极小阵列
极小阵列（Very Small Array）是由14个电波天线元件组成的干涉仪，使用在26至35GHz之间的频率进行宇宙微波背景辐射的研究。它是由剑桥大学、曼彻斯特大学、和Instituto de Astrofisica de Canarias（特内利非岛）共同合作，设置在特内利非的del Teide天文台。这个阵列由卡文迪许天文物理组的马德拉电波天文台和焦德雷班克天文台建造，经费则来自粒子物理学和天文学研究委员会（PPARC，现在的科技设施委员会）。设计上则是依据宇宙各项异性望远镜强化的[1][3]。
| 极小阵列 | |
|---|---|
| 基本资料 | |
| 组织 | 剑桥大学卡文迪许天文物理组 曼彻斯特大学焦德雷班克天文台 Instituto de Astrofisica de Canarias[1] |
| 位置 | Observatorio del Teide, Tenerife[1] |
| 坐标 | 28°18′02″N 16°30′37″W / 28.30064°N 16.51028°W |
| 高度 | 2,500米[2] |
| 波长 | 26–36GHz[1] |
| 建筑 | Installed December 1999[3] |
| 望远镜型式 | Aperture synthesis interferometer |
| 角分辨率 | 0.2—3 degrees[1] |
| 架台 | Tip-table[1] |
| www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/vsa www.jb.man.ac.uk/research/cmb/vsa | |
 维基共享资源 | |
[编辑维基数据] | |
这架望远镜已参考其他参与CMB实验的望远镜，包括以气球为基础的BOOMERanG和MAXIMA，还有地基的DASI和CBI[4]。
设计
这架望远镜包含14个元件（可以驵合成91条基线），每个都有一个号角型反射天线将天文物理上的讯号聚焦至个别的接收机（以NRAO的设计为基础，整个系统的温度在25K，主体温度12K[1]的假晶HFET放大器）[2]。分离的元件使用关联器结合在一起，构成一个孔径合成阵列[2]，这些元件被安装在一个倾斜的平台上，并且可以追踪地平高度在35度以上的天体[1]。
这些望远镜可以组合成三种不同的结构－"紧密"、"扩张"和"非常扩张"，它们的不同在于各元件之间的距离（紧密和扩张之间相差了2.25倍）和天线的尺寸[1]。紧密阵列的天线直径是143mm，而扩张阵列的天线直径是322mm[5]。这意味着紧密阵列的主射束是4.5度，解析力为30弧分（多极性在100至800），而扩张阵列的主束是2度，解析力是12弧分，可以观测的多极性在250至1500[6]，扩张阵列的灵敏度也是紧密阵列的5倍[5]。非常扩张阵列可以量测高达3000的多极性[7]，并且天线的直径相当于550mm的镜面，前置末端放大器的功能也相对的被提升[8]。
这架望远镜的操作频率在26至36GHz，带宽为1.5GHz，意味着这架望远镜可以进行不同频率的观测工作[9]。
它也包含一架3.7米的电波望远镜，工作的频率是30GHz[10]，它是专门用来监测前景的来源[4]。这些来源扣除碟形天线已经升级得比第一套更准确，可以监测比以前更微弱的信号进行观测[5]。
无论是来源扣除碟形天线和极小阵列本身，这两者都有大型的金属接地遮罩围绕着[3]。
成果
使用极小阵列观测的都是尽可能明亮的电波源和大型群极的场所（后者可以避免SZ效应），以及避免来自银河系排放的污染 [7]。出现在极小阵列视场的点电波源会使用15GHz的赖尔望远镜观测，然后在极小阵列观测时会从极小阵列监视的电波来源中扣除[4]。
参考资料和延伸读物
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 University of Cambridge webpage on the VSA. [2007-06-23]. （原始内容存档于2006-09-01）.
- ^ 2.0 2.1 2.2 Jodrell Bank Observatory - VSA Receivers. [2007-06-23]. （原始内容存档于2018-07-21）.
- ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 Jodrell Bank webpage on the VSA. [2007-06-23]. （原始内容存档于2006-07-18）.
- ^ 4.0 4.1 4.2 Watson et al. (2003)
- ^ 5.0 5.1 5.2 Grainge et al. (2003)
- ^ Technical specifications of the VSA. Jodrell Bank Observatory. [2007-06-23]. （原始内容存档于2007-08-15）.
- ^ 7.0 7.1 Dickinson et al. (2004)
- ^ Cleary et al. (2004)
- ^ Taylor et al. (2003)
- ^ VSA Source Subtractors. Jodrell Bank Observatory. [2007-06-23]. （原始内容存档于2007-08-15）.
- ^ Scott et al. (2003)
期刊与论文
- Watson, R. A.; et al. First results from the Very Small Array I: Observational Methods (abstract). MNRAS. 2003, 341: 1057–1065 [2009-12-01]. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06338.x. . （原始内容存档于2020-07-28）.
- Taylor, Angela C.; et al. First Results From The Very Small Array II: Observations of the CMB (abstract). MNRAS. 2003, 341: 1066–1075 [2009-12-01]. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06493.x. . （原始内容存档于2020-07-28）.
- Scott, P. F.; et al. First results from the Very Small Array III: The CMB Power Spectrum (abstract). MNRAS. 2003, 341: 1076–1083. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06354.x. .
- Rubino-Martin, J. A.; et al. First results from the Very Small Array IV: Cosmological Parameter Estimation (abstract). MNRAS. 2003, 341: 1084–1092. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06494.x. .
- Grainge, Keith; et al. The CMB Power Spectrum out to l = 1400 measured by the VSA (abstract). MNRAS. 2003, 341: L23–L28 [2009-12-01]. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06563.x. . （原始内容存档于2020-07-28）.
- Slosar, Anze; et al. Cosmological Parameter Estimation and Bayesian model comparison using VSA data (abstract). MNRAS. 2003, 341: L29–L34 [2009-12-01]. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06564.x. . （原始内容存档于2017-10-12）.
- Maisinger, Klaus. Maximum-likelihood astrometric geometry calibration of interferometric telescopes: application to the Very Small Array (abstract). MNRAS. 2003, 345: 800–808. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06995.x. .
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- Rubiño-Martín, José Alberto. Non-Gaussianity in the Very Small Array cosmic microwave background maps with smooth goodness-of-fit tests (abstract). MNRAS. 2006, 369: 909–920. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10341.x. .