مصفوفة الموجات دون المليمترية

يتألف مصفوفة الموجات دون المليمترية ( SMA ) من ثمانية تلسكوبات راديوية قطر كل منها 6 أمتار (20 قدمًا)، مُرتبة على شكل مقياس تداخل لرصد الأطوال الموجية دون المليمترية . وهي أول مقياس تداخل دون مليمتري مُصمم خصيصًا لهذا الغرض، وقد بُني بعد تجارب تداخل ناجحة باستخدام تلسكوب جيمس كلارك ماكسويل الموجود مسبقًا بقطر 15 مترًا (49 قدمًا) ومرصد كالتك دون المليمترية (الذي تم إيقاف تشغيله الآن) بقطر 10.4 مترًا (34.1 قدمًا) كمقياس تداخل. تقع جميع هذه المراصد الثلاثة في مرصد ماونا كيا في ماونا كيا، هاواي ، وقد تم تشغيلها معًا كمقياس تداخل ذي عشرة عناصر في نطاقي 230 و345 جيجاهرتز (eSMA، اختصارًا لمصفوفة الموجات دون المليمترية الممتدة ) . تتراوح أطوال الخطوط الأساسية المستخدمة حاليًا من 16 إلى 508 أمتار ( من 52 إلى 1667 قدمًا) . تتراوح الترددات الراديوية التي يمكن لهذا التلسكوب الوصول إليها بين 194 و408 جيجاهرتز (1.545-0.735 مم) ، وتشمل الانتقالات الدورانية لعشرات الأنواع الجزيئية، بالإضافة إلى انبعاثات الطيف المستمر من حبيبات الغبار بين النجوم. ورغم أن المصفوفة قادرة على العمل ليلاً ونهاراً، إلا أن معظم عمليات الرصد تُجرى ليلاً عندما يكون استقرار الغلاف الجوي في أفضل حالاته.      

يتم تشغيل مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ( SMA) بشكل مشترك من قبل مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية (SAO) ومعهد أكاديميا سينيكا لعلم الفلك والفيزياء الفلكية (ASIAA) .

بدأ مشروع مصفوفة التلسكوبات الفائقة (SMA) عام 1983 كجزء من مبادرة واسعة النطاق أطلقها إيروين شابيرو ، المدير الجديد آنذاك لمرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية (SAO)، لإنتاج أدوات فلكية عالية الدقة عبر الطيف الكهرومغناطيسي. في البداية، تضمن التصميم مصفوفة مكونة من ستة هوائيات، ولكن في عام 1996 انضمت الجمعية الأمريكية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية (ASIAA) إلى المشروع وموّلت بناء هوائيين إضافيين وتوسيع جهاز الارتباط لاستيعاب الزيادة الكبيرة في عدد خطوط الأساس للتداخل. شملت المواقع التي تم النظر فيها للمصفوفة جبل غراهام في أريزونا، وموقعًا بالقرب من القطب الجنوبي، وصحراء أتاكاما في تشيلي، ولكن تم اختيار مونا كيا في النهاية نظرًا لبنيتها التحتية القائمة، وتوفر منطقة مسطحة نسبيًا لبناء المصفوفة، وإمكانية دمج تلسكوب جيمس كلارك ماكسويل (JCMT) وتلسكوب سيتل أوجي (CSO) في المصفوفة. تم إنشاء مختبر استقبال في موقع مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في كامبريدج عام 1987. ^{[ 1 ]}

تم بناء الهوائيات في مرصد هاياستاك في ويستفورد، ماساتشوستس ، ثم تم تفكيكها جزئياً ونقلها بالشاحنات عبر الولايات المتحدة، ثم شحنها بحراً إلى هاواي. وأعيد تجميع الهوائيات في حظيرة كبيرة في موقع قمة ماونا كيا.

تم افتتاح أكاديمية SMA وبدأت عملياتها الرسمية في 22 نوفمبر 2003.

تم بناء SMA شمال غرب السرج بين المخاريط البركانية Pu'u Poli'ahu و Pu'u Hauoki، على بعد حوالي 140 مترًا أسفل قمة ماونا كيا.

تُعدّ مسألة تحديد مواقع الهوائيات بالنسبة لبعضها البعض، بهدف الحصول على أفضل الصور المُركّبة، من المشكلات المُستمرة في أجهزة قياس التداخل الراديوي، لا سيما تلك التي تحتوي على عدد قليل من الهوائيات. في عام 1996، درس إريك كيتو هذه المشكلة لصالح مشروع SMA. ووجد أن الحصول على أكثر عينات الترددات المكانية انتظامًا ، وبالتالي أنقى دالة انتشار نقطية (أقل تباين جانبي )، يتحقق عند ترتيب الهوائيات على شكل مثلث رولو . ^{[ 2 ]} وبناءً على هذه الدراسة، رُتّبت منصات لوضع هوائيات SMA لتشكيل أربعة مثلثات رولو، حيث تُشكّل المنصة الشرقية زاوية مشتركة للمثلثات الأربعة. إلا أن موقع SMA عبارة عن حقل حمم بركانية مليء بالتلال والمنخفضات الصخرية، مما حال دون وضع المنصات في المواقع المثلى تمامًا.

في معظم الحالات، تُنشر الهوائيات الثمانية جميعها على منصاتها لتشكيل مثلث رولو واحد، مما ينتج عنه أربعة تكوينات تُسمى، حسب تزايد حجمها، شبه مدمجة، مدمجة، ممتدة، وممتدة جدًا. يُحدد جدول نقل الهوائيات بناءً على متطلبات مقترحات الرصد المعتمدة، ولكنه عادةً ما يتبع جدولًا زمنيًا ربع سنوي تقريبًا. تُستخدم مركبة نقل مصممة خصيصًا لرفع الهوائي من منصته، ونقله على طول أحد الطرق الترابية المؤدية إليه، ووضعه على منصة جديدة مع الحفاظ على الطاقة لنظام التبريد الخاص بالمستقبلات المبردة.

تحتوي كل قاعدة هوائي على قناة تربطها بالمبنى المركزي، يمر عبرها كابلات الطاقة الكهربائية والألياف الضوئية. تُستخدم الألياف الضوئية متعددة الأنماط للإشارات الرقمية ذات النطاق الترددي المنخفض، مثل الإيثرنت وخدمات الهاتف. تُستخدم كابلات الألياف الضوئية أحادية النمط من نوع سوميتومو LTCD لإشارات المرجعية لتوليد المذبذب المحلي (LO) لأجهزة الاستقبال غير المتجانسة ، ولإعادة إشارة التردد المتوسط ​​(IF) من الهوائي. تتميز ألياف سوميتومو بمعامل تمدد حراري منخفض للغاية، يكاد يكون معدومًا عند درجة الحرارة النموذجية تحت سطح ماونا كيا. وهذا يسمح للمصفوفة بالعمل دون الحاجة إلى قياسات تأخير الحلقة المغلقة. ^{[ 3 ]}

يحتوي كل هوائي من الهوائيات الثمانية على مرآة رئيسية قطرها 6 أمتار مصنوعة من 72 لوحة من الألومنيوم المصبوب المشغول آليًا. وقد تم اختيار الألومنيوم المشغول آليًا بدلًا من ألياف الكربون الأخف وزنًا، نظرًا للمخاوف من أن تراكم الثلوج الكثيفة أو الغبار البركاني الذي تحمله الرياح قد يُلحق الضرر بلوحات ألياف الكربون الهشة. وقد تم تشكيل اللوحات، التي يبلغ عرض كل منها حوالي متر واحد، بدقة تصل إلى 6 ميكرونات. وهي مدعومة بهيكل احتياطي من أنابيب ألياف الكربون، مُحاط بلوحات من الألومنيوم لحمايته من الحطام الذي تحمله الرياح. ويمكن تعديل وضعية اللوحات من مقدمة الطبق.

أُجريت عملية الضبط الأولي لألواح السطح في هاواي داخل حظيرة الصيانة، باستخدام قالب دوار. بعد نشر الهوائيات، قُيست الأسطح باستخدام التصوير المجسم للمجال القريب مع مصدر إشارة بتردد 232.4 جيجاهرتز مُثبّت على الممشى الخارجي لمبنى سوبارو، على ارتفاع 67 مترًا فوق حلقة وسادة SMA شبه المدمجة. عُدّلت مواضع الألواح بناءً على نتائج التصوير المجسم، وتُكرر عمليات الضبط الموجهة بالتصوير المجسم دوريًا للحفاظ على جودة السطح. بعد عدة جولات من الضبط، يبلغ خطأ السطح عادةً حوالي 15 ميكرون RMS. ^{[ 4 ]}

يتم تركيب وحدات التسخين على المرآة الرئيسية، والحامل الذي يدعم المرآة الثانوية، والمرآة الثانوية نفسها، وذلك لمنع تكون الجليد في ظروف الرطوبة العالية.

يحتوي كل هوائي على حجرة تضم الإلكترونيات اللازمة للتحكم فيه، بالإضافة إلى أجهزة استقبال التركيز من نوع ناسمييث. تُحيط هذه الحجرة، المُتحكم بدرجة حرارتها، بقاعدة الهوائي الفولاذية تقريبًا لتقليل أخطاء التوجيه الناتجة عن التغيرات الحرارية.

يستخدم نظام SMA مستقبلات SIS غير متجانسة التبريد العميق، مع بؤرة ناسمييث المنحنية . ^{[ 5 ]} تُركّب جميع المستقبلات في وحدة تبريد عميقة واحدة كبيرة داخل حجرة الهوائي. تتسع وحدة التبريد لما يصل إلى ثمانية وحدات استقبال، تحتوي كل منها على مستقبل واحد. يقوم مُقسّم شعاع شبكي سلكي دوّار ، متبوعًا بمرآة دوّارة، بتوجيه الاستقطابين الخطيين للإشعاع الوارد إلى وحدتي استقبال. يُمكّن هذا النظام من رصد استقطاب واحد لنطاقين تردديين مختلفين في آنٍ واحد، أو كلا الاستقطابين لنطاق واحد في آنٍ واحد لتحسين الحساسية وقياس معاملات ستوكس .

تتوفر أجهزة استقبال تغطي نطاق ترددات من 194 إلى 408  جيجاهرتز، دون انقطاعات. مع ذلك، لا يمكن إجراء قياسات الاستقطاب الكاملة إلا حول نطاقي 230 و345  جيجاهرتز، حيث يمكن ضبط أزواج من أجهزة الاستقبال على نفس التردد، ويمكن إدخال ألواح ربع موجة مُحسَّنة لهذه الترددات في المسار البصري.

تستقبل أجهزة الاستقبال كلا النطاقين الجانبيين الناتجين عن المزج غير المتجانس. ويتم فصل هذين النطاقين الجانبيين بإدخال نمط والش ذي تغيرات طورية بزاوية 90 درجة في إشارة المذبذب المحلي ، ثم فك تشفير هذا النمط داخل جهاز الارتباط. كما يُدخل نمط والش ذو تغيرات طورية بزاوية 180 درجة، خاص بكل هوائي، إلى المذبذب المحلي، وذلك لكبح التداخل بين الترددات المتوسطة الواصلة إلى جهاز الارتباط من الهوائيات المختلفة.

بفضل التحديث الأخير واسع النطاق لأجهزة استقبال SMA، مع جهازي استقبال مضبوطين على ترددات مزاحة بمقدار 12  جيجاهرتز، يمكن للمصفوفة رصد  نطاق ترددات السماء بعرض 44 جيجاهرتز بدون فجوات.

صُمم مُرابط SMA الأصلي لربط  نطاق تردد وسيط يبلغ 2 جيجاهرتز لكل نطاق جانبي من كل مستقبل نشط من مستقبلين في ثمانية هوائيات، مما ينتج بيانات طيفية لـ 28 خط أساس. ولأن محولات التناظرية إلى الرقمية كانت تأخذ عينات بمعدل 208 ميجاهرتز، فقد تم تحويل  التردد الوسيط إلى 24 "كتلة" متداخلة جزئيًا، عرض كل منها 104 ميجاهرتز، قبل أخذ العينات. بعد أخذ العينات، أُرسلت البيانات إلى 90 لوحة دوائر مطبوعة كبيرة، تحتوي كل منها على 32 شريحة مُرابط ASIC . كان المُرابط من تصميم XF؛ في التكوين الافتراضي، تم حساب 6144 تأخيرًا لكل مستقبل من المستقبلين على 28 خط أساس، قبل تطبيق تحويل فورييه السريع (FFT) لتحويل بيانات التأخير إلى أطياف. ^{[ 1 ]} في التكوين الافتراضي، كانت الدقة الطيفية 812.5 كيلوهرتز لكل قناة، ولكن يمكن إعادة تهيئة المُرابط لزيادة الدقة الطيفية في أجزاء معينة، على حساب انخفاض الدقة في أجزاء أخرى من الطيف. صُممت رقائق المُرابط في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا (MIT Haystack)، ومُوّلت من قِبل خمس مؤسسات: SMA، و USNO ، و NASA ، و NRFA، و JIVE . ^{[ 3 ]} يمكن أيضًا تهيئة المُرابط لربط جميع خطوط الأساس الـ 45 الناتجة عن إضافة CSO وJCMT إلى المصفوفة، ولكن فقط لجهاز استقبال واحد لكل هوائي. 

في عام 2016، تم تشغيل مُرابط جديد يُدعى SWARM، مما أتاح ربط نطاق ترددي وسيط أكبر، وبالتالي زيادة حساسية المصفوفة لمصادر الطيف المتصل وتغطيتها الطيفية الآنية. يستخدم المُرابط الجديد، وهو تصميم FX، محولات تناظرية-رقمية بتردد 4.576 جيجاهرتز ^{[ 6 ]} ووحدات FPGA من نوع Xilinx Virtex-6 SX475T بدلاً من رقائق مُرابط مُصممة خصيصًا. تُوضع وحدات FPGA مع إلكترونيات إضافية على لوحات ROACH2 التي أنتجتها مبادرة التعاون في معالجة إشارات علم الفلك وأبحاث الإلكترونيات (CASPER). يعمل المُرابط الجديد بتكوين طيفي واحد فقط، بدقة موحدة تبلغ 140  كيلوهرتز لكل قناة عبر النطاق الترددي بأكمله. تُخزن البيانات بهذه الدقة الطيفية العالية حتى للمشاريع التي تتطلب دقة منخفضة فقط، بحيث تُحفظ أعلى دقة في أرشيف بيانات المرصد لاستخدامها في الأبحاث اللاحقة. يستطيع كل ربع من أرباع المُرابط معالجة 2  جيجاهرتز من عرض النطاق الترددي المتوسط ​​لكل نطاق جانبي لجهازَي استقبال نشطين في جميع الهوائيات الثمانية. عند ضبط جهازَي الاستقبال على التردد نفسه، تُحسب معلمات استقطاب ستوكس كاملةً. ^{[ 7 ]} وبشكلٍ مُربكٍ بعض الشيء، يوجد الآن ستة "أرباع" في مُرابط SWARM الكامل، مما يسمح  بربط 12 جيجاهرتز من عرض النطاق الترددي لكل نطاق جانبي لجهازَي استقبال على جميع الخطوط الأساسية، مما يُتيح  تغطيةً إجماليةً لترددات السماء تبلغ 48 جيجاهرتز.

يمكن لـ SWARM أيضًا أن تعمل كهوائي جمعي مرحلي، مما يجعل SMA يبدو وكأنه هوائي واحد لعمليات VLBI .

يُعدّ مرصد SMA أداة متعددة الأغراض تُستخدم لرصد ظواهر سماوية متنوعة. يتميز هذا المرصد بقدرته الفائقة على رصد الغبار والغازات ذات درجات حرارة لا تتجاوز بضع عشرات من الكلفن فوق الصفر المطلق . عادةً ما تُصدر الأجسام ذات درجات الحرارة هذه معظم إشعاعاتها بأطوال موجية تتراوح بين بضع مئات من الميكرومترات وبضعة ملليمترات، وهو نطاق الأطوال الموجية الذي يستطيع مرصد SMA رصده. تشمل فئات الأجسام التي يرصدها المرصد عادةً السحب الجزيئية المُشكِّلة للنجوم في مجرتنا ومجرات أخرى، والمجرات ذات الانزياح الأحمر العالي ، والنجوم المتطورة ، ومركز المجرة . وفي بعض الأحيان، تُرصد أجرام في النظام الشمسي، مثل الكواكب والكويكبات والمذنبات والأقمار .

استُخدم تلسكوب SMA لاكتشاف أن بلوتو أبرد بمقدار 10 كلفن (18 درجة فهرنهايت) مما كان متوقعًا. ^{[ 8 ]} وكان أول تلسكوب راديوي يفصل بين بلوتو وشارون كجسمين منفصلين. ^{[ 9 ]}  

يُعد SMA جزءًا من تلسكوب أفق الحدث ، الذي يرصد الثقوب السوداء فائقة الكتلة القريبة بدقة زاوية قابلة للمقارنة بحجم أفق حدث الجسم والذي أنتج أول صورة لثقب أسود .

• مصفوفة أتاكاما الكبيرة للمليمتر ، تعمل حاليًا في تشيلي

• موقع مصفوفة الموجات المليمترية الفرعية
• روبرت بينسكي ، قصيدة عن مصفوفة الموجات المليمترية
• موقع مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية
• موقع معهد علم الفلك والفيزياء الفلكية التابع لأكاديمية سينيكا