Väteepok av återjoniseringsarray

Väteepok av återjoniseringsarray

Plats(er)	Sydafrika
Koordinater
Teleskop stil	radioteleskop
Diameter	14 m (45 fot 11 tum)
Hemsida	reionization .org
Plats för väteepok av återjoniseringsarray
Relaterade medier på Commons

Hydrogen Epoch of Reionization Array ( HERA ) är ett radioteleskop dedikerat till att observera storskalig struktur under och före återjoniseringens epok . HERA är ett SKA-prekursorinstrument ( Square Kilometer Array ), avsett att observera det tidiga universum och hjälpa till med utformningen av hela SKA. Tillsammans med MeerKAT , också i Sydafrika, och två radioteleskop i västra Australien , australiensiska SKA Pathfinder (ASKAP) och Murchison Widefield Array (MWA), är HERA en av fyra föregångare till den slutliga SKA. Det ligger i Meerkat National Park .

Motivering

Det finns ett stort tidsintervall mellan universums rekombinationsepok ( z =1100) och tiden (z = 7±1) efter vilken intergalaktisk gas till stor del återjoniseras. Studier av den kosmiska mikrovågsbakgrunden (CMB) har visat universums struktur i början av detta intervall, och djupa optiska undersökningar som Sloan Digital Sky Survey visar strukturen efter detta tidsintervall, men det finns lite tillgänglig data från tid då den första generationen stjärnor och de tidigaste svarta hålen dök upp. Eftersom väte var det i särklass vanligaste grundämnet i det tidiga universum, är ett naturligt sätt att undersöka epok när stjärnor dök upp att titta på den del av väte som joniseras. Astronomer observerar kallt atomärt väte med spektrallinjen på 21 cm (1420 MHz) . Om man antar att återjonisering sker vid z = 6 till 8, skulle man förvänta sig att se denna spektrallinje rödförskjuten till ett frekvensområde runt 150 till 200 MHz. En serie instrument som PAPER , LOFAR och MWA har letat efter denna strålning. HERA är ett projekt för att leta efter denna strålning med förbättrad känslighet.

CMB tillhandahåller en bakgrundsskärm på vilken väteåterjoniseringssignalen kommer att ses. Mycket kall vätgas kommer att absorbera CMB-fotoner och producera ett dopp i CMB-signalen. Varmt väte kommer att avge 21 cm (viloram) fotoner, vilket ökar himlens ljusstyrka över vad CMB ger. Efter att vätet är helt återjoniserat, kommer CMB inte längre att påverkas av 21 cm linjeövergångar av neutralt väte. Att observera hur absorption och emission varierar som en funktion av z, och som en funktion av himlens position, kommer att ge snäva begränsningar för modeller av bildandet av stjärnor, galaxer och supermassiva svarta hål.

Tekniska utmaningar

HERA kommer att observera i frekvensbandet från 50 till 250 MHz. Detta frekvensområde inkluderar sändningssignaler för FM-radio, TV och många andra marksända källor. Dessa signaler kommer att vara många storleksordningar starkare än signalen HERA söker efter, så för att minimera denna störning byggs HERA i den glesbefolkade Karooöknen i Sydafrika, nära Carnarvon .

Interferens från solen stör också observationer, vilket begränsar observationerna till nattetid. Vintergatans galaktiska plan måste också undvikas. Dessa två begränsningar begränsar HERA:s vetenskapliga observationer till ett årligt observationsfönster på cirka 4 månader.

En annan stor teknisk utmaning är utsläpp från förgrundskällor som kvasarer och joniserad gas inom Vintergatan. Denna emission förväntas vara fyra till fem storleksordningar starkare än de rekombinationsepoksignaler som HERA kommer att försöka detektera. Men denna förgrund är sammansatt av synkrotron och fri-fri emission, som inte har några smala spektrala egenskaper. Däremot är HERA:s mål att upptäcka bildandet av varma neutrala och joniserade områden inom den intergalaktiska gasen, och dessa regioner bör producera smala spektrala egenskaper. HERA-matrisen måste ha ett jämnt spektralt bandpass så att när förgrundsemissionen subtraheras från den detekterade signalen kommer de återstående smala särdragen från de astronomiska objekten snarare än instrumentets spektrala svar.

Teleskop design

HERA är en radiointerferometer som korskorrelerar signalerna från par av individuella antenner. Radiointerferometrar avsedda för avbildning är vanligtvis utformade för att minimera antalet identiska baslinjer, för att mäta emission vid största möjliga antal rumsliga frekvenser för bildrekonstruktion. Däremot är antennerna i HERA-matrisen utplacerade i ett hexagonalt kakelmönster, vilket ger ett stort antal identiska baslinjer. Även om denna geometri minskar kvaliteten på bilder som HERA kan producera, tillåter den att signaler från identiska baslinjer summeras för att förbättra signal-brusförhållandet.

De individuella antennerna har en korsdipolmatning upphängd ovanför en 14 meter trådmaskig parabolskål . Antennerna är inte styrbara, de pekar mot zenit. Antennens storlek valdes för att vara tillräckligt stor för att eventuella stående vågor inom antennstrukturen skulle vara vid frekvenser under 50 MHz, utanför frekvensbandet av intresse. Antennerna är tillverkade av billiga material som trä och PVC- rör.

När den är färdig kommer arrayen att bestå av 350 antenner (318 i en tätt packad hexakonal kärna 300 meter tvärs över och 32 i mer avlägsna stödben). Den totala uppsamlingsytan kommer att vara 54 000 m², liknande den för Arecibo Observatory .

Resultat

På grund av den stora fraktionella bandbredden för arrayen (vilket komplicerar subtraktion av förgrundssignaler) och svagheten hos den kosmologiska signalen (ungefär 10 millikelvin), är det osannolikt att HERA kommer att producera högkvalitativa bilder av enskilda strukturer i den återjoniserande gasen. Istället kommer arrayen att mäta effektspektrumet för fluktuationer i gasen, ungefär som tidiga CMB-instrument gjorde.

externa länkar

• Officiell hemsida
• på YouTube 1:04:22