Observatorium Llano de Chajnantor – Wikipedia

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Observatorium Llano de Chajnantor ist der Name für eine Gruppe astronomischer Observatorien, die sich auf einer Höhe von über 4.800 m in der Atacama-Wüste im Norden Chiles befinden. Der Standort befindet sich in der Region Antofagasta, etwa 50 Kilometer östlich der Stadt San Pedro de Atacama. Das außergewöhnlich trockene Klima der Region ist für den Menschen unwirtlich, schafft jedoch einen hervorragenden Standort für die Millimeter-, Submillimeter- und Mittelinfrarot-Astronomie.[1] Dies liegt daran, dass Wasserdampf Strahlung im Submillimeterbereich absorbiert und abschwächt. In Llano de Chajnantor befindet sich das größte und teuerste astronomische Teleskopprojekt der Welt, das Atacama Large Millimeter Array (ALMA). Llano de Chajnantor und Umgebung wurde als Chajnantor Science Reserve (spanisch: Reserva Científica de Chajnantor) von der chilenischen Regierung.[2]

Seitenbeschreibung[edit]

Der Llano de Chajnantor befindet sich auf der Westseite der Puna de Atacama, einem anderen Namen für den südlichen Teil des Altiplano. Der Hauptkamm der Anden liegt über 200 Kilometer östlich bis weit nach Argentinien. Das Becken Salar de Atacama grenzt im Westen an die Puna de Atacama, die wiederum von der Cordillera Domeyko begrenzt wird. Die Westseite der Puna de Atacama ist mit den Vulkanen der zentralen Vulkanzone des Andenvulkangürtels übersät. Der Standort Llano de Chajnantor selbst wird von Vulkangipfeln des Purico-Komplexes begrenzt, die im Holozän aktiv waren, aber in historischer Zeit nicht ausgebrochen sind.[3] Cerro Chajnantor liegt im Norden, Cerro El Chascón im Osten und kleinere Gipfel im Süden und Westen. Die Pampa la Bola liegt nordöstlich, nördlich von Cerro El Chascón und östlich von Cerro Chajnantor. Llano de Chajnantor hat eine durchschnittliche Höhe von 5.000 m (16.000 ft), während Pampa la Bola durchschnittlich 4.800 m (15.700 ft) beträgt. Die dünne Atmosphäre erschwert dem Menschen die Arbeit, so dass ein Großteil der Aktivitäten für ALMA in einem Basislager im Becken von Salar de Atacama auf einer Höhe von etwa 2.900 m (9.500 ft) durchgeführt wird.

360-Grad-Panorama des Chajnantor-Plateaus

Die Niederschlagsmenge am ALMA-Standort beträgt durchschnittlich 100 mm pro Jahr.[4] Das trockene Klima von Llano de Chajnantor ist auf drei Faktoren zurückzuführen: die Regenschatten der Anden und der chilenischen Küstenregion, die Inversion des Humboldt-Stroms vor der Küste Chiles und die trockene Luft zwischen der Hadley-Zelle und dem Ferrel Zelle, die das südpazifische Hoch bildet.[5] Während der Ort im Allgemeinen als in der Atacama-Wüste gelegen angesehen wird, befindet er sich in Bezug auf die Ökoregionen in der trockenen Puna der Zentralanden. Llano de Chajnantor liegt auf dem gleichen Breitengrad wie die Wüsten im südlichen Afrika und in Zentralaustralien.

Teleskope[edit]

Teleskope auf Llano de Chajnantor[edit]

Teleskope auf der Pampa la Bola[edit]

Teleskope auf benachbarten Gipfeln[edit]

APEX Unter dem Mond. Sternennacht auf dem Chajnantor-Plateau in den chilenischen Anden[10]
  • Das Atacama Cosmology Telescope (ACT) ist ein 6,0 m langes Gregorianisches Teleskop, mit dem der Himmel bei Mikrowellenwellenlängen vermessen werden kann. Es wurde 2007 auf der Westseite des Cerro Toco installiert und wird von einem Konsortium unter der Leitung der Princeton University betrieben.[11]
  • Das Atacama-Observatorium der Universität Tokio (TAO) ist ein 6,5 m langes optisches und infrarotes Teleskop (Baujahr 2019) am Cerro Chajnantor, das sich unmittelbar nördlich von Llano de Chajnantor befindet. Eine Testanlage, das miniTAO, mit einem 1,0 m langen Teleskop wurde 2009 fertiggestellt. Es ist derzeit das höchste permanente astronomische Observatorium der Welt.[12]
  • Das Cerro Chajnantor Atacama Telescope (CCAT) ist ein vorgeschlagenes 25 m (82 ft) Submillimeter-Radioteleskop, das sich auf Cerro Chajnantor in der Nähe des TAO befinden wird. Ursprünglich als Cornell Caltech Atacama Telescope bezeichnet, wird es jetzt auf der Website des Projekts mit dem Akronym CCAT bezeichnet. Die Fertigstellung wurde einmal im Jahr 2020 erwartet.[13] Das CCAT-Projekt hatte Probleme, Finanzmittel zu finden, und der Bau hat seit 2019 nicht begonnen. Die wissenschaftliche Zusammenarbeit hat beschlossen, eine Pathfinder-Einrichtung, CCAT-prime (CCAT-p), zu errichten, bevor die vollständige CCAT durchgeführt wird. CCAT-p wird bei CCAT ein ähnlicher Teleskoptyp sein, jedoch mit einem Durchmesser von 6 Metern viel kleiner. CCAT-p begann 2017 mit dem Bau (die Herstellung begann Ende 2018) und das erste Licht wird für 2021 erwartet.
  • Das Huan Tran Teleskop (HTT) ist Teil eines Projekts zur Messung der Polarisation der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung.[14] Es ist ein 3,5 m langes gregorianisches Teleskop. Am Teleskop ist das POLARBEAR-Experiment angebracht, bei dem es sich um eine Reihe von Bolometern handelt, die auf weniger als 1 K (–458 ° F) gekühlt sind. HTT wurde erstmals 2010 zum Testen am CARMA-Standort installiert. Es wurde 2011 an einen Standort am Cerro Toco in der Nähe der ACT verlegt und erblickte im Januar 2012 das erste Licht.[15] Es wurde von einem Konsortium unter der Leitung der University of California in Berkeley entwickelt.

Ehemalige Teleskope[edit]

  • Das QUIET-Teleskop (QU Imaging Experiment) war ein Drei-Elemente-Radioteleskop-Array, mit dem die Polarisation der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung gemessen werden konnte. Die Teleskope wurden nach einem ungewöhnlichen Mizuguchi-Dragone-Design mit hochempfindlichen Bolometern entworfen. Das von der University of Chicago geleitete Projekt wurde 2009 in der Einrichtung installiert, in der sich zuvor das CBI-Array befand. Es war bis 2010 in Betrieb und wurde 2011 abgebaut.[16]
  • Der Cosmic Background Imager (CBI) war ein Radioteleskop-Interferometer zur Messung der Intensität und Polarisation der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung. Es wurde zwischen 1999 und 2006 mit dreizehn 0,9 m (3,0 ft) Antennen und von 2006 bis 2008 mit 1,4 m (4,6 ft) Antennen betrieben. Die CBI-Einrichtung wurde später durch das QUIET-Experiment wiederverwendet.[17]
  • Das Millimeterwellen-Interferometer (MINT) war ein heterogenes Vier-Elemente-Array, das Ende 2001 an den Hängen des Cerro Toco betrieben wurde. Der Prototyp enthielt zwei Cassegrain-Reflektoren mit 0,3 m (12 Zoll) und zwei 0,45 m (18 Zoll). Es wurde entwickelt, um die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung zu messen.[18]
  • Das mobile Anisotropieteleskop (MAT oder MAT / TOCO) war ein 0,8 m (2,6 ft) großes Teleskop, mit dem die Anisotropie der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung gemessen werden konnte. Es war ursprünglich die Gondel des QMAP-Ballonversuchs. Es wurde Ende 1997 und Ende 1998 an den Hängen des Cerro Toco betrieben.[19]

Siehe auch[edit]

Verweise[edit]

  1. ^ Bustos, R.; Rubio, M.; Otárola, A.; Nagar, N. (2014). “Parque Astronómico de Atacama: Ein idealer Standort für Millimeter-, Submillimeter- und Mittelinfrarot-Astronomie”. Veröffentlichungen der Astronomischen Gesellschaft des Pazifiks. 126 (946): 1126. arXiv:1410.2451. Bibcode:2014PASP..126.1126B. doi:10.1086 / 679330.
  2. ^ “Topographische Karte von CONICYT Science Preserve” (PDF). Nationales Radioastronomie-Observatorium. Abgerufen 2012-01-26.
  3. ^ “Purrico Complex”. Globales Vulkanismusprogramm. Smithsonian Institution. Abgerufen 2012-01-26.
  4. ^ “Die besten Beobachtungsstellen der Erde”. Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array. Archiviert von das Original am 14.04.2011. Abgerufen 2012-01-26.
  5. ^ Garreaud, René D.; Molina, Alejandra; Farias, Marcelo (2010). “Andenhebung, Ozeankühlung und Atacama-Hyperaridität: Eine Klimamodellierungsperspektive”. Earth and Planetary Science Letters. 292: 39. Bibcode:2010E & PSL.292 … 39G. doi:10.1016 / j.epsl.2010.01.017. hdl:10533/141752.
  6. ^ Wootten, A.; Thompson, AR (2009). “Das Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array”. Verfahren des IEEE. 97 (8): 1463. arXiv:0904.3739. Bibcode:2009IEEEP..97.1463W. doi:10.1109 / JPROC.2009.2020572.
  7. ^ Güsten, R.; Nyman, L. Å.; Schilke, P.; Menten, K.; Cesarsky, C.; Booth, R. (2006). “Das Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) – eine neue Submillimeter-Anlage für den südlichen Himmel -“. Astronomie und Astrophysik. 454 (2): L13. Bibcode:2006A & A … 454L..13G. doi:10.1051 / 0004-6361: 20065420.
  8. ^ Kohno, K. (2005). “Das Atacama Submillimeter Telescope Experiment”. Das kühle Universum: Beobachtung der kosmischen Morgendämmerung. 344: 242. Bibcode:2005ASPC..344..242K.
  9. ^ Kawamura, A.; Mizuno, N.; Yonekura, Y.; Onishi, T.; Mizuno, A.; Fukui, Y. (2005). “NANTEN2: Ein Submillimeter-Teleskop für groß angelegte Vermessungen in Atacama”. Astrochemie: Aktuelle Erfolge und aktuelle Herausforderungen. 235: 275P. Bibcode:2005IAUS..235P.275K.
  10. ^ “APEX unter dem Mond”. ESO Bild der Woche. Abgerufen 12. Februar 2013.
  11. ^ Fowler, JW; Niemack, MD; Dicker, SR; Aboobaker, AM; Ade, PAR; Battistelli, ES; Devlin, MJ; Fisher, RP; et al. (2007). “Optisches Design des Atacama Cosmology Telescope und der Millimeter Bolometric Array Camera”. Angewandte Optik. 46 (17): 3444–54. arXiv:astro-ph / 0701020. Bibcode:2007ApOpt..46.3444F. doi:10.1364 / AO.46.003444. PMID 17514303.
  12. ^ Minezaki, Takeo; Kato, Daisuke; Sako, Shigeyuki; Konishi, Masahiro; Koshida, Shintaro; Mitani, Natsuko; Aoki, Tsutomu; Doi, Mamoru; Handa, Toshihiro (2010). Stepp, Larry M; Gilmozzi, Roberto; Hall, Helen J (Hrsg.). “Das 1,0-m-Teleskop der Universität Tokio Atacama”. Verfahren von SPIE. 7733: 773356. doi:10.1117 / 12.856694.
  13. ^ Radford, SJE; Giovanelli, R.; Sebring, TA; Zmuidzinas, J. (2009). “Ccat”. Submillimeter Astrophysik und Technologie: ein Symposium zu Ehren der ASP-Konferenzreihe von Thomas G. Phillips. 417: 113. Bibcode:2009ASPC..417..113R.
  14. ^ Keating, B.; Moyerman, S.; Boettger, D.; Edwards, J.; Fuller, G.; Matsuda, F.; Miller, N.; Paar, H.; Rebeiz, G.; et al. (2011). “Ultrahochenergiekosmologie mit POLARBEAR”. 1110: 2101. arXiv:1110.2101. Bibcode:2011arXiv1110.2101K.
  15. ^ “Erstes Licht in Chile!”. Universität von Kalifornien Berkeley Department of Physics. Abgerufen 2012-03-05.
  16. ^ Bischoff, C.; Brizius, A.; Buder, I.; Chinone, Y.; Cleary, K.; Dumoulin, RN; Kusaka, A.; Monsalve, R.; et al. (2011). “RUHIGE BEOBACHTUNGEN IN DER ERSTEN JAHRESZEIT: MESSUNGEN DER KOSMISCHEN MIKROWELLEN-HINTERGRUNDPOLARISIERUNGS-LEISTUNGSSPEKTRA BEI 43 GHz IM MULTIPOLE-BEREICH 25 ⩽ $ ell $ ⩽ 475”. Das astrophysikalische Journal. 741 (2): 111. arXiv:1012.3191. Bibcode:2011ApJ … 741..111Q. doi:10.1088 / 0004-637X / 741/2/111.
  17. ^ Taylor, Angela C.; Jones, Michael E.; Allison, James R.; Angelakis, Emmanouil; Bond, J. Richard; Bronfman, Leonardo; Bustos, Ricardo; Davis, Richard J.; et al. (2011). “The Cosmic Background Imager 2”. Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 418 (4): 2720. arXiv:1108,3950. Bibcode:2011MNRAS.418.2720T. doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.19661.x.
  18. ^ Fowler, JW; Doriese, WB; Ehe, TA; Tran, HT; Aboobaker, AM; Dumont, C.; Halpern, M.; Kermish, ZD; Loh, Y.-S.; Page, LA; Staggs, ST; Wesley, DH (2005). “Kosmische Mikrowellen-Hintergrundbeobachtungen mit einem kompakten heterogenen 150-GHz-Interferometer in Chile”. Die Astrophysical Journal Supplement Series. 156: 1. arXiv:astro-ph / 0403137. Bibcode:2005ApJS..156 …. 1F. doi:10.1086 / 426393.
  19. ^ Miller, A.; Beach, J.; Bradley, S.; Caldwell, R.; Chapman, H.; Devlin, MJ; Dorwart, WB; Herbig, T.; et al. (2002). “Die QMAP- und MAT / TOCO-Experimente zur Messung der Anisotropie im kosmischen Mikrowellenhintergrund”. Die Astrophysical Journal Supplement Series. 140 (2): 115. arXiv:astro-ph / 0108030. Bibcode:2002ApJS..140..115M. doi:10.1086 / 339686.

Externe Links[edit]


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