서브밀리미터 간섭계
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1. 개요
서브밀리미터 간섭계(SMA)는 하와이 마우나 케아에 위치한 전파 간섭계로, 8개의 6미터 안테나로 구성되어 있다. 1983년 계획을 시작하여 2003년에 정식 가동되었으며, 분자 구름, 적색 편이 은하, 은하 중심 등 다양한 천체를 관측한다. SMA는 사건의 지평선 망원경의 일부로, 블랙홀의 첫 번째 이미지를 생성하는 데 기여했다.
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| 서브밀리미터 간섭계 | |
|---|---|
| 개요 | |
 | |
| 위치 | 미국 하와이 주 |
| 망원경 정보 | |
| 구경 | (6개 안테나) (1개 안테나) (1개 안테나) |
| 일반 정보 | |
| 종류 | 전파망원경, 간섭계 |
| 운영 기관 | 스미스소니언 천체물리 관측소 / 중앙연구원 천문 및 천체물리 연구소 |
| 위치 | 마우나케아 산 정상 부근 |
2. 역사
SMA 프로젝트는 1983년 당시 SAO의 새로운 국장인 어윈 샤피로의 광대역 전자기 스펙트럼에 걸쳐 고해상도 천문 기기를 제작하려는 광범위한 계획의 일환으로 시작되었다. 초기 설계는 6개의 안테나로 구성된 배열을 요구했지만, 1996년에 ASIAA가 프로젝트에 합류하여 2개의 안테나 추가 건설과 상관기의 확장을 지원하여 간섭계 기선 수의 거의 두 배 증가를 수용했다. 배열 부지로 애리조나주의 마운트 그레이엄, 남극 근처의 장소, 칠레의 아타카마 사막 등이 고려되었지만, 마우나 케아가 기존 인프라, 배열 건설을 위한 비교적 평평한 지역의 가용성, JCMT 및 CSO를 배열에 포함할 수 있는 가능성으로 인해 최종 선택되었다. 1987년 SAO의 케임브리지에 수신기 연구소가 설립되었다.
안테나는 매사추세츠주 웨스트포드의 헤이스택 천문대에서 건설되었으며, 부분적으로 분해되어 미국 전역으로 트럭으로 운송된 후, 해상으로 하와이로 운송되었다. 안테나는 마우나 케아 정상 부지에 있는 대형 격납고에서 재조립되었다.
서브밀리미터 간섭계는 2003년 11월 22일에 정식으로 가동을 시작했다.
2. 1. 대한민국 관련 역사
3. 배열 설계
SMA는 분화구 푸우 폴리아후와 푸우 하우오키 사이의 안장 바로 북서쪽에 위치해 있으며, 마우나케아 정상에서 약 140미터 아래에 있다.
라디오 간섭계, 특히 안테나 수가 적은 간섭계의 영구적인 문제는 최상의 합성 이미지를 생성하기 위해 안테나를 서로 상대적으로 어디에 배치해야 하는가이다. 1996년 에릭 케토는 SMA에 대해 이 문제를 연구했다. 그는 안테나를 공간 주파수를 가장 균일하게 샘플링하고, 따라서 가장 깨끗한 (가장 낮은 사이드 로브) 점 확산 함수를 얻는 방법은 안테나를 뢰로 삼각형 형태로 배치하는 것이라는 것을 발견했다.[2] 그 연구 때문에 SMA 안테나를 배치할 수 있는 패드는 뢰로 삼각형 4개를 형성하도록 배치되었으며, 가장 동쪽의 패드는 4개의 삼각형 모두에 공유된 모서리를 형성한다. 그러나 SMA 부지는 많은 바위 능선과 함몰부가 있는 용암 지대이므로 패드를 정확히 최적의 위치에 배치할 수 없었다.
대부분의 경우 8개의 안테나 모두가 하나의 뢰로 삼각형을 형성하는 패드에 배치되어 크기가 증가하는 순서대로 서브콤팩트, 콤팩트, 확장 및 매우 확장이라는 네 가지 구성을 만든다. 안테나 이동 일정은 승인된 관측 제안의 요구 사항에 따라 결정되지만 대략 분기별로 일정을 따르는 경향이 있다. 맞춤 제작된 운반 차량은 안테나를 패드에서 들어 올려 흙길 접근 도로 중 하나를 따라 운전한 다음 냉각 시스템에 전원을 유지하면서 새로운 패드에 배치하는 데 사용된다.
각 안테나 패드에는 중앙 건물과 연결되는 전선관이 있어 AC 전원 케이블과 광섬유가 인입된다. 멀티 모드 광섬유는 이더넷 및 전화 서비스와 같은 낮은 대역폭 디지털 신호에 사용된다. Sumitomo LTCD 단일 모드 광섬유 케이블은 헤테로다인 수신기의 국부 발진기 (LO)를 생성하고 안테나에서 중간 주파수 (IF) 신호를 반환하는 참조 신호에 사용된다. Sumitomo 광섬유는 열팽창 계수가 매우 낮으며 마우나 케아 표면 아래의 일반적인 온도에서 거의 0이다. 이를 통해 배열은 폐쇄 루프 지연 측정 없이 작동할 수 있다.[3]
4. 안테나
각 8개의 안테나는 72개의 가공된 주조 알루미늄 패널로 만들어진 직경 6미터의 주 반사경을 가지고 있다.[4] 가벼운 탄소 섬유 대신 가공된 알루미늄을 선택한 이유는 폭설이나 바람에 날리는 화산재가 깨지기 쉬운 탄소 섬유 패널을 손상시킬 수 있다는 우려 때문이다.[4] 각 패널은 폭이 약 1미터이며 6미크론의 정확도로 가공되었다.[4] 이들은 탄소 섬유 튜브 백업 구조에 의해 지지되며, 이 구조는 바람에 날리는 파편으로부터 보호하기 위해 알루미늄 패널로 둘러싸여 있다.[4] 패널의 위치는 접시 앞쪽에서 조정할 수 있다.[4]
하와이에서 표면 패널의 초기 조정은 회전 템플릿을 사용하여 서비스 격납고에서 수행되었다.[4] 안테나를 배치한 후, 스바루 망원경 건물 외부 캣워크에 장착된 232.4 GHz 비콘 소스를 사용하여 근거리 홀로그래피를 통해 표면을 측정했다.[4] 패널 위치는 홀로그래피 결과에 따라 조정되었으며, 표면 품질을 유지하기 위해 홀로그래피 지침 조정이 주기적으로 반복된다.[4] 여러 번의 조정 후에 표면의 오차는 일반적으로 약 15 미크론 RMS이다.[4]
고습도 조건에서 얼음 형성을 방지하기 위해 주 반사경, 부 반사경을 지지하는 쿼드러포드 및 부 반사경 자체에 가열 장치가 설치되어 있다.[4]
각 안테나는 안테나를 제어하는 데 필요한 전자 장치와 나스미스 초점 수신기를 보관하는 캐빈을 가지고 있다.[4] 이 온도 조절 캐빈은 열 변화로 인한 지향 오차를 최소화하기 위해 안테나의 강철 마운트를 거의 둘러싸고 있다.[4]
5. 수신기
SMA는 굽어진 나스미스 초점에서 극저온 SIS 헤테로다인 수신기를 사용한다.[5] 모든 수신기는 안테나 캐빈 내의 단일 대형 극저온 냉각기에 장착된다. 극저온 냉각기는 최대 8개의 수신기 인서트를 수용할 수 있으며, 각 인서트에는 단일 수신기가 들어있다. 회전하는 와이어 그리드 빔 분할기는 회전하는 거울에 이어 들어오는 복사의 두 선형 편광을 두 개의 수신기 인서트 중 하나로 보낸다. 이를 통해 배열은 두 개의 서로 다른 주파수 대역의 단일 편광을 동시에 관측하거나, 감도를 개선하고 스토크스 매개변수를 측정하기 위해 단일 대역의 두 편광을 동시에 관측할 수 있다.
수신기는 194~408GHz 주파수를 간격 없이 커버할 수 있도록 제공된다. 그러나 완전한 편광 측정은 230GHz와 345GHz 부근에서만 가능하며, 여기서는 수신기 쌍이 동일한 주파수로 조정될 수 있으며, 해당 주파수에 최적화된 4분의 1 파장판을 광학 경로에 삽입할 수 있다.
수신기는 헤테로다인 혼합에 의해 생성된 두 개의 측파대에 모두 민감하다. 측파대는 LO 신호에 90도 위상 변화의 월시 패턴을 도입하고 상관기 내에서 해당 패턴을 복조함으로써 분리된다. 또한 각 안테나에 고유한 180도 위상 변화의 월시 패턴이 LO에 도입되어 서로 다른 안테나에서 상관기에 도착하는 IF 간의 누화를 억제한다.
최근 SMA 수신기의 광대역 업데이트 덕분에, 12GHz씩 주파수가 오프셋된 두 개의 수신기를 통해 배열은 하늘 주파수의 44GHz 폭 간격을 간격 없이 관측할 수 있다.
6. 상관기
원래의 SMA 상관기는 8개의 안테나에서 두 개의 활성 수신기의 각 측대역에서 2GHz의 IF 대역폭을 상관하도록 설계되었으며, 28개의 기선에 대한 분광 데이터를 생성했다.[1] 아날로그-디지털 변환기가 208MHz로 샘플링했기 때문에 IF는 샘플링 전에 각 104MHz 너비의 24개의 부분적으로 겹치는 "청크"로 다운변환되었다. 샘플링 후 데이터는 32개의 ASIC 상관기 칩을 각각 탑재한 90개의 대형 PC 보드로 전송되었다. 상관기는 XF 설계였다. 기본 구성에서 28개의 기선에서 각 두 개의 수신기에 대해 6144개의 래그가 계산된 후 FFT가 적용되어 래그 데이터를 스펙트럼으로 변환했다.[1] 기본 구성에서 분광 해상도는 채널당 812.5 kHz였다.[1] 상관기 칩은 MIT 헤이스택에서 설계되었으며 SMA, USNO, NASA, NRFA 및 JIVE의 5개 기관에서 자금을 지원받았다.[3] 또한 상관기는 CSO와 JCMT를 배열에 추가하여 생성된 모든 45개의 기선을 상관하도록 구성할 수 있지만 안테나당 하나의 수신기만 해당된다.
2016년에는 SWARM이라는 새로운 상관기가 가동되어 더 많은 총 IF 대역폭을 상관할 수 있게 되었다. 새로운 상관기는 FX 설계이며, 4.576 GHz 아날로그-디지털 변환기[6]와 맞춤형 상관기 칩 대신 Xilinx Virtex-6 SX475T FPGA를 사용한다. 새로운 상관기는 전체 대역폭에서 채널당 균일한 140 kHz 해상도의 단일 분광 구성에서만 작동한다. 상관기의 각 사분면은 8개의 모든 안테나에서 두 개의 활성 수신기에 대해 측대역당 2GHz의 IF 대역폭을 처리할 수 있다. 두 개의 수신기가 동일한 주파수로 조정되면 전체 스토크스 편광 매개변수가 계산된다.[7] 현재 전체 상관기에 6개의 SWARM "사분면"이 있어 모든 기선에서 두 개의 수신기의 각 측대역에 대해 12 GHz의 대역폭을 상관할 수 있으며, 총 48 GHz의 하늘 주파수 범위를 허용한다.
SWARM은 또한 위상 배열 합산기로 작동하여 SMA가 VLBI 작동을 위한 단일 안테나처럼 보이게 할 수 있다.
7. 과학적 성과
SMA는 다양한 천체 현상을 관측하는 데 사용될 수 있는 다목적 장비이다. SMA는 절대 영도에서 불과 수십 켈빈 정도 높은 온도를 가진 먼지와 가스의 관측에 탁월하다. 이러한 온도를 가진 물체는 일반적으로 수백 마이크로미터에서 수 밀리미터 사이의 파장에서 방사선의 대부분을 방출하며, 이는 SMA가 관측할 수 있는 파장 범위이다. 일반적으로 관측되는 물체에는 우리 은하 및 다른 은하의 별 형성 분자 구름, 고도로 적색 편이된 은하, 진화된 별, 그리고 은하 중심 등이 있다. 때때로 행성, 소행성, 혜성 및 위성과 같은 태양계 내의 천체도 관측된다.
SMA는 명왕성이 예상보다 10K 더 차갑다는 것을 발견하는 데 사용되었다.[8] 명왕성과 카론을 별개의 객체로 분리하여 관측한 최초의 전파 망원경이었다.[9]
SMA는 사건의 지평선 망원경의 일부이며, 이는 물체의 사건의 지평선 크기와 비슷한 각 해상도로 가까운 초대질량 블랙홀을 관측하며, 블랙홀의 첫 번째 이미지를 생성했다.
7. 1. 대한민국 기여
8. 갤러리
참조
[1]
학술지
The Submillimeter Array
https://iopscience.i[...]
2004-10-28
[2]
학술지
The shapes of cross-correlation interferometers
1997
[3]
서적
Exploring the Cosmic Frontier: Astrophysical Instruments for the 21st Century
Springer
2007
[4]
서적
Holographic Surface Quality Measurements of the Sub-Millimeter Array Antennas
https://www.ursi.org[...]
URSI General Assembly
2002-08
[5]
서적
The Submillimeter Array – Antennas and Receivers
https://www.nrao.edu[...]
15th International Symposium on Space Terahertz Technology
2004
[6]
학술지
A 5 Giga Samples Per Second 8-Bit Analog to Digital Printed Circuit Board for Radio Astronomy
https://www.research[...]
2014-07
[7]
학술지
SWARM: A 32 GHz Correlator and VLBI Beamformer for the Submillimeter Array
2016
[8]
웹사이트
A planet colder than it should be
http://www.cfa.harva[...]
2006-01-03
[9]
학술지
Sub-Arcsecond Scale Imaging of the Pluto/Charon Binary System at 1.4 mm
2005-08
[10]
웹사이트
次毫米波陣列望遠鏡(SMA)
http://www.asiaa.sin[...]
中央研究院天文及天文物理研究所
2014-06-14
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