Astronomia

In che modo il radiotelescopio canadese CHIME gestisce l'apodizzazione dipendente dalla polarizzazione dell'ottica veloce f/0.25?

In che modo il radiotelescopio canadese CHIME gestisce l'apodizzazione dipendente dalla polarizzazione dell'ottica veloce f/0.25?

CHIME, l'esperimento canadese di mappatura dell'intensità dell'idrogeno utilizza quattro riflettori cilindrici parabolici e una densa matrice lineare di feed di polarizzazione 256 x 2 lungo ciascuna linea focale. Ogni feed è un quadrifoglio a doppia polarizzazione. Gli assi si estendono nord-sud (NS) e anche i quadrifogli sembrano avere le loro polarizzazioni risolte EW e NS.

Il mio problema è che la radiazione che raggiunge i quadrifogli da una sorgente allo zenit, riflessa da un'estremità all'altra della parabola, è distribuita su un arco di 180 gradi poiché la parabola è f/D di 0,25. Il piano focale è alla stessa altezza dei bordi della parabola.

immaginando il campo elettrico in direzione NS e immagino una significativa cancellazione dei campi elettrici sparsi dalle estremità est e ovest delle parabole. Se l'onda incidente scende verticalmente e il suo campo elettrico è puntato E, il raggio dalla punta est potrebbe essere puntato verso l'alto, mentre quello dalla punta ovest sarebbe puntato verso il basso, quindi queste tenderebbero ad annullarsi lasciando l'apertura effettiva più piccola per questa polarizzazione. (Un raggio polarizzato NS non sperimenterebbe questa interferenza.)

Lo definirei una sorta di apodizzazione dipendente dalla polarizzazione.

Perché non ruotare semplicemente i quadrifogli di 45 gradi in modo che le due polarizzazioni combacino e non ci sia apodizzazione dipendente dalla polarizzazione?

Non ho trovato alcun dettaglio al riguardo nel progetto CHIME Fast Radio Burst: Panoramica del sistema né nel riferimento sottostante.

sotto x2: da L'antenna a quadrifoglio: un'alimentazione compatta a doppia polarizzazione ad ampia larghezza di banda per CHIME

Fig. 1. A sinistra, la forma di ciascun petalo è costituita da due rette perpendicolari, due archi circolari di 45 gradi di raggio R e una mezza ellisse. W è l'asse maggiore dell'ellisse e L è la lunghezza dall'intersezione dei lati diritti al bordo esterno dell'ellisse. La forma è illustrata qui per i valori adottati di gap, R, L e W. Ognuna delle quattro linguette mostrate al centro è collegata a un lato di una linea di trasmissione a microstriscia verticale e in ogni caso all'intera larghezza del petalo adiacente è collegato all'altro cavo. A destra, sono mostrate le correnti simulate CST per una polarizzazione lineare a 600MHz. Notare la piccola asimmetria nella distribuzione della corrente vicino al centro a causa della geometria della linguetta.

Fig. 3. Un array lineare di otto antenne a quadrifoglio installate sulla linea focale del CHIME Pathfinder presso il Dominion Radio Astrophysical Observatory a Penticton, BC, Canada. L'immagine è stata scattata attraverso la superficie riflettente della rete metallica (spaziatura delle maglie 19 mm) che illustra una vista fotonica delle antenne e del piano di massa. Notare che ogni feed ha un'immagine sul piano di massa, a 1/2 di distanza alla frequenza centrale della banda passante. Notare anche le quattro fessure tagliate per rimuovere il materiale dielettrico dagli spazi tra i petali.


sotto: Da https://chime-experiment.ca/instrument

CHIME è costituito da quattro riflettori cilindrici adiacenti di 20 m x 100 m orientati nord-sud. L'asse focale di ciascun cilindro è rivestito da 256 antenne a doppia polarizzazione, ognuna delle quali riceve radiazioni da un'ampia fascia di cielo che si estende quasi dall'orizzonte settentrionale all'orizzonte meridionale. Ciò conferisce a CHIME il suo enorme campo visivo. Le antenne CHIME sono progettate su misura per avere una buona sensibilità da 400 a 800 MHz, in entrambe le polarizzazioni lineari. Ciò conferisce a CHIME la sua ampia copertura di frequenza. I segnali delle antenne vengono amplificati in due fasi, utilizzando amplificatori a basso rumore sviluppati dall'industria dei telefoni cellulari. Questa nuova applicazione della tecnologia di consumo rende CHIME accessibile. I 2048 segnali provenienti da questi ingressi (256 antenne x 2 polarizzazioni x 4 cilindri) vengono inviati all'F-Engine per la fase iniziale dell'elaborazione digitale.


sotto: Dal tweet di SKA_telescope Credo che questo stia guardando a nord.


Osservazioni di lampi radio veloci a frequenze fino a 400 megahertz

I lampi radio veloci (FRB) sono lampi radio della durata di millisecondi altamente dispersi che probabilmente arrivano da molto al di fuori della Via Lattea 1,2. Questo fenomeno è stato scoperto a frequenze radio vicine a 1,4 gigahertz e finora è stato osservato in un caso 3 fino a 8 gigahertz, ma non al di sotto di 700 megahertz nonostante ricerche sostanziali a basse frequenze 4,5,6,7. Qui riportiamo rilevamenti di 13 FRB a frequenze radio a partire da 400 megahertz, sul Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment (CHIME) utilizzando lo strumento CHIME/FRB 8 . Sono stati rilevati durante una fase di pre-commissioning del telescopio, quando la sensibilità e il campo visivo non erano ancora alle specifiche di progettazione. L'emissione in più eventi è osservata fino a 400 megahertz, la frequenza radio più bassa a cui il telescopio è sensibile. Gli FRB mostrano vari comportamenti di dispersione temporale, con la maggior parte dispersi in modo rilevabile e alcuni apparentemente non dispersi entro l'incertezza di misura anche alle nostre frequenze più basse. Dei 13 qui riportati, un evento ha la misura di dispersione più bassa finora riportata, il che implica che è tra i più vicini ancora conosciuti, e un altro ha mostrato più raffiche ripetute, come descritto in un articolo associato 9 . Le proprietà di diffusione complessive del nostro campione suggeriscono che gli FRB come classe si trovano preferenzialmente in ambienti che diffondono le onde radio più fortemente che nel mezzo interstellare diffuso nella Via Lattea.


Astratto

Il Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment (CHIME) è un nuovo radiotelescopio di transito che opera nella banda 400-800 MHz. CHIME è composto da quattro 20 m × Riflettori paraboloidi semicilindrici da 100 m, ciascuno dei quali ha 256 alimentazioni a doppia polarizzazione sospese lungo il proprio asse, che gli conferiscono un campo visivo di 200 gradi 2. Questo, combinato con un'ampia larghezza di banda, un'elevata sensibilità e un potente correlatore, rende CHIME uno strumento eccellente per il rilevamento di raffiche radio veloci (FRB). Il progetto CHIME Fast Radio Burst (CHIME/FRB) cercherà dati beamformed, ad alta risoluzione di tempo e frequenza in tempo reale per FRB nel campo visivo di CHIME. Qui descriviamo il back-end CHIME/FRB, inclusa la pipeline del software di ricerca e rilevamento FRB in tempo reale, nonché le analisi offline pianificate. Stimiamo un tasso di rilevamento CHIME/FRB di 2-42 FRB cielo -1 giorno -1 normalizzandosi al tasso stimato a 1,4 GHz da Vander Wiel et al. Vengono discussi anche i probabili risultati scientifici di CHIME/FRB. CHIME/FRB è attualmente operativo in una fase di commissioning, con l'inizio delle operazioni scientifiche nella seconda metà del 2018.

Esporta citazione e abstract BibTeX RIS


Dati estesi Fig. 1 Rilevamenti di burst nei dati Effelsberg PSRIX.

Profili medi di banda e spettri dinamici dei quattro burst, come rilevato nei dati PSRIX (un, b, c e d). Viene visualizzata una finestra temporale di 20 ms intorno al centro del burst. Ogni burst è stato dotato di una distribuzione gaussiana per determinare la durata FWHM, che è rappresentata dalle barre ciano. Il ciano più chiaro racchiude il 2σ regione. Le linee bianche continue sono canali di frequenza che sono stati rimossi dai dati a causa di RFI o bordi di sottobanda, indicati rispettivamente dai marcatori rosso e blu. Per chiarezza visiva, i burst B1, B2 e B3 (un, b e c) sono sottocampionati sia nel tempo che nella frequenza di un fattore due. L'escissione di RFI è stata eseguita prima del downsampling. La risoluzione di tempo e frequenza utilizzata per la stampa è mostrata in alto a destra di ogni pannello.

Dati estesi Fig. 2 Immagine del campo VLA.

Campo dell'emissione radio continua intorno a FRB 180916.J0158+65 visto dal VLA a 1,6 GHz con una larghezza di banda di 0,6 GHz. La posizione di FRB 180916.J0158+65 è contrassegnata dalla croce rossa al centro dell'immagine. I contorni iniziano al 3σ r.m.s. livello di rumore di 18 μJy per raggio e aumento di fattori di (sqrt<2>) . Il raggio sintetizzato è rappresentato dall'ellisse grigia nell'angolo in basso a sinistra. Notare che viene rilevata una debole sorgente a circa 6 arcsec a nord di FRB 180916.J0158+65, ma la sua separazione è significativa (>3σ livello di confidenza) e quindi concludiamo che non è associato a FRB 180916.J0158+65.

Dati estesi Fig. 3 Campo visivo completo dei Gemelli rfiltro.

La posizione di FRB 180916.J0158+65 è evidenziata dalla croce rossa. Si noti che la galassia a spirale associata a FRB 180916.J0158+65 è l'unica galassia chiaramente visibile nel campo.

Dati estesi Fig. 4 Immagini ingrandite nella posizione di FRB 180916.J0158+65.

Dati Gemelli su r′ (un) e g′ bande (b). La posizione di FRB 180916.J0158+65 è evidenziata dalla croce bianca. L'incertezza nella sua posizione è minore della risoluzione di queste immagini. Le linee tratteggiate rappresentano l'orientamento e il posizionamento della fessura spettroscopica di 1,5 arcsec utilizzata per ottenere gli spettri ottici. Si noti che la fenditura non copre l'intera regione di formazione stellare ma la regione centrata su FRB 180916.J0158+65, e che l'intera regione è fortemente interessata dall'estinzione (E(gr) = 1.73 ± 0.09).

Dati estesi Fig. 5 Sorgente di ionizzazione della galassia ospite.

Rapporti di flusso della riga di emissione di [N ii ]/Hα (sinistra) e [S ii ]/Hα (destra) tracciati contro [O iii ]/Hβ. La distribuzione in scala di grigi rappresenta il campione SDSS DR12 15 di 240.000 galassie che mostrano righe di emissione significative (>5σ), dove le linee grigie continue e tratteggiate indicano le demarcazioni tra le galassie in formazione stellare e quelle dominate da AGN 73,74,75. Le galassie ospiti di FRB 121102 e FRB 180924 (mostrate rispettivamente dai cerchi verde e rosso, dove le barre di errore mostrano 1σ incertezza) sono coerenti con le galassie formanti stelle e dominate da AGN, rispettivamente 11,17. Sebbene lo spettro Gemini-Nord di FRB 180916.J0158+65 non copra le righe [O iii ] e Hβ, i suoi rapporti di riga [N ii ]/Hα e [S ii ]/Hα sono ampiamente coerenti con una formazione stellare- galassia dominata (rappresentata dalle linee verticali e dalla 1σ regione come larghezza di riga).

Dati estesi Fig. 6 Luminosità burst e tempi di arrivo.

scoppiare S/no in funzione del tempo durante la nostra osservazione del 19 giugno 2019 di FRB 180916.J0158+65. Le barre grigie rappresentano le scansioni del campo FRB 180916.J0158+65. Le croci rosse rappresentano le quattro raffiche (da sinistra a destra: B1, B2, B3, B4). La linea tratteggiata nera indica la soglia di rilevamento della nostra ricerca nei dati pulsar-backend (S/no = 7).

Dati estesi Fig. 7 Funzione di autocorrelazione e larghezza di banda di scintillazione del burst più luminoso, B4.

un, L'ACF dello spettro del componente burst luminoso e stretto del burst B4. b, L'ACF per ritardi tra -1,016 MHz e + 1,016 MHz. Il picco di rumore zero-lag è stato rimosso dall'ACF. Una misura Lorentziana è mostrata in verde in b. La linea tratteggiata verticale nera rappresenta la larghezza di banda di scintillazione, definita come la metà della larghezza a metà del massimo dell'adattamento Lorentziano.

Dati estesi Fig. 8 Probabilità cumulata con redshift di coincidenza dell'allineamento casuale.

Probabilità di un allineamento casuale tra FRB 180916.J0158+65 e il doppio del raggio di semiluce mediano di qualsiasi galassia con magnitudine MB ≤ -16 (regione arancione) o con una galassia nana come l'ospite di FRB 121102 (regione blu) in funzione del redshift. La linea grigia orizzontale rappresenta la soglia di probabilità dell'1%. Al redshift della galassia ospite, z = 0,0337 (linea rossa tratteggiata verticale), la probabilità di coincidenza casuale è P 0,1%, e al massimo redshift possibile di circa 0,11 derivato dal DM osservato la probabilità è <1% (linea nera tratteggiata verticale).


Guarda il video: Կանադայի վարչապետին հուզել է սիրիահայ ընտանիքի պատմությունը (Gennaio 2022).