CARMA

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1. 개요
2. 위치
3. 특징
4. 운용
- 4.1. 관측 파장
5. VLBI
6. 참여 대학
참조

1. 개요

CARMA는 캘리포니아주 이뇨 산맥에 위치했던 전파 간섭계로, 다양한 크기의 전파 망원경을 이종 집합체로 구성하여 운영되었다. 캘리포니아 공과대학교, 캘리포니아 대학교 버클리, 일리노이 대학교, 메릴랜드 대학교 등의 연합체에 의해 운영되었으며, 2007년부터 정규 관측을 시작했다. CARMA는 7mm, 3mm, 1.3mm 파장대에서 관측을 수행하며, 특히 일산화탄소와 같은 성간 분자 관측에 활용되었다. 사건의 지평선 망원경 프로젝트에도 참여하여 궁수자리 A*의 사건 지평선 규모 구조 관측에 기여했다.

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CARMA
기본 정보
일몰 시 CARMA
종류	전파 간섭계
파장	밀리미터파
위치	미국 캘리포니아 주
좌표	북위 37° 13′ 55″ 서경 118° 16′ 36″
고도	2,200 미터 (7,200 피트)
건설 시작	2003년
첫 빛	2006년
해체	2015년 4월
대체	아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 집합체 (ALMA)
웹사이트	CARMA
기술 사양
안테나 수	23
안테나 크기	6 x 10.4 미터 9 x 6.1 미터 8 x 3.5 미터
기준선 길이	최대 2 킬로미터
작동 주파수	26 ~ 260 기가헤르츠
각도 해상도	0.1 ~ 10 아크초

2. 위치

CARMA 천문대 카탈로그에 따르면 모든 망원경 패드의 중앙 높이는 2196.223m였다. 관측소는 오언스 밸리 무선 관측대 동쪽 인요 산맥에 위치했으며 웨스트가드 패스를 통해 접근할 수 있는 시더 플랫이라는 부지에 있었다. 대기 수증기에 의한 밀리미터파 흡수 및 위상 결맞음 현상을 최소화하기 위해 높은 고도 위치를 선택했다.

3. 특징

CARMA는 크기와 디자인이 다양한 전파 망원경의 이종 집합체라는 점에서 독특했다. 세 가지 유형의 망원경이 있었으며, 모두 포물선 주 반사경과 쌍곡선 부 반사경을 갖춘 카세그레인 반사경 안테나였다.

10.4m 지름의 망원경 6기: 캘리포니아 공과대학교(Caltech)가 운영하는 OVRO 부지에 있는 밀리미터파 배열의 일부였다. 2005년 봄에 시더 플랫으로 옮겨졌다.
6.1m 지름의 망원경 9기: 이전에 햇 크릭 전파 관측소(Hat Creek Radio Observatory)에 위치해 있었고 [https://web.archive.org/web/20110411000816/http://bima.astro.umd.edu/ 버클리-일리노이-메릴랜드 협회] (BIMA) 컨소시엄에 의해 운영되었다. 2005년 봄에 HCRO에서 시더 플랫으로 옮겨졌다.
3.5m 지름의 망원경 8기: 우주론 연구를 위한 장비로 제작되었으며, 수냐예프-젤도비치 배열(Sunyaev-Zel'dovich Array, SZA)이라고도 불린다. 시카고 대학교의 존 칼스트롬이 이끄는 프로젝트이다. SZA는 오웬스 밸리 전파 관측소의 계곡 바닥에서 3년 동안 우주 마이크로파 배경(CMB)과 은하단을 관측했다. 2008년 여름에 시더 플랫으로 옮겨졌다.

4. 운용

2006년 11월, OVRO 배열의 6개 망원경과 BIMA 배열의 9개 망원경이 함께 작동하여 과학 데이터를 수집했다. 2008년 가을에는 대류권의 난류 수증기 분포로 인한 이미지 왜곡을 보상하는 선구적인 연구가 시작되었다.^[3]

최대 2km에 달하는 배열의 가장 확장된 구성은 천문학적 이미지에서 가장 미세한 세부 사항을 보는 데 필요했다. 이러한 거리에서 서로 다른 양의 수증기를 통과하면서 서로 다른 망원경에서 신호 도착 시간의 변화는 이미지 품질을 심각하게 제한했다.^[3]

각 CARMA 안테나 근처에 SZA 안테나를 설치하고 연구 대상 근처의 소형 천문학적 전파원을 관측함으로써 대기의 특성을 몇 초 정도의 짧은 시간 척도로 측정할 수 있었다. 이 정보는 데이터 감소 과정에서 대기 섬광으로 인한 저하의 상당 부분을 제거하는 데 사용될 수 있었다.^[4]

대기 측정을 위해 30 GHz에서 작동하는 SZA를 사용하는 관측은 2008년 11월에 시작되었다. SZA는 또한 세 종류의 망원경이 모두 동일한 상관기에 연결된 실험 동안 CARMA의 과학 운영에 직접 참여했다.

관측은 주로 3 mm 대역(80–115 GHz) 및 1 mm 대역(210–270 GHz)에서 이루어졌다. 이러한 주파수는 일산화탄소(CO)를 포함한 많은 분자 가스를 감지하는 데 유용하다. CO를 관측하는 것은 직접 감지하기 어려운 수소 가스(우주에서 가장 풍부한 분자)의 존재를 간접적으로 나타낸다. 차가운 먼지도 이 파장 범위에서 감지할 수 있으며, 예를 들어 별 주위의 행성 형성 디스크를 연구하는 데 사용할 수 있다. 2009년, OVRO 10.4m 안테나에는 27–35 GHz 수신기가 장착되었으며 SZA 안테나와 함께 센티미터 대역에서 관측을 수행했다.

4. 1. 관측 파장

CARMA의 주요 관측 파장은 7mm, 3mm, 1.3mm이다.^[4] 이 파장대는 성간 분자가 방출하는 전파 관측에 적합하며, 우주에서 두 번째로 존재량이 많은 성간 분자인 일산화탄소(CO)가 방출하는 전파도 포함된다.^[4] 가장 존재량이 많은 분자는 수소 분자이지만, 대칭 2원자 분자이므로 쌍극자 모멘트가 0이며, 회전 천이에 의한 전파는 방출되지 않는다. 이 때문에, 일산화탄소 분자가 방출하는 전파는 성간 물질 관측에 중요한 역할을 하고 있다.^[4]

5. VLBI

CARMA는 사건의 지평선 망원경 프로젝트의 초기 개념 증명 관측에 참여한 배열 요소였으며, 2007년에는 우리 은하의 초대질량 블랙홀인 궁수자리 A*에서 사건 지평선 규모의 구조를 관측할 수 있음을 보여주는 관측에 참여했다.^[5]

6. 참여 대학

CARMA는 다음 대학 연합체에 의해 운영되었다.^[6]^[7]

참조

_[1] 웹사이트 CARMA Radio Telescope Array in the Inyo Mountains Dedicated May 5 https://www.caltech.[...] 2021-12-01
_[2] 간행물 Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy https://cds.cern.ch/[...]
_[3] 문서 The temporal power spectrum of atmospheric fluctuations due to water vapor https://aanda.org/
_[4] 웹사이트 Beating atmospheric scintillation at millimeter and submillimeter wavelengths https://spie.org/new[...] 2021-12-01
_[5] 논문 Event-horizon-scale structure in the supermassive black hole candidate at the Galactic Centre https://www.nature.c[...] 2008-09-04
_[6] 웹사이트 www.astro.uiuc.edu/projects/lai/ https://web.archive.[...] 2005-04-12
_[7] 웹사이트 www.astro.umd.edu/rareas/lma/ http://www.astro.umd[...]

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