Warum enthält das Event Horizon Telescope (EHT) keine Teleskope aus Afrika, Asien oder Australien? Warum wurden sie nicht aufgenommen?
Afrika verfügt nicht über ein Radioteleskop im Frequenzbereich (230-450 GHz), der für die Teilnahme am EHT-Array erforderlich ist . Für Asien listet Wikipedia das " Yevpatoria RT-70-Radioteleskop " als bis zu 300 GHz fähig auf und befindet sich auf der westlichen Krim . Für Australien listet Wikipedia das " Parkes Observatory " auf, dessen Frequenz mit maximal 26 GHz ebenfalls zu niedrig ist. In Japan gibt es das " Nobeyama Millimeter Array ", das jedoch nur bis zu 230 GHz reicht.
Die einzigen Radioteleskope, die den erforderlichen Frequenzbereich erreichen (laut Wikipedia-Webseite , die möglicherweise keine vollständige Liste enthält), sind:
Wie Sie sehen können, ist die Liste sicherlich unvollständig. Eine weitere Liste der Radioteleskope der Welt ist die Website TheSkyIsNotTheLimit.org, die diese Grafik bietet:
Wenn Sie Google Earth auf das Atacama Pathfinder Experiment (APEX) zentrieren, das Zentrum des EHT-Arrays, werden Sie feststellen, dass diese anderen Radioteleskope nicht in der Ansicht enthalten sind:
Würde es den Durchmesser vergrößern, wenn sie einige von dort enthalten würden? Wenn ja, warum nicht?
Die Westküste Afrikas könnte helfen, wenn sie ein modernes Radioteleskop auf einem Berggipfel hätte, aber das tun sie nicht. Trotzdem würde ein solches Radioteleskop seitwärts durch die Dicke der Atmosphäre über dem Ozean zeigen; Radioteleskope funktionieren am besten nach oben und Sie möchten schwenken können, ohne auf einen begrenzten Bewegungsbereich beschränkt zu sein. Solche entfernten Punkte in der Anordnung sind gleichzeitig nur für einen kurzen Zeitraum aktiv, dienen jedoch als Übergabe, wenn sich einer in Position dreht und der andere außer Sichtweite dreht.
Wenn Sie den Globus ein wenig drehen, verlieren Sie Hawaii, gewinnen aber Westeuropa (einschließlich der Krim, wenn sie aufgerüstet werden) und die Westküste Afrikas, einschließlich des Gamsberg-Gebirges (in unmittelbarer Nähe des Hochenergiestereoskopischen Systems (HESS)) in Namibia:
Ein Grund, sich für Gamsberg zu interessieren, ist, dass der Berg der " Internationalen Amateursternwarte " gehört, die als IAS bezeichnet wird. Es wurde im März 1999 in Deutschland von einer Gruppe engagierter Amateurastronomen gegründet und vom Max-Planck-Institut für Astronomie unterstützt. Dieses Bild erzählt die Geschichte:
Es gibt Diskussionen in Bezug auf Gamsberg, siehe: " The African Millimeter Telescope " (Juni 2017) von Michael Backes, Cornelia Müller, John E. Conway und Roger Deane, auf Seite 1:
"Obwohl das EHT bereits ein beeindruckendes VLBI-Netzwerk von mm-Wellen-Radioteleskopen darstellt, ist ihre räumliche Verteilung auf dem amerikanischen Kontinent verteilt, wodurch seine Fähigkeiten eingeschränkt werden. Eine signifikante Verbesserung kann durch Hinzufügen eines einzelnen mm-Wellen-Radioteleskops in Afrika erreicht werden, das nominell als" Teleskop "bezeichnet wird das Afrika-Millimeter-Teleskop.
3. Das Afrika-Millimeter-Teleskop
Hinzufügen des Africa Millimeter Telescope (AMT)12, ein einzelnes mm-Wellen-Radioteleskop auf dem afrikanischen Kontinent, zum EHT-Netz wird die Abdeckung in der u- -v-Ebene (siehe Abb.2). Dies wird die Bildgebungsfähigkeiten des EHT erheblich verbessern und daher seine Fähigkeiten zur direkten Abbildung des "Schattens" von Sgr A ∗ verbessern. Insbesondere wird es dem "östlichen Subarray", einschließlich des IRAM-30-m-Teleskops, NOEMA, SPT, ALMA und AMT, ermöglichen, bildgebende Beobachtungen durchzuführen, wodurch der EHT eine signifikante Menge an täglicher Beobachtungszeit von Sgr A ∗ hinzugefügt wird (siehe Abb. 1 rechts). Wie in Abb. In 1 wird die AMT gemeinsame Basislinien für die Beobachtung von Sgr A ∗ mit allen hochempfindlichen Teleskopen (dem 30-m-IRAM-Teleskop auf Pico Veleta, NOEMA, ALMA und der LMT) sowie mit allen anderen EHT-Teleskopen haben. Dasu- -v-Die Abdeckung der aktuellen EHT-Konfiguration ist in Abbildung 2 dargestellt. Eingeschlossen ist die Verbesserung der Abdeckung durch Hinzufügen des AMT.
Abbildung 1 : Baselines des aktuellen EHT VLBI-Netzwerks (in Gelb) und zusätzliche vom AMT bereitgestellte Baselines (in Rot). Hinweis: Das kombinierte Array für die Forschung in der Millimeterwellenastronomie (CARMA) hat seine Beobachtungen im Jahr 2015 eingestellt. IRAM PV bezeichnet das 30-m-Teleskop IRAM auf Pico del Veleta, Plateau de Bure NOEMA und Gamsberg AMT.
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Potenzielle Standorte auf dem afrikanischen Kontinent, an denen Sgr A ∗ bei Höhenwinkeln ≥ 40 ° beobachtet werden kann und die sich in ausreichend großer Höhe befinden, um eine durchschnittliche Niederschlagswasserdampfsäule von weniger als 6 mm sicherzustellen, umfassen Standorte auf dem Berg. Kilimandscharo (≥ 4.300 m ü.M.) in Tansania und der Sani-Pass in den Drakensbergen in Lesotho (≥ 3.050 m ü.M.). Vor allem aber wegen der zeitlichen Überlappung der Sichtbarkeit von Sgr A ∗ mit den mm-Wellenteleskopen in Amerika, dem westlichsten Standort, Mt. Gamsberg (2.347 m ü.M.) in Namibia wurde als Hauptstandort für weitere Untersuchungen ausgewählt. Weitere unterstützende Argumente für diesen Standort sind, dass das Land der Max-Planck-Gesellschaft gehört und dass dieDie Regierung von Namibia fördert die Entwicklung der Astronomie sehr .
Die Hinzufügung von Gamsberg wird die Abdeckung erheblich verbessern, aber der Bau wurde noch nicht genehmigt.
Im Allgemeinen nimmt die Wiedergabetreue von Bildern, die von einem interferometrischen Array erzeugt werden, zu, wenn dem Array zusätzliche Teleskope hinzugefügt werden.
Ja, aber wenn Sie irgendwo einen hinzufügen , können Sie durch Hinzufügen eines oder mehrerer an perfekten Standorten die Rendite der enormen Investition maximieren.
In " Synthesis Imaging in Radio Astronomy II ", Eine Sammlung von Vorlesungen der sechsten NRAO / NMIMT Synthesis Imaging Summer School. Herausgegeben von GB Taylor, CL Carilli und RA Perley. ASP Conference Series, Vol. 3, No. 180, 1999 ( .PDF - Warnung: 43 MB ):
Dies ist eine Sammlung von Artikeln auf Seite 537:
27. Interferometrisches Array-Design
MA Holdaway und Tamara T. Helfer
Nationales Radioastronomie-Observatorium, Tucson, AZ 85721, USA
Abstrakt. Wir untersuchen einige der Prinzipien, die zum Entwurf von radiointerferometrischen Arrays und Array-Konfigurationen führen, einschließlich abstrakter Probleme wie Empfindlichkeit und Abdeckung der Fourier-Ebene sowie praktischer Probleme wie bewegliche Antennen und topografische Einschränkungen des Standorts. Wir greifen auf das Design und die Geschichte bestehender Arrays zurück und geben einen Einblick in die Ideen und Algorithmen, mit denen neue Instrumente wie das Submillimeter Array (SMA) und das Millimeter Array (MMA) entworfen werden können.
1. Einleitung
Das Array-Design kann verschiedene Themen umfassen: Wie viele Antennen sollte das Teleskop haben und wie groß sollten sie sein? Gibt es astronomische Anforderungen, die einen Aspekt des Array-Layouts bestimmen ? Wie viele Antennenkonfigurationen wird es geben und wie werden die verschiedenen Konfigurationen zusammenarbeiten? Wie sollen wir jede einzelne Konfiguration gestalten? Aber das zentrale Thema der Array - Design beschäftigt sich mit , wie effizient die Fourier - Ebene zu probieren . Jedes Interferometer oder Antennenpaar tastet zu einem bestimmten Zeitpunkt einen einzelnen Punkt in der Fourier-Ebene ab, und wir müssen die Antennen so anordnen, dass der Satz von Abtastpunkten es uns ermöglicht, qualitativ hochwertige Bilder mit hoher Empfindlichkeit zu erstellen. Da die meisten Antennen eine angemessene Menge an Infrastruktur mit nicht unwesentlichen Kapitalkosten am Boden unter ihren Basen erfordern (sogenannte Antennenpads), ist es wichtig, einen guten Satz von Antennenkonfigurationen zu entwerfen, die die Fourier-Ebene vor dem Aufbau des Arrays angemessen abtasten.
Dies gilt für kompakte Arrays (alle beteiligten Antennen sind miteinander verbunden und lokal miteinander verbunden) und für VLBI, bei denen Daten zu einem späteren Zeitpunkt aufgezeichnet und kombiniert werden. Wenn die gemessene Wellenlänge weniger als einen Millimeter beträgt, führt jede unerwünschte Bewegung (oder Bewegung, die nicht berücksichtigt wird) von sogar einem Millimeter zu schwerwiegenden Fehlern, von denen jeder berechnet und entfernt werden muss. Es verbleiben mehrere Ursachen für sehr kleine Fehler (die zufällig addiert und voneinander subtrahiert werden und Rauschen verursachen).
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4.3. VLA-Y und GMRT-Y
Der Hauptvorteil der " Y " -Konfiguration des VLA besteht darin, dass es sich um eine praktische 2-D-Anordnung von Antennen handelt, die eine angemessene Abdeckung der Fourier-Ebene mit 2-D-Schnappschüssen bietet . Die BIMA- und OVRO " T " -Arrays haben ein ähnliches Konzept. Die schlechten Dinge an einem " Y " oder einem " T " sind, dass die Regelmäßigkeit in den Antennenrichtungen entlang der Arme zu einer Art Gitterreaktion in der Punktstreufunktion führt und dass es mehrere Stunden Erdrotationssynthese dauert die Fourier-Stichproben, um dieses Defizit zu überwinden.
Die Konfigurationen " Y " und " T " sind Kompromisse : Sie versuchen, den Komfort eines 1-D-Arrays bei der Neukonfiguration der Antennen beizubehalten, möchten aber auch eine gute Abdeckung der Fourier-Ebene erzielen. Als solche sind sie wie Arrays mit fraktaler Dimension 1.5: besser als 1-D, nicht so gut wie vollständig 2-D-Arrays. Beispiele für die Abdeckung des VLA und Strahlen für einen Schnappschuss und eine vollständige Spur sind in den Abbildungen 27-3 und 27-4 dargestellt.
Das Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) in Indien verfügt über 14 Innenantennen in einer 1 km-Konfiguration und 16 in einer Außenkonfiguration in Form eines unregelmäßigen " Y " (siehe Abbildung 27-5). Die beiden Konfigurationen werden häufig getrennt verwendet (die 30-m-Antennen wurden nicht für die Neukonfiguration entwickelt). Die Unregelmäßigkeit des " Y " ist hauptsächlich darauf zurückzuführen, wo Land gewonnen werden konnte, erzeugt jedoch auch einen Schnappschussstrahl mit 16 Antennen, der viel niedrigere Nebenkeulen aufweist als der VLA-Schnappschussstrahl mit 27 Antennen.
Die Y-förmige Sternkonfiguration verwendet die geringsten Antennengruppen, um das beste Ergebnis zu erzielen, indem genügend Punkte ausgefüllt werden, um die Fourier-Ebene mit einem optimierten Algorithmus auszufüllen. Es ist auch zweckmäßig, eine solche Form auf vorhandenen Kontinenten zu positionieren. Ein fünfarmiger Stern liefert bessere Ergebnisse, wiederum mit weniger Antennen, ist aber offensichtlich teurer als die Sternkonfiguration. Die besten Konfigurationen, wie der zufällig gefüllte Kreis, passen nicht zu mehreren Kontinenten und ihren dazwischen liegenden Ozeanen.
Beachten Sie die Y- förmige Konfiguration der aktuellen EHT-Array-Sites in der Frage von Benutzer rugk. Mehr Standorte in einem engen Abschnitt des Erdumfangs ermöglichen eine Steigerung der Fähigkeiten. Wenn jedoch ein bestimmter Sektor kompetent (Fähigkeit) abgedeckt wird, bedeutet dies eine Verdoppelung der Ressourcen und eine Verlängerung der Verarbeitungszeit im Vergleich zu einem perfekten Ort, der ein Loch ausfüllt . Ein Ort in der Nähe des Randes ist nützlich, um das Beobachtungsfenster zu vergrößern, aber ein Ort, der zu weit entfernt ist, um gleichzeitig mit einer ausreichenden Anzahl anderer Orte beobachten zu können, ist bei weitem nicht so nützlich. Wo immer sich der Standort befindet, muss er in der Lage sein, mit den erforderlichen Frequenzen zu arbeiten und über eine ausreichende Empfindlichkeit zu verfügen, um nützliche Daten in dieser Entfernung zu erfassen. Es ist eine große Aufgabe.
