Telescopio del Polo Sur - South Pole Telescope
 El telescopio del Polo Sur en noviembre de 2009
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| Nombres alternativos | SPT 
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| Parte de |
Telescopio Event Horizon de la estación Amundsen-Scott del Polo Sur
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| Ubicación (es) | Polo Sur , zona del Tratado Antártico |
| Coordenadas |
90 ° S 0 ° E / 90 ° S 0 ° E Coordenadas: 90 ° S 0 ° E / 90 ° S 0 ° E
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| Altitud | 2,8 km (9200 pies)
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| Construido | Noviembre de 2006 a febrero de 2007
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| Primera luz | 16 de febrero de 2007
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| Estilo telescopio |
Experimento de fondo de microondas cósmico telescopio gregoriano radiotelescopio
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| Diámetro | 10,0 m (32 pies 10 pulgadas)
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| Diámetro secundario | 1 m (3 pies 3 pulgadas)
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| Masa | 280 toneladas (280.000 kg)
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| Resolución angular | 1 minuto de arco
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| Área de recolección | 78,5 m 2 (845 pies cuadrados)
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| Montaje |
monte altazimut
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| Reemplazado |
Telescopio submilimétrico antártico y observatorio remoto
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| Sitio web |
polo
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  Ubicación del telescopio del polo sur | |
 Medios relacionados en Wikimedia Commons
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El Telescopio del Polo Sur ( SPT ) es un telescopio de 10 metros (390 pulgadas) de diámetro ubicado en la estación Amundsen-Scott del Polo Sur , en la Antártida. El telescopio está diseñado para observaciones en las regiones de microondas , ondas milimétricas y submilimétricas del espectro electromagnético , con el objetivo de diseño particular de medir la emisión tenue y difusa del fondo cósmico de microondas (CMB). El primer estudio importante con el SPT, diseñado para encontrar cúmulos de galaxias distantes y masivos a través de su interacción con el CMB, con el objetivo de restringir la ecuación de estado de la energía oscura , se completó en octubre de 2011. A principios de 2012, una nueva cámara (SPTpol) se instaló en el SPT con una sensibilidad aún mayor y la capacidad de medir la polarización de la luz entrante. Esta cámara funcionó entre 2012 y 2016 y se utilizó para hacer mapas de alta resolución con una profundidad sin precedentes de cientos de grados cuadrados del cielo del sur. En 2017, la cámara de tercera generación SPT-3G se instaló en el telescopio, lo que proporcionó un aumento de casi un orden de magnitud en la velocidad de mapeo sobre SPTpol.
La colaboración del SPT está formada por más de una docena de instituciones (en su mayoría norteamericanas), incluidas la Universidad de Chicago , la Universidad de California, Berkeley , la Universidad Case Western Reserve , el Observatorio Astrofísico Harvard / Smithsonian , la Universidad de Colorado Boulder , la Universidad McGill , La Universidad de Illinois en Urbana-Champaign , la Universidad de California, Davis , la Universidad de California, Los Ángeles , la Universidad Ludwig Maximilian de Munich , el Laboratorio Nacional Argonne y el Laboratorio Acelerador Nacional Fermi. Está financiado por la National Science Foundation y el Departamento de Energía.
Observaciones de microondas y ondas milimétricas en el Polo Sur
La región del Polo Sur es el principal sitio de observación del mundo para observaciones de longitud de onda milimétrica. La gran altitud del Polo (2.8 km / 1.7 mi sobre el nivel del mar) significa que la atmósfera es delgada y el frío extremo mantiene baja la cantidad de vapor de agua en el aire. Esto es particularmente importante para observar en longitudes de onda milimétricas, donde las señales entrantes pueden ser absorbidas por el vapor de agua y donde el vapor de agua emite radiación que puede confundirse con señales astronómicas. Debido a que el sol no sale y se pone a diario, la atmósfera en el polo es particularmente estable. Además, no hay interferencia del sol en el rango milimétrico durante los meses de la noche polar .
El telescopio
El telescopio es un telescopio gregoriano fuera del eje de 10 metros (394 pulgadas ) de diámetro en una montura altacimutal (en los polos, una montura altacimutal es efectivamente idéntica a una montura ecuatorial ). Fue diseñado para permitir un gran campo de visión (más de 1 grado cuadrado) al tiempo que minimiza las incertidumbres sistemáticas de los derrames del suelo y la dispersión de la óptica del telescopio. La superficie del espejo del telescopio es lisa hasta aproximadamente 25 micrómetros (una milésima de pulgada), lo que permite observaciones en longitudes de onda submilimétricas. Una ventaja clave de la estrategia de observación SPT es que se escanea todo el telescopio, por lo que el haz no se mueve en relación con los espejos del telescopio. El escaneo rápido del telescopio y su gran campo de visión hace que el SPT sea eficiente en el levantamiento de grandes áreas del cielo, lo cual es necesario para lograr los objetivos científicos del levantamiento de clústeres del SPT y las mediciones de polarización del CMB.
La cámara SPT-SZ
La primera cámara instalada en el SPT contenía una matriz de bolómetros de 960 elementos de sensores de borde de transición superconductores (TES), lo que la convirtió en una de las matrices de bolómetros TES más grandes jamás construidas. El plano focal de esta cámara (conocida como cámara SPT-SZ porque fue diseñada para realizar un estudio de cúmulos de galaxias a través de su firma de efecto Sunyaev-Zel'dovich ) se dividió en seis cuñas en forma de pastel, cada una con 160 detectores. Estas cuñas se observaron en tres frecuencias diferentes: 95 GHz, 150 GHz y 220 GHz. La modularidad del plano focal permitió dividirlo en muchas configuraciones de frecuencia diferentes. Durante la mayor parte de la vida útil de la cámara, el plano focal SPT-SZ tenía una cuña a 95 GHz, cuatro a 150 GHz y una a 220 GHz. La cámara SPT-SZ se usó principalmente para realizar un estudio de 2500 grados cuadrados del cielo del sur (20 ha 7 h en ascensión recta, declinación de −65d a −40d) a un nivel de ruido de aproximadamente 15 micro-Kelvin en un minuto de arco. píxel a 150 GHz.
La cámara SPTpol
La segunda cámara instalada en el SPT, también diseñada con matrices de TES superconductoras, era incluso más sensible que la cámara SPT-SZ y, lo que es más importante, tenía la capacidad de medir la polarización de la luz entrante (de ahí el nombre SPTpol - South Pole Telescope POLarimeter ). Los 780 píxeles sensibles a la polarización (cada uno con dos bolómetros TES separados, uno sensible a cada polarización lineal) se dividieron entre las frecuencias de observación de 90 GHz y 150 GHz, y los píxeles de las dos frecuencias están diseñados con diferentes arquitecturas de detector. Los píxeles de 150 GHz eran polarímetros TES acoplados por cuerno de alimentación corrugado fabricados en matrices monolíticas en el Instituto Nacional de Estándares y Tecnología. Los píxeles de 90 GHz fueron polarímetros acoplados al absorbedor de polarización dual empaquetados individualmente desarrollados en el Laboratorio Nacional de Argonne. Los píxeles de 90 GHz se acoplaron a la óptica del telescopio a través de cuernos de alimentación contorneados mecanizados individualmente.
El primer año de observación de SPTpol se utilizó para estudiar un campo de 100 grados cuadrados centrado en una declinación RA 23h30m -55d. Los siguientes cuatro años se dedicaron principalmente a examinar una región de 500 grados cuadrados de la cual los 100 grados cuadrados originales son un subconjunto. Estos son actualmente los mapas de alta resolución más profundos del cielo de ondas milimétricas en más de unos pocos grados cuadrados, con el nivel de ruido a 150 GHz alrededor de 5 micro-Kelvin-minuto de arco y la raíz cuadrada de dos más profundos en los 100 grados cuadrados. campo.
La cámara SPT-3G
En enero de 2017, se instaló la cámara de tercera generación SPT-3G en el SPT. Aprovechando una combinación de mejoras en el sistema óptico (que proporciona un campo de visión limitado por difracción significativamente mayor) y una nueva tecnología de detector (que habilita detectores en múltiples bandas de observación en un solo píxel), la matriz de detectores SPT-3G contiene más de diez veces más sensores que SPTpol, lo que se traduce casi directamente en un aumento de diez veces en la velocidad con la que el telescopio y la cámara pueden mapear un parche de cielo a un nivel de ruido dado. La cámara consta de más de 16.000 detectores, divididos uniformemente entre 90, 150 y 220 GHz. En 2018, se inició una nueva encuesta utilizando la cámara SPT-3G. Esta encuesta cubrirá 1500 grados cuadrados a una profundidad de <3 micro-Kelvin-minuto de arco a 150 GHz. Significativamente, este campo se superpone completamente con el campo de observación BICEP Array , lo que permite análisis conjuntos de datos SPT y BICEP que ofrecerán restricciones significativamente mejores sobre una señal potencial de ondas gravitacionales primordiales que las que cualquiera de los instrumentos puede proporcionar por sí solo.
Objetivos y resultados científicos
El primer proyecto clave para el SPT, completado en octubre de 2011, fue un estudio de 2500 grados cuadrados para buscar cúmulos de galaxias utilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich , una distorsión de la radiación de fondo de microondas cósmica (CMB) debido a interacciones entre Fotones CMB y el medio Intracluster en cúmulos de galaxias. El estudio ha encontrado cientos de cúmulos de galaxias en un rango de corrimiento al rojo extremadamente amplio. Cuando se combina con desplazamientos al rojo precisos y estimaciones de masa para los conglomerados, esta encuesta impondrá restricciones interesantes a la ecuación de estado de la Energía Oscura . Los datos del estudio SPT-SZ también se han utilizado para realizar las mediciones existentes más sensibles del espectro de potencia del CMB a escalas angulares menores de aproximadamente 5 minutos de arco (número multipolar mayor que 2000) y para descubrir una población de polvorientos lentes gravitacionales distantes, galaxias formadoras de estrellas.
Los datos de la cámara SPTpol se utilizaron para realizar varias mediciones innovadoras, incluida la primera detección del componente denominado "modo B" o "rizado" del CMB polarizado. Esta señal en modo B se genera a escalas angulares pequeñas por la lente gravitacional de la señal de polarización "modo E" primordial mucho más grande (generada por perturbaciones de densidad escalar en el momento en que se emitió el CMB) y en escalas angulares grandes por la interacción de el CMB con un fondo de ondas gravitacionales producidas durante la época de inflación. Las mediciones de la señal del modo B a gran escala tienen el potencial de restringir la escala de energía de la inflación, probando así la física del universo en los tiempos más tempranos y en las escalas de energía más altas imaginables, pero estas mediciones están limitadas por la contaminación de los modos B de lentes. . Usando el componente de modo E más grande de la polarización y las mediciones del potencial de lente CMB, se puede hacer una estimación de los modos B de lente y usarse para limpiar las mediciones a gran escala. Esta eliminación en modo B se demostró por primera vez utilizando datos de SPTpol. Los datos de SPTpol también se han utilizado para realizar las mediciones más precisas del espectro de potencia del modo E y del espectro de correlación del modo E de temperatura del CMB y para hacer mapas de alta señal a ruido de la densidad de materia proyectada utilizando reconstrucciones de la densidad de materia proyectada. Potencial de lente CMB.
El levantamiento SPT-3G de 1500 grados cuadrados se utilizará para lograr múltiples objetivos científicos, incluidas restricciones sin precedentes en un contexto de ondas gravitacionales primordiales, análisis conjunto de polarización en modo B con la matriz BICEP , una muestra única de cúmulos de galaxias distantes para aplicaciones cosmológicas. y estudios de evolución de cúmulos, y limitaciones en la física fundamental, como la masa de los neutrinos y la existencia de partículas reliquias de luz en el Universo temprano.
El Telescopio de Cosmología de Atacama tiene objetivos científicos similares, pero complementarios.
Fondos
El South Pole Telescope está financiado a través de la Oficina de Programas Polares de la Fundación Nacional de Ciencias y el Departamento de Energía de EE . UU . , Con el apoyo adicional de la Fundación Kavli y la Fundación Gordon y Betty Moore .
Operaciones
El South Pole Telescope alcanzó la primera luz el 16 de febrero de 2007 y comenzó las observaciones científicas en marzo de 2007. Las observaciones de puesta en servicio y una pequeña encuesta inicial se completaron en el invierno austral de 2007 con Stephen Padin y Zak Staniszewski a la cabeza. Los campos de prospección más grandes se completaron en 2008 con los invernales Keith Vanderlinde y Dana Hrubes, y en 2009 con los invernales Erik Shirokoff y Ross Williamson. La cámara se actualizó nuevamente en diciembre de 2009 para la temporada de observación de 2010, y el estudio SPT-SZ completo de 2500 grados cuadrados se completó en las temporadas de observación de 2010 y 2011 con Dana Hrubes y Daniel Luong-Van en invierno.
La primera luz (la primera observación) se logró con la cámara SPTpol el 27 de enero de 2012. Durante la primera temporada de observaciones, la tripulación de invierno, Cynthia Chiang y Nicholas Huang, tomaron datos en un campo de estudio de 100 grados cuadrados. Los vencedores de invierno de 2013 Dana Hrubes y Jason Gallicchio examinaron un campo más grande como parte de la encuesta SPTpol completa. Esta encuesta más amplia se vio completada por los winterovers de 2014 Robert Citron y Nicholas Huang, los winterovers de 2015 Charlie Sievers y Todd Veach, y los winterovers de 2016 Christine Corbett Moran y Amy Lowitz. El primer invierno de observación de SPT-3G fue supervisado por los winterovers Daniel Michalik y Andrew Nadolski, con Adam Jones y Joshua Montgomery siguiéndolos en 2018, y Douglas Howe y David Riebel en 2019.
Ver también
Referencias
enlaces externos
- Sitio oficial del telescopio del polo sur
- Blog del telescopio del polo sur
- Life at the South Pole - Blog de Keith Vanderlinde, quien operó el telescopio durante la temporada 2008