Allen Telescope Array

Allen Telescope Array
	The Allen Telescope Array (ATA-42), 11 oktober 2007.
Alternativa namn	ATA
Döpt efter	Paul Allen
Del av	Hat Creek Radio Observatory
Plats(er)	Kalifornien
Koordinater	Koordinater :
Organisation	; Radio Astronomy Laboratory SETI Institute
Höjd över havet	986 m (3 235 fot)
Våglängd	60, 2,7 cm (500, 11 100 MHz)
Teleskop stil	Radiointerferometer med gregoriansk teleskop ;
Antal teleskop	42
Diameter	6,1 m (20 fot 0 tum)
Sekundär diameter	2,4 m (7 fot 10 tum)
Uppsamlingsområde	1 227 m 2 (13 210 sq ft)
Hemsida	www .seti .org /ata
	Placering av Allen Telescope Array
	Relaterade medier på Commons
	[ redigera på Wikidata ]

Allen Telescope Array ( ATA ), tidigare känt som One Hectare Telescope ( 1hT ), är en radioteleskoparray tillägnad astronomiska observationer och en samtidig sökning efter utomjordisk intelligens (SETI). Arrayen ligger vid Hat Creek Radio Observatory i Shasta County , 290 miles (470 km) nordost om San Francisco , Kalifornien.

Projektet utvecklades ursprungligen som en gemensam ansträngning mellan SETI Institute och Radio Astronomy Laboratory (RAL) vid University of California, Berkeley (UC Berkeley), med medel erhållna från en initial donation på 12,5 miljoner USD från Paul G. Allen Familjestiftelsen och Nathan Myhrvold . Den första fasen av konstruktionen avslutades och ATA togs slutligen i drift den 11 oktober 2007 med 42 antenner (ATA-42), efter att Paul Allen (medgrundare av Microsoft ) hade lovat ytterligare 13,5 miljoner dollar för att stödja konstruktionen av den första och andra faser.

Även om Allen totalt sett har bidragit med mer än 30 miljoner dollar till projektet, har den inte lyckats bygga de 350 6,1 m (20 fot) faten som ursprungligen tänktes, och projektet drabbades av ett driftstopp på grund av finansieringsbrister mellan april och augusti 2011, varefter observationer återupptas. Därefter lämnade UC Berkeley projektet och slutförde avyttringen i april 2012. Anläggningen förvaltas nu av SRI International (tidigare Stanford Research Institute), ett oberoende, ideellt forskningsinstitut. Från och med 2016 SETI-institutet observationer med ATA mellan klockan 18.00 och 06.00 dagligen.

I augusti 2014 hotades installationen av en skogsbrand i området och tvingades en kort stund stängas av, men kom till slut i stort sett oskadd.

Översikt

Idén skapades först av SETI- pionjären Frank Drake och har varit en dröm för SETI-institutet i flera år. Det var dock inte förrän i början av 2001 som forskning och utveckling började, efter en donation på 11,5 miljoner dollar från Paul G. Allen Family Foundation . I mars 2004, efter det framgångsrika slutförandet av en treårig forsknings- och utvecklingsfas, avslöjade SETI-institutet en konstruktionsplan i tre nivåer för teleskopet. Bygget började omedelbart, tack vare löftet på 13,5 miljoner dollar av Paul Allen (medgrundare av Microsoft ) för att stödja byggandet av den första och andra fasen. SETI-institutet döpte teleskopet till Allens ära. Sammantaget bidrog Paul Allen med mer än 30 miljoner dollar till projektet.

array med centimetervågor som banar väg för konceptet Large-Number Small Diameter för att bygga radioteleskop . Jämfört med en stor parabolantenn är ett stort antal mindre rätter billigare för samma uppsamlingsområde. För att få liknande känslighet måste signalerna från alla teleskop kombineras. Detta kräver högpresterande elektronik, som hade varit oöverkomligt dyr. På grund av de sjunkande kostnaderna för elektroniska komponenter blev den nödvändiga elektroniken praktiskt genomförbar, vilket resulterade i en stor kostnadsbesparing jämfört med teleskop av mer konventionell design. Detta kallas informellt för att "ersätta stål med kisel".

ATA har fyra primära tekniska funktioner som gör den väl lämpad för en rad vetenskapliga undersökningar: ett mycket brett synfält (2,45° vid λ = 21 cm, vätelinjens våglängd ), fullständig omedelbar frekvenstäckning från 0,5 till 11,2 gigahertz (GHz), flera samtidiga backends och aktiv störningsreducering. Den yta av himlen som omedelbart kan avbildas är 17 gånger det som kan erhållas med Very Large Array- teleskopet. Den momentana frekvenstäckningen på mer än fyra oktaver är oöverträffad inom radioastronomi och är resultatet av en unik matnings-, ingångsförstärkare och signalvägsdesign. Aktiv störningsreducering kommer att göra det möjligt att observera även vid frekvenserna för många markbundna radiosändare .

All-sky-undersökningar är en viktig del av vetenskapsprogrammet, ^{[ förtydligande behövs ]} och ATA kommer att ha ökad effektivitet genom sin förmåga att utföra utomjordiska intelligenssökningar (SETI) och andra radioastronomiobservationer samtidigt. Teleskopet kan göra detta genom att dela upp de inspelade signalerna i kontrollrummet innan den slutliga bearbetningen. Samtidiga observationer är möjliga eftersom för SETI , varhelst teleskopet är riktat, kommer flera målstjärnor att ligga inom det stora synfältet som 6 m skålarna ger. Enligt överenskommelse mellan UC Berkeley Radio Astronomy Laboratory (RAL) och SETI Institute , bestämde behoven för konventionell radioastronomi riktningen för arrayen fram till 2012.

ATA planeras att omfatta 350 6 m tallrikar och kommer att möjliggöra stora, djupa radioundersökningar som tidigare inte varit möjliga. Teleskopdesignen innehåller många nya funktioner, inklusive hydroformade antennytor, en log-periodisk matning som täcker hela frekvensområdet från 500 megahertz (MHz) till 11,2 GHz, och lågbrusiga bredbandsförstärkare med platt respons över hela band, vilket gör det möjligt att förstärka skysignalen direkt. Denna förstärkta signal, som innehåller hela den mottagna bandbredden, förs från varje antenn till behandlingsrummet via optiska fiberkablar . Detta innebär att när elektroniken förbättras och bredare bandbredder kan erhållas, behöver bara den centrala processorn ändras, och inte antennerna eller matningarna.

Instrumentet drevs och underhållits av RAL tills utvecklingen av arrayen lades på is 2011. RAL arbetade hand i hand med SETI Institute under design och prototypframställning och var den primära konstruktören av matningen, antennytorna, strålformningen, korrelatorn och bildsystem för radioastronomiobservationer.

Panelen för Astronomy and Astrophysics Decadal Survey i sin femte rapport, Astronomy and Astrophysics in the New Millennium (2001), godkände SETI och erkände ATA (som då kallades 1- Hectare Telescope) som en viktig språngbräda mot byggandet av Square Kilometer Array- teleskop (SKA). Den senaste Decadal-rapporten rekommenderade att USA:s finansiella stöd till SKA skulle upphöra, även om USA:s deltagande i SKA-prekursorer som MeerKAT , Hydrogen Epoch of Reionization Array och Murchison Widefield Array .

Även om kostnadsberäkningar för obebyggda projekt alltid är tveksamma och specifikationerna inte är identiska (konventionella teleskop har lägre brustemperatur , men ATA har till exempel ett större synfält ), har ATA ett potentiellt löfte som en mycket billigare radioteleskopteknik för en given effektiv bländare. Till exempel är det belopp som spenderas på den första ATA-42-fasen, inklusive teknikutveckling, ungefär en tredjedel av kostnaden för en ny kopia av en Deep Space Network 34 m antenn med liknande uppsamlingsområde. På samma sätt uppskattades den totala kostnaden för att bygga de återstående 308 rätterna (i oktober 2007) till cirka 41 miljoner dollar. Detta är ungefär två gånger billigare än 85 miljoner dollars kostnad för den sista stora radioastronomiantennen som byggdes i USA, Green Bank Telescope, med liknande uppsamlingsområde. Entreprenören ansökte om ett överskridande av 29 miljoner dollar, men endast 4 miljoner dollar av detta tillåts.

ATA strävar efter att vara bland världens största och snabbaste observationsinstrument och att tillåta astronomer att söka efter många olika målstjärnor samtidigt. Om det färdigställs som ursprungligen tänkt, kommer det att bli ett av de största och mest kraftfulla teleskopen i världen.

Historia

Sedan starten har ATA varit ett utvecklingsverktyg ^{[ förtydligande behövs ]} för astronomisk interferometerteknik (specifikt för Square Kilometer Array) .

ATA var ursprungligen planerad att konstrueras i fyra steg, ATA-42, ATA-98, ATA-206 och ATA-350, där varje nummer representerar antalet rätter i matrisen vid en given tidpunkt. (Se tabell 1). ATA är planerad att omfatta 350 fat med en diameter på 6 m vardera.

Regelbunden verksamhet med 42 maträtter startade den 11 oktober 2007. Finansiering för att bygga ytterligare antenner söks för närvarande av SETI-institutet från olika källor, inklusive United States Navy , Defense Advanced Research Projects Agency (DARPA), National Science Foundation (NSF) och privata givare.

och SETI-observationer utförs med två 32-ingångars dubbelpolarisationsbildkorrelatorer . Många artiklar som rapporterar konventionella radioastronomiobservationer har publicerats.

Tre phased array beamformers som använder Berkeley Emulation Engine 2 (BEE2) installerades i juni 2007 och har integrerats i systemet för att möjliggöra samtidiga astronomiska och SETI-observationer. I april 2008 genomfördes de första pulsarobservationerna med hjälp av strålformaren och en specialbyggd pulsarspektrometer .

Arbetshästen SETI-söksystem (SETI på ATA eller SonATA) utför helautomatiska SETI-observationer. SonATA följer upp detekterade signaler i realtid och fortsätter att spåra dem tills 1) signalen visar sig ha genererats på jorden eller sällan, 2) källuppsättningarna, vilket utlöser uppföljning nästa dag. ^{med och med 2016 har mer än} tvåhundra miljoner signaler följts upp och klassificerats hjälp av ATA. Inte en av dessa signaler hade alla de egenskaper som förväntades för en ETI-signal. Resultaten av SETI Institutes observationer publiceras i ett antal tidningar.

I april 2011 lades ATA i viloläge på grund av finansieringsbrister, vilket innebar att den inte längre var tillgänglig för användning. Driften av ATA återupptogs den 5 december 2011. Ansträngningarna leds nu av Andrew Siemion .

Status

2012 finansierades ATA av en filantropisk donation på 3,6 miljoner dollar av Franklin Antonio, medgrundare och chefsforskare av Qualcomm Incorporated . Denna gåva stöder uppgraderingar av alla mottagare på ATA-diskarna för att ha dramatiskt högre känslighet (2 − 10× från 1–8 GHz) än tidigare och stödja känsliga observationer över ett bredare frekvensområde, från 1–15 GHz, när radion initialt frekvenselektronik gick till endast 11 GHz. I juli 2016 hade de första tio av dessa mottagare installerats och bevisats. Full installation på alla 42 antenner planeras från och med juni 2017. [ ^{behöver uppdateras ]}

I november 2015 studerade ATA den anomala stjärnan KIC 8462852 , och hösten 2017 undersökte Allen Telescope Array den interstellära asteroiden 'Oumuamua för tecken på teknik, men upptäckte inga ovanliga radioutsläpp.

Viktiga vetenskapsmål

De vetenskapliga målen nedan representerar de viktigaste projekten som ska genomföras med ATA. Vart och ett av dessa mål är förknippat med ett av de fyra utvecklingsstadierna som nämnts tidigare. (Se tabell 1). Också listat är en del av den vetenskap som man hoppas var och en kommer att producera.

Bestäm halten av vätelinjen (HI) i galaxer ut till z ~ 0,2 över 3π steradianer , för att mäta hur mycket intergalaktisk gas externa galaxer ansamlas; att söka efter mörka, stjärnlösa galaxer; att lägga grunden för mörk energidetektering av Square Kilometer Array .
Klassificera 250 000 extragalaktiska radiokällor som aktiva galaktiska kärnor eller starburst-galaxer , för att undersöka och kvantifiera stjärnbildning i det lokala universum ; för att identifiera objekt med hög rödförskjutning ; att undersöka storskalig struktur i universum; att identifiera gravitationslinskandidater för mörk materia och mörk energidetektering .
Utforska den övergående himlen för att undersöka ackretion på svarta hål ; att hitta föräldralösa gammastrålar efterglöd; att upptäcka nya och okända transienta fenomen.
Undersök 1 000 000 stjärnor för SETI -relaterad emission med tillräcklig känslighet för att detektera en Arecibo -radar upp till 300 parsecs inom intervallet 1–10 GHz .
Undersök 4×10 ¹⁰ stjärnor i det inre galaktiska planet från 1,42–1,72 GHz för mycket kraftfulla sändare .
Mät magnetfälten i Vintergatan och andra galaxer i lokala grupper , för att undersöka magnetfältens roll i stjärnbildning och galaxbildning och evolution .
Upptäck gravitationsvågens bakgrund från massiva svarta hål genom pulsartiming .
Mät molekylära moln- och stjärnbildningsegenskaper med hjälp av nya molekylära spårämnen, för att kartlägga stjärnbildningsförhållanden på skalan av hela gigantiska molekylära moln (GMCs); för att bestämma metallicitetsgradienten för Vintergatan.

**Tabell 1: Arrayprestanda och viktiga vetenskapliga projekt**
Array	Status	Strålstorlek (arcsec)	S _rms (mJy)	Hastighet (grader ² s ⁻¹ )	Nyckelvetenskap
ATA-42	Skålkonstruktion komplett; idrifttagning pågår med 32 ingångar, dubbelpolarisering (64 totalt ingångar) korrelator	245 x 118	0,54	0,02	FiGSS: 5 GHz kontinuerlig undersökning, galaktisk plan molekylär spektroskopi, SETI Galactic Center Survey
ATA-98	Väntar på resultat ATA-42 för finansiering	120 x 80	0,2	0,11	ATHIXS† Trial Surveys, HI Stellar Outflows Survey, SETI Targeted Survey: 100 stjärnor
ATA-206	Utvecklingsfasen inte avslutad	75 x 65	0,11	0,44	ATHIXS, Karta The Magnetized Galactic ISM, Pulsar Timing Array, Deep continuum and transient surveys, SETI Targeted Surveys
ATA-350	Utvecklingsfasen inte avslutad	77 x 66	0,065	1,40	ATHIXS, Karta The Magnetized Galactic ISM, Pulsar Timing Array Deep continuum and transient surveys, SETI Targeted Surveys
Obs: Strålstorlek och kontinuumkänslighet (S _rms uppskattas för en 6-minuters, 100 MHz kontinuum ögonblicksbildobservation vid transitering av en källa vid 40° deklination vid en våglängd av 21 cm. Hastighet ges för en undersökning vid 21 cm observationer med en bandbredd på 100 MHz som når 1 mJy rms. †ATHIXS är en all-sky djup HI extragalaktisk HI-undersökning.

Opportunistisk vetenskap

Sedan konstruktionen av arrayen började har ett fåtal vetenskapsmål som inte är specifikt utarbetade för det föreslagits.

Till exempel har Allen Telescope Array erbjudit sig att tillhandahålla månkastningsdata nedlänk för alla tävlande i Google Lunar X Prize . Detta är praktiskt eftersom arrayen, utan några modifieringar, täcker de huvudsakliga rymdkommunikationsbanden (S-band och X-band). En telemetriavkodare skulle vara det enda nödvändiga tillägget.

Dessutom nämndes ATA som en kandidat för att söka efter en ny typ av radiotransienter . Det är ett utmärkt val för detta på grund av dess stora synfält och breda ögonblickliga bandbredd. Efter detta förslag Andrew Siemion och ett internationellt team av astronomer och ingenjörer ett instrument som heter "Fly's Eye" som gjorde det möjligt för ATA att söka efter ljusa radiotransienter, och observationer utfördes mellan februari och april 2008.

Instrument

ATA Offset gregoriansk design

ATA-42-konfigurationen kommer att ge en maximal baslinje på 300 m (och slutligen för ATA-350, 900 m). En kyld log-periodisk matning på varje antenn är utformad för att ge en systemtemperatur på ~45K från 1–10 GHz, med reducerad känslighet inom intervallen 0,5–1,0 GHz och 10–11,2 GHz. Fyra separata frekvensjusteringar (IF) är tillgängliga för att producera 4 x 672 MHz mellanfrekvensband. Två IF:er stöder korrelatorer för bildbehandling; två kommer att stödja SETI- observation. Alla avstämningar kan producera fyra fasade arraystrålar med dubbla polarisation som kan riktas oberoende inom primärstrålen och kan användas med en mängd olika detektorer. ATA kan därför syntetisera upp till 32 fasstyrda arraystrålar.

Det breda synfältet hos ATA ger den en oöverträffad kapacitet för stora undersökningar (Fig. 4). Den tid som krävs för att kartlägga ett stort område till en given känslighet är proportionell mot ( ND ) ² , där N är antalet element och D är skålens diameter. Detta leder till det överraskande resultatet att ett stort utbud av smårätter kan överträffa en uppsättning med ett mindre antal element men avsevärt större uppsamlingsyta i uppdraget med stora undersökningar. Som en konsekvens är även ATA-42 konkurrenskraftig med mycket större teleskop i sin förmåga för både ljusstyrka och temperaturmätningar . För punktkällaundersökningar är ATA-42 jämförbar i hastighet med Arecibo och Green Bank Telescope (GBT), men tre gånger långsammare än Very Large Array (VLA). ATA-350, å andra sidan, kommer att vara en storleksordning snabbare än Very Large Array för punktkällundersökningar, och är jämförbar med Expanded Very Large Array (EVLA) i mäthastighet. För mätningar upp till en specificerad ljusstyrketemperaturkänslighet kommer ATA-98 att överskrida mäthastigheten för även VLA-D-konfigurationen. ATA-206 bör matcha ljusstyrkans temperaturkänslighet för Arecibo och GBT. ATA ger dock bättre upplösning än något av dessa enskålsteleskop.

Antennerna för ATA är 6,1 x 7,0 meter (20,0 fot x 23,0 fot) hydroformade förskjutna gregorianska teleskop , var och en med en 2,4 meter subreflektor med en effektiv brännvidd /diameter (f/D)-förhållande på 0,65. (Se DeBoer, 2001). Den förskjutna geometrin eliminerar blockering, vilket ökar effektiviteten och minskar sidoloberna . Det tillåter också den stora subreflektorn, vilket ger bra lågfrekvent prestanda. Hydroformningstekniken som används för att tillverka dessa ytor är densamma som används av Andersen Manufacturing i Idaho Falls, Idaho för att generera billiga satellitreflektorer. Det unika inre ramfälgstödda kompaktfästet ger utmärkt prestanda till låg kostnad. Drivsystemet använder en fjäderbelastad passiv azimutdrivlina mot glapp. De flesta komponenter designade av Matthew Fleming och tillverkade vid Minex Engineering Corp. i Antioch, CA.

Datahantering

Precis som med andra arrayer kräver den enorma mängden inkommande sensorisk information kapacitet för bearbetning av array i realtid för att minska datamängden för lagring. För ATA-256 uppskattas de genomsnittliga datahastigheterna och den totala datavolymen för korrelatorn till 100 Mbyte/s och 15 Pbyte för den femåriga undersökningsperioden. Experiment som tillfälliga undersökningar kommer att överstiga denna takt avsevärt. Strålformarna producerar data med en mycket högre hastighet (8 gigabyte per sekund (Gb/s)), men endast en mycket liten del av denna data arkiveras. 2009 kallades hårdvaran och mjukvaran för signaldetektering Prelude, som bestod av rackmonterade datorer utökade med två anpassade acceleratorkort baserade på digital signalbehandling ( DSP ) och FPGA-chips ( field-programmable gate array) . Varje programmerbar detektionsmodul (en av 28 datorer) kan analysera 2 MHz dubbelpolariseringsdata för att generera spektra med spektral upplösning på 0,7 Hz och tidssamplingar på 1,4 sekunder.

2009 hade arrayen en 40 Mbit/s internetanslutning, tillräcklig för fjärråtkomst och överföring av dataprodukter för ATA-256. En uppgradering till 40 Gbit/s planerades, vilket skulle möjliggöra direkt distribution av rådata för extern datoranvändning.

Beräkningskomplexitet och krav

Liksom andra arraysystem har ATA en beräkningskomplexitet och korskoppling som skalas till O (N ² ) med antalet antenner $N$ . Beräkningskravet, till exempel, för att korrelera den fulla ATA-bandbredden ( $B$ = 11 GHz) för den föreslagna $N$ = 350 dubbelpolarisationsantennutbyggnad, med användning av en effektiv frekvensmultiplikation ( FX) arkitektur och en blygsam 500 kHz kanalbredd (med antal kanaler $F$ = 2200), ges av:

$2B\langle N\log _{2}(F)( 10OPs)+(N{\frac {N+1}{2}})\ gånger 4(8OPs)\rangle$ = 44 Peta- OPs per sekund

där $Ops$ är en operation . Observera att eftersom varje skål har en dubbelpolarisationsantenn, är varje signalsampel faktiskt en uppsättning av två data, därav $2B$ .

Se även

Carl Sagan Institute – Institutet för sökandet efter beboeliga världar
Exoplanet – Planet utanför solsystemet
Lista över radioteleskop
SETI Institute – Icke-vinstdrivande forskningsorganisation
Sök efter utomjordisk intelligens – Försök att hitta civilisationer som inte är från jorden
setiQuest – SETI Institute-projekt

externa länkar

Officiell hemsida
"Radio Astronomy Laboratorys ATA-webbplats" . Arkiverad från originalet 2006-09-02 . Hämtad 2015-11-16 .
Sökandet fortsätter med Allen Telescope Array . Mountain View, CA: SETI Institute . 25 mars 2004. ^{[ död länk ]}
Radio Astronomy Laboratory, University of California, Berkeley: NSF-förslag, 15 juni 2005.
https://web.archive.org/web/20111006031806/https://setistars.org/
Minex Engineering Corporation i Antioch, CA