Un nuevo telescopio submilimétrico en un emplazamiento excepcional
Representación del sitio CCAT y del telescopio
El Telescopio Submilimétrico Fred Young (FYST) será un telescopio de 6 metros de diámetro ubicado en el desierto de Atacama, Chile, a una altitud de 5600 metros (18 400 pies) sobre el nivel del mar.
El Telescopio Submilimétrico Fred Young (FYST) será un telescopio de 6 metros (20 pies) de diámetro, diseñado para operar en longitudes de onda submilimétricas a milimétricas, y ubicado en un emplazamiento excepcional a 5600 metros (18 400 pies) en el Cerro Chajnantor, con vistas al conjunto ALMA. El novedoso diseño óptico del FYST proporcionará un telescopio de alto rendimiento y amplio campo de visión, capaz de cartografiar el cielo con gran rapidez y eficiencia. Su superficie de alta precisión y su inmejorable ubicación permitirán el acceso rutinario a la ventana de observación de 350 micras; en condiciones climáticas óptimas, será posible realizar operaciones a 200 micras.
El telescopio FYST está siendo diseñado y construido por Vertex Antennentechnik GmbH. Se espera que la fase de construcción alcance su primera luz en 2025.
La colaboración del CCAT está abierta a la negociación con otros socios potenciales interesados en participar en los programas de desarrollo científico y tecnológico del FYST.
El sitio
El sitio para el Telescopio Submilimétrico Fred Young (FYST) se encuentra a 5600 m de altitud, a unos 200 m al ENE y 50 m por debajo de la cumbre del Cerro Chajnantor. Para evaluar las condiciones ambientales y de observación, en mayo de 2006 se desplegaron allí un volcador submilimétrico, una estación meteorológica y otros instrumentos.
El Campamento Base del FYST se encuentra en el Radiosky Scientific Lodge, Camino a Toconao 145-A, Ayllu de Solor, San Pedro de Atacama.
El sitio para la cumbre del FYST se encuentra dentro del Parque Astronómico de Atacama (PAA).
El sitio para el Observatorio CCAT se propuso inicialmente en 2006 y la selección final tuvo lugar en 2008. Entre 2006 y 2014, se realizaron extensas mediciones meteorológicas para determinar y caracterizar sus características de observación submilimétrica. Debido a un mal funcionamiento de la estación meteorológica, no se han realizado mediciones desde 2014, pero recientemente se instaló una nueva y próximamente se publicarán nuevos datos.
El sitio se encuentra a 5600 metros de altitud, a unos 200 metros al ENE y 50 metros por debajo de la cima del Cerro Chajnantor. Una estación meteorológica registra la temperatura, la presión, la humedad y el viento del aire cada 15 minutos. Además, a intervalos aproximados de 15 minutos, un volcador mide la transparencia atmosférica en las longitudes de onda submilimétricas nominales de 350 μm y 200 μm.
El telescopio
Los objetivos científicos del Telescopio Submilimétrico Fred Young (FYST) motivan sus características especiales de campo amplio, alto rendimiento, alta precisión de superficie y ubicación a gran altitud. Durante la vida útil científica del telescopio, estarán disponibles conjuntos de detectores mm/submilimétricos mucho más grandes que los de las cámaras actuales. Para acomodar cámaras de gran formato de próxima generación y permitir estudios a gran escala de galaxias y nubes moleculares, el diseño óptico está optimizado para un amplio campo de visión. El telescopio de referencia se basa en un diseño óptico Dragone cruzado propuesto por el profesor de Cornell Mike Niemack y una novedosa montura de elevación azimutal propuesta por el ingeniero de proyecto Steve Parshley. El diseño óptico enfocará la luz entrante, con alto rendimiento, sobre un área focal plana capaz de acomodar > 105 detectores. Se admitirán múltiples instrumentos y las observaciones se controlarán completamente a distancia. Las superficies de los espejos (todas pasivas) estarán hechas de placas de aluminio mecanizado sobre una estructura de soporte térmicamente estable.
Requisitos y objetivos de diseño
Apertura: 6 metros de diámetro
Longitud de onda: 200 – 3100 µm
Campo de visión: ~7,8° a λ = 3,1 mm
Error de medio frente de onda: ≤ 10,7 µm rms con un objetivo de < 7 µm rms
Apunte ciego: ≤ 6,9″ rms con un objetivo de < 4,6″ rms
Apunte descentrado: ≤ 2,7″ rms con un objetivo de 1,8″ rms
Conocimiento del apuntamiento de escaneo: < 1,4″ rms con un objetivo de < 0,9″
Estabilidad del apuntamiento: < 1,4″ rms con un objetivo de < 0,9″ rms
Bloqueo total en la trayectoria óptica: < 1,5 % con un objetivo del 0 %
El instrumento de matriz heterodina (CHAI)
La ciencia de CHAI
La Universidad de Colonia está construyendo el Instrumento de Matriz Heterodina CCAT (CHAI), un espectrómetro de alta resolución de 2 x 64 píxeles para estudiar el ciclo de la materia interestelar en la Vía Láctea y las galaxias cercanas.
El proyecto de Ecología Galáctica (GEco) reúne varios casos científicos para mejorar nuestra comprensión del ensamblaje de las nubes de gas interestelar, la formación de filamentos y núcleos en su interior y, en última instancia, la formación de estrellas, que a su vez proporcionan retroalimentación estelar al ciclo de la materia. Todos estos procesos configuran y determinan la evolución de las galaxias en el universo cercano y lejano.
La gran cantidad de píxeles, la alta sensibilidad y la variedad de líneas espectrales disponibles con CHAI nos permitirán, por primera vez, escanear grandes áreas del cielo en líneas espectrales clave para el diagnóstico del carbono atómico (C) y el monóxido de carbono (CO). Esto proporcionará un nuevo y valioso conjunto de datos para estudiar la evolución, la dinámica y la química de las nubes de gas interestelar con alta resolución angular y espectral, lo que complementa en gran medida estudios similares, ya existentes y en curso, de diferentes líneas espectrales y emisión continua (Figura 4).
El instrumento CHAI
CHAI es un receptor de matriz heterodino bicolor con un poder de resolución espectral superior a 106. Cada uno de sus dos criostatos independientes alberga una matriz cuadrada de 8×8 píxeles de mezcladores SIS balanceados. La matriz de baja frecuencia (LFA) cubre la mayor parte de la ventana atmosférica de 650 µm, orientándose principalmente hacia las transiciones CO J=4→3 y [CI] 3P1→3P0. La matriz de alta frecuencia (HFA) está sintonizada con las líneas espectrales complementarias en la ventana de 350 µm: CO J=7→6 y [CI] 3P2→3P1.
Una unidad óptica retráctil desvía la luz de la trayectoria óptica principal del FYST y envía la señal al Instrument Space 2, donde se encuentra el CHAI (panel izquierdo, Figura 4). La señal se divide por polarización y se distribuye a los dos criostatos. Cada criostato utiliza dos refrigeradores de ciclo cerrado para enfriar los detectores a 4 K. Una unidad compacta de plano focal (FPU, véase el panel derecho, Figura 2) contiene los mezcladores, junto con los amplificadores de bajo ruido (LNA) y la red de distribución del Óptico Local (LO).
Tras la preamplificación, las señales recibidas se procesan mediante electrónica caliente y se analizan espectralmente mediante espectrómetros digitales de transformada de Fourier.
Tecnología de detector CHAI
CHAI utiliza mezcladores balanceados de Superconductor-Aislador-Superconductor (SIS) integrados en chip para detectar la señal y convertirla a una frecuencia accesible para la electrónica convencional de alta frecuencia.
Los mezcladores balanceados optimizan el uso de la débil señal de referencia del oscilador local (LO) y, además, rechazan el ruido en la señal del LO, mejorando la estabilidad del receptor. Nuestros chips mezcladores se desarrollan en la Universidad de Colonia (Alemania) con toda la circuitería necesaria en una sola membrana de silicio para que sean lo suficientemente pequeños como para un instrumento multipíxel.
Dado que los mezcladores balanceados tienen un puerto de entrada del LO independiente de la entrada de señal, esta se introduce a través de una guía de ondas y se distribuye mediante una cascada de divisores de potencia de guía de ondas.
Camara Primaria
Prime-Cam es uno de los dos instrumentos planificados para el Telescopio Submilimétrico Fred Young y proporcionará capacidades espectroscópicas y de medición de banda ancha sin precedentes para abordar importantes cuestiones astrofísicas, desde la cosmología del Big Bang, pasando por la reionización y la formación de las primeras galaxias, hasta la formación estelar en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Prime-Cam, instalado en el FYST, tendrá una velocidad de mapeo diez veces superior a la de las instalaciones existentes y a corto plazo para la ciencia de alto corrimiento al rojo y la obtención de imágenes polarimétricas de banda ancha a frecuencias superiores a 300 GHz. Los módulos de instrumentos de Prime-Cam cubrirán de 220 a 850 GHz, y este amplio rango de frecuencias permitirá una excelente caracterización y la eliminación de los primeros planos galácticos, lo que permitirá mediciones precisas del cielo submilimétrico y milimétrico, ofreciendo la oportunidad de generar sinergias con estudios superpuestos. Prime-Cam se utilizará para restringir la cosmología mediante los efectos Sunyaev-Zeldovich, cartografiar la intensidad de la emisión [CII] de 158 μm de la Época de Reionización, medir la polarización y los primeros planos del fondo cósmico de microondas, caracterizar la historia de la formación estelar en un amplio rango de corrimientos al rojo, y más.
El instrumento Prime-Cam
Prime-Cam albergará siete módulos de instrumento de 40 cm de diámetro dentro de un criostato de 1,8 metros de diámetro, refrigerado por un refrigerador de dilución y crioenfriadores de tubo de pulso. El criostato consta de etapas de 300 K, 80 K, 40 K y 4 K. Los módulos de instrumento se montan en la etapa de 4 K y albergan etapas de 4 K, 1 K y 100 mK. Los elementos ópticos consistirán en lentes de silicio, y los módulos de instrumento pueden optimizarse individualmente para objetivos científicos específicos. Los diseños de lectura criogénica de los módulos permiten la lectura de decenas de miles de detectores (descritos a continuación) desde 100 mK hasta temperatura ambiente. Los módulos actualmente en desarrollo incluyen el módulo de 280 GHz, el módulo de 350 GHz, el módulo de 850 GHz y el módulo EoR-Spec. Mod-Cam se está desarrollando como banco de pruebas para Prime-Cam. Prime-Cam se encuentra actualmente en construcción en Redline Chambers en Salt Lake City, Utah.
Tecnología de Detectores Prime-Cam
Prime-Cam utilizará matrices de detectores de inductancia cinética (KID), resonadores superconductores de inductor-condensador (LC) multiplexados en el dominio de la frecuencia. Los fotones entrantes rompen los pares de Cooper en las bandas inductivas, alterando la densidad de cuasipartículas y la inductancia cinética de los detectores. Este aumento de la inductancia cinética desplaza la frecuencia de resonancia, haciéndola sensible a la potencia fotónica incidente. Las frecuencias de resonancia de los KID se ajustan de forma única durante su fabricación. La electrónica caliente transmite tonos de microondas y mide los desplazamientos de amplitud y fase modulados por los cambios en las frecuencias de los resonadores y los factores de calidad debidos a los fotones entrantes. Esta sensibilidad de frecuencia inherente permite que los KID sean multiplexables de forma natural, lo que permite leer miles de KID con frecuencias únicas a través de una única línea de alimentación de microondas. Se han fabricado y probado varias matrices de KID, y muchas más están en desarrollo. Para más detalles sobre el detector Prime-Cam y la tecnología de lectura, consulte Sinclair et al. 2024, Aravena et al. 2022, Chapman et al. 2022, Choi et al. 2021, Duell et al. 2020, y otros artículos que se encuentran en el siguiente enlace.
