กล้องโทรทรรศน์วิทยุ Very Small Array

Very Small Array (VSA) คือกล้องโทรทรรศน์วิทยุแบบอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ (Interferometric Radio Telescope) ที่ประกอบด้วยสายอากาศ 14 ชุด ทำงานในช่วงความถี่ระหว่าง 26 ถึง 36 GHz โดยมีวัตถุประสงค์หลักเพื่อใช้ในการศึกษาการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background - CMB) ซึ่งเป็นรังสีที่หลงเหลือมาตั้งแต่ยุคเริ่มต้นของเอกภภพ

โครงการนี้เป็นความร่วมมือระหว่างมหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ (University of Cambridge), มหาวิทยาลัยแมนเชสเตอร์ (University of Manchester) และสถาบันดาราศาสตร์แห่งคานารี (Instituto de Astrofisica de Canarias) โดยตัวกล้องติดตั้งอยู่ที่หอดูดาว Teide (Observatorio del Teide) บนเกาะเทเนริเฟ ประเทศสเปน การก่อสร้างดำเนินการโดยกลุ่มฟิสิกส์ดาราศาสตร์ Cavendish และหอดูดาว Jodrell Bank โดยได้รับทุนสนับสนุนจาก PPARC (ปัจจุบันคือ STFC) ซึ่งการออกแบบมีพื้นฐานมาจากกล้องโทรทรรศน์ Cosmic Anisotropy Telescope

การออกแบบและคุณลักษณะทางเทคนิค

VSA ประกอบด้วยองค์ประกอบ 14 ส่วน ซึ่งสร้างเส้นฐาน (Baselines) ได้ทั้งหมด 91 เส้น แต่ละส่วนประกอบด้วยสายอากาศแบบ Horn Reflector ที่รวมสัญญาณทางดาราศาสตร์เข้าสู่ตัวรับสัญญาณ (Receiver) ซึ่งใช้เครื่องขยายสัญญาณ HFET แบบ pseudomorphic ที่มีอุณหภูมิระบบประมาณ 25 K และอุณหภูมิทางกายภาพ 12 K ตามการออกแบบของ NRAO

องค์ประกอบเหล่านี้ถูกนำมารวมกันโดยใช้เครื่องสหสัมพันธ์ (Correlator) เพื่อสร้างอาเรย์สังเคราะห์ช่องเปิด (Aperture Synthesis Array) โดยติดตั้งอยู่บนโต๊ะปรับระดับ (Tip-table) ที่สามารถติดตามการเคลื่อนที่ของท้องฟ้าและเอียงได้สูงสุด 35 องศาจากจุดเหนือศีรษะ (Zenith)

รูปแบบการจัดวาง (Configurations)

กล้อง VSA สามารถปรับเปลี่ยนรูปแบบการจัดวางได้ 3 รูปแบบ เพื่อให้เหมาะสมกับเป้าหมายการสังเกตการณ์:

• รูปแบบกะทัดรัด (Compact Array): ใช้สายอากาศเส้นผ่านศูนย์กลาง 143 มม. มีลำแสงหลัก (Primary Beam) กว้าง 4.5 องศา ความละเอียด 30 ลิปดา (arcminutes) สามารถสังเกตค่ามัลติโพล (Multipoles) ระหว่าง 100 ถึง 800
• รูปแบบขยาย (Extended Array): ใช้สายอากาศเส้นผ่านศูนย์กลาง 322 มม. มีลำแสงหลักกว้าง 2 องศา ความละเอียด 12 ลิปดา และสามารถสังเกตค่ามัลติโพลระหว่าง 250 ถึง 1500 โดยมีความไวในการรับสัญญาณมากกว่ารูปแบบกะทัดรัดถึง 5 เท่า
• รูปแบบขยายพิเศษ (Super-Extended Array): ใช้กระจกสายอากาศขนาด 550 มม. สามารถวัดค่ามัลติโพลได้สูงสุดถึง 3000 พร้อมการอัปเกรดเครื่องขยายสัญญาณส่วนหน้า (Front-end amplifiers)

นอกจากนี้ VSA ยังสามารถปรับจูนความถี่ได้ในช่วง 26-36 GHz โดยมีความกว้างแถบความถี่ (Bandwidth) 1.5 GHz และมีกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาด 3.7 เมตร จำนวน 2 ตัว ทำงานที่ความถี่ 30 GHz เพื่อใช้ติดตามแหล่งกำเนิดสัญญาณรบกวน (Foreground sources) โดยมีฉากกั้นโลหะขนาดใหญ่ล้อมรอบทั้งตัว VSA และจานรับสัญญาณเพื่อป้องกันสัญญาณรบกวนจากพื้นดิน

ผลลัพธ์และการค้นพบทางวิทยาศาสตร์

ในการเลือกพื้นที่สังเกตการณ์ VSA จะเลือกบริเวณท้องฟ้าที่มีแหล่งกำเนิดวิทยุสว่างน้อยที่สุดและไม่มีกระจุกกาแล็กซีขนาดใหญ่ เพื่อหลีกเลี่ยงผลกระทบจากปรากฏการณ์ Sunyaev-Zel'dovich และการปนเปื้อนจากทางช้างเผือก

การสังเกตการณ์ในรูปแบบกะทัดรัด (2000-2001)

ระหว่างเดือนสิงหาคม 2000 ถึงสิงหาคม 2001 VSA ได้สังเกตการณ์พื้นที่ท้องฟ้าขนาด 7x7 องศา จำนวน 3 แห่ง ด้วยความแม่นยำสูงที่ความถี่ 34 GHz ผลลัพธ์ที่ตีพิมพ์ในปี 2003 แสดงให้เห็นสเปกตรัมกำลัง (Power Spectra) ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลระหว่างค่ามัลติโพล 150 ถึง 900 ซึ่งช่วยกำหนดขอบเขตของพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาได้แม่นยำขึ้นเมื่อรวมกับข้อมูลจากโครงการอื่น

การสังเกตการณ์ในรูปแบบขยาย (2001-2003)

ในช่วงเดือนกันยายน 2001 ถึงกรกฎาคม 2003 VSA ในรูปแบบขยายได้สังเกตการณ์พื้นที่เดิมและพื้นที่ใหม่เพิ่มเติม ส่งผลให้ได้สเปกตรัมกำลังของ CMB ที่มีความละเอียดสูงขึ้นจนถึงค่ามัลติโพล 1400 และปรับปรุงการประมาณค่าพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาให้มีความแม่นยำยิ่งขึ้น

การสังเกตการณ์ของ VSA ดำเนินต่อไปจนถึงสิ้นเดือนสิงหาคม 2008 โดยใช้รูปแบบการจัดวางแบบขยายพิเศษ (Super-Extended configuration) เพื่อศึกษาโครงสร้างของจักรวาลในระดับที่ละเอียดขึ้น