102GHz)로 관측하여 다른 비열원으로부터 방출되는 전경을 최소화한다.이 망원경은 7개의 강철 트러스와 PVC 직물로 만들어진 접을 수 있는 수용 시설을 가지고 있다.[1]

수신기는 일체형 마이크로파 집적회로(MMIC) 기술을 기반으로 저소음 증폭기를 15K로 냉각해 20GHz 대역폭을[1] 갖추고 46dB의 증폭을 제공한다.[2]신호는 아날로그 상관자와 상관하기 전에 주파수를 줄이기 위해 로컬 오실레이터와 혼합된다.시스템 온도는 55~75K이다.[1]

AMiBA는 2000년 대만 교육부의 우주론과 입자 천체물리학 프로젝트로부터 4년간 자금을 지원받아 시작했다.[3]2002년에 마우나 로아에 2개의 원소 원형이 설치되었다.[2]국가 과학 위원회가 추가적으로 4년 동안 자금을 제공했다.[3]마운트는 2004년에 현장에 도착했고, 플랫폼은 2005년에 설치되었다.그 후 처음 7개의 원소가 설치되었고("AMiBA7"), 이 망원경의 첫 은 2006년 9월에 목성을 관측했다.이 망원경은 2006년 10월 위안쯔 리에게 바쳐졌다.이 어레이는 2009년에 13개의 1.2m 접시로 업그레이드되었다("AMIBA13").[1]광범위한 시험과 교정을 거쳐 2011년 과학적 관찰이 재개됐다.최대 19개 요소까지 확장할 수 있다.[2]

SZE 관측치

AMiBA의 주된 목적은 그 우주의 마이크로파 배경에 100G. 주위에 최대 감소했다 800과 8,000종류의(사이에 2와 20arcminutes에 하늘에 해당하는), 뿐만 아니라 galaxies,[1]의 군집 열부하에 Sunyaev-Zel'dovich 효과 관찰하는 사이에 multipoles에서 모두 온도와 양극화 anisotropies 관찰하는 거다Hz.[2]초기 구성에서, 약 6 아크 분량으로 최대 3,000개의[1] 멀티폴을 측정한다.[4]이 망원경은 좋은 날씨에는 밤에만 관측하며, 보정을 위해 행성을 이용한다.[2]

2007년에 6개의 클러스터가 이미징되었다:[1] 0.091과 0.322 사이의 적색 편차를 가진 아벨 클러스터 1689, 1995, 2142, 2163, 2261, 2390.[2]이들 중 가장 크고 밝은 4개(Abell 1689, 2261, 2142 및 2390)에 대해, 클러스터 레이아웃과 방사상 특성을 연구하기 위해 X-ray 및 Subaru 약한 렌즈 데이터를 사용하여 비교했는데, 특히 질량 프로파일과 바이런 함량이었다.[4]

YTLA의 13가지 결과가 본 논문에서 발표되었다.[5]

분자 가스의 강도 매핑

YTLA는 강도 매핑 기법을 통해 높은 적색변형에서 분자 가스의 검출과 특성화를 목표로 용도 변경되었다.[6]분자 가스는 주로 수소 분자 H의2 형태로서 별이 형성되는 물질이다.우주의 역사를 통해 가스 함량과 진화를 이해하는 것은 천문학자들에게 항성 형성과 은하 성장의 과정에 대해 알려준다.불행하게도, 차가운 H는2 쉽게 감지할 수 없다.일산화탄소(CO)는 일반적으로2 H의 추적기로 사용된다.

YTLA는 분자 가스를 연구하기 위해 강도 매핑(IM) 기술을 사용한다.YTLA는 개별적이고, 멀고, 희미한 은하를 직접 탐지하려고 시도하기보다는, 매우 큰 부피에 걸쳐서 많은 은하의 통계적 특성을 측정한다.비록 그것은 ALMAVLA와 같은 강력한 망원경보다 훨씬 작지만, YTLA는 은하 진화에 대한 중요하고 독특한 정보를 제공할 수 있다.강도 매핑 기법은 먼 우주를 연구하기 위해 광범위한 파장에 걸쳐 사용된다.[7]

IM을 활성화하기 위해서는 YTLA의 아날로그 및 디지털 인프라의 업그레이드가 필요했다.특히 CASPER[8] 기술과 아시아A가 개발한 5GS/s 샘플러[9] 기반의 디지털 상관관계가 개발됐다.디지털 상관 장치는 7개의 안테나에 대해 두 개의 편광 각각에서 2 x 2 GHz 대역폭을 생성한다.

협업

AMiBA는 미국 국립대만대호주 망원경 국가시설인 시니카 천문연구소와 천체물리학 연구소가 협업한 결과다.하버드-스미스소니언 천체물리학센터, 국립 전파천문관측소, 하와이대, 브리스톨대, 노팅엄 트렌트대, 캐나다 이론천체물리학연구소, 카네기-멜론대 연구진도 참여한다.[1]

참고 항목

참조

  1. ^ a b c d e f g h Ho, Paul; et al. (2009). "The Yuan-Tseh Lee Array for Microwave Background Anisotropy". The Astrophysical Journal. 694 (2): 1610–1618. arXiv:0810.1871. Bibcode:2009ApJ...694.1610H. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1610. S2CID 118574112.
  2. ^ a b c d e f Wu, Jiun-Huei Proty; et al. (2008). "AMiBA Observations, Data Analysis and Results for Sunyaev-Zel'dovich Effects". arXiv:0810.1015 [astro-ph].
  3. ^ a b Ho, Paul T.P.; et al. (28 June 2008b). "The Yuan Tseh Lee AMiBA Project". Modern Physics Letters A. 23 (17/20): 1243–1251. Bibcode:2008MPLA...23.1243H. doi:10.1142/S021773230802762X.
  4. ^ a b Umetsu, Keiichi; et al. (2009). "Mass and Hot Baryons in Massive Galaxy Clusters from Subaru Weak Lensing and AMiBA SZE Observations". The Astrophysical Journal. 694 (2): 1643–1663. arXiv:0810.0969. Bibcode:2009ApJ...694.1643U. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1643. S2CID 10911214.
  5. ^ Lin, Kai-Yang; Nishioka, Hiroaki; Wang, Fu-Cheng; Locutus Huang, Chih-Wei; Liao, Yu-Wei; Proty Wu, Jiun-Huei; Koch, Patrick M.; Umetsu, Keiichi; Chen, Ming-Tang (1 October 2016). "AMiBA: Cluster Sunyaev-Zel'dovich Effect Observations with the Expanded 13-element Array". The Astrophysical Journal. 830 (2): 91. arXiv:1605.09261. Bibcode:2016ApJ...830...91L. doi:10.3847/0004-637X/830/2/91. ISSN 0004-637X. S2CID 58931842.
  6. ^ Bower, Geoffrey C.; Keating, Garrett K.; Marrone, Daniel P.; Y.T. Lee Array Team, SZA Team (1 January 2016). "Cosmic Structure and Galaxy Evolution through Intensity Mapping of Molecular Gas". American Astronomical Society. 227: 426.04. Bibcode:2016AAS...22742604B.
  7. ^ Kovetz, Ely D; et al. (2017). "Line-Intensity Mapping: 2017 Status Report". arXiv:1709.09066 [astro-ph.CO].
  8. ^ "CASPER - Collaboration for Astronomy Signal Processing and Electronics Research". casper.berkeley.edu. Retrieved 29 January 2018.
  9. ^ Jiang, Homin; Liu, Howard; Guzzino, Kim; Kubo, Derek; Li, Chao-Te; Chang, Ray; Chen, Ming-Tang (1 August 2014). "A 5 Giga Samples Per Second 8-Bit Analog to Digital Printed Circuit Board for Radio Astronomy". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 126 (942): 761. Bibcode:2014PASP..126..761J. doi:10.1086/677799. ISSN 0004-6280.