Conjunto de telescopios Allen

El Allen Telescope Array ( ATA ), anteriormente conocido como One Hectare Telescope ( 1hT ), es un conjunto de radiotelescopios dedicado a observaciones astronómicas y a la búsqueda simultánea de inteligencia extraterrestre (SETI). ^{[ 1 ] [ 2 ]} El conjunto está situado en el Observatorio de Radio de Hat Creek en el condado de Shasta , a 470 km (290 millas ) al noreste de San Francisco , California. 

El proyecto se desarrolló originalmente como un esfuerzo conjunto entre el Instituto SETI y el Laboratorio de Radioastronomía (RAL) de la Universidad de California, Berkeley (UC Berkeley), con fondos obtenidos de una donación inicial de 12,5 millones de dólares estadounidenses por parte de la Fundación Familiar Paul G. Allen y Nathan Myhrvold . ^{[ 3 ]} La primera fase de construcción se completó y el ATA finalmente entró en funcionamiento el 11 de octubre de 2007 con 42 antenas (ATA-42), después de que Paul Allen (cofundador de Microsoft ) se comprometiera a aportar 13,5 millones de dólares adicionales para apoyar la construcción de la primera y la segunda fase. ^{[ 4 ] [ 5 ]}

Aunque Allen ha contribuido con más de 30 millones de dólares al proyecto, no ha logrado construir las 350 antenas de 6,1  m (20 pies) originalmente concebidas, ^{[ 6 ]} y el proyecto sufrió una interrupción operativa debido a la falta de fondos entre abril y agosto de 2011, después de lo cual se reanudaron las observaciones. ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]} Posteriormente, UC Berkeley se retiró del proyecto, completando la desinversión en abril de 2012. La instalación ahora es administrada por SRI International (anteriormente Stanford Research Institute), un instituto de investigación independiente y sin fines de lucro. ^{[ 11 ]} A partir de 2016, el Instituto SETI realiza observaciones ^{[ 12 ]} con el ATA entre las 6 p. m. y las 6 a. m. diariamente. 

En agosto de 2014, la instalación se vio amenazada por un incendio forestal en la zona y se vio obligada a cerrar brevemente, pero finalmente salió prácticamente ilesa. ^{[ 13 ]}

Concebida inicialmente por el pionero de SETI, Frank Drake , la idea fue un sueño del Instituto SETI durante años. Sin embargo, no fue hasta principios de 2001 que se inició la investigación y el desarrollo, tras una donación de 11,5 millones de dólares de la Fundación Familiar Paul G. Allen . En marzo de 2004, tras la exitosa finalización de una fase de investigación y desarrollo de tres años, el Instituto SETI presentó un plan de construcción en tres etapas para el telescopio. La construcción comenzó de inmediato, gracias a la promesa de donación de 13,5 millones de dólares de Paul Allen (cofundador de Microsoft ) para apoyar la construcción de la primera y la segunda fase. El Instituto SETI bautizó el telescopio en honor a Allen. En total, Paul Allen contribuyó con más de 30 millones de dólares al proyecto.

El ATA es un conjunto de antenas de ondas centimétricas que fue pionero en el concepto de gran número de antenas de pequeño diámetro para la construcción de radiotelescopios . En comparación con una gran antena parabólica , un gran número de antenas más pequeñas resultan más económicas para la misma área de captación. Para obtener una sensibilidad similar, es necesario combinar las señales de todos los telescopios. Esto requiere componentes electrónicos de alto rendimiento, que hasta entonces habían sido prohibitivamente caros. Gracias a la disminución del coste de los componentes electrónicos, la electrónica necesaria se volvió viable, lo que se tradujo en un gran ahorro respecto a los telescopios de diseño más convencional. A esto se le conoce informalmente como "sustituir el acero por silicio".

El ATA posee cuatro capacidades técnicas principales que lo hacen idóneo para una amplia gama de investigaciones científicas: un campo de visión muy amplio (2,45° a λ = 21  cm, la longitud de onda de la línea de hidrógeno ), cobertura de frecuencia instantánea completa de 0,5 a 11,2 gigahercios (GHz), múltiples backends simultáneos y mitigación activa de interferencias. El área del cielo que se puede capturar instantáneamente es 17 veces mayor que la que se puede obtener con el telescopio Very Large Array . La cobertura de frecuencia instantánea de más de cuatro octavas no tiene precedentes en radioastronomía y es el resultado de un diseño único de alimentación, amplificador de entrada y ruta de señal. La mitigación activa de interferencias permitirá observar incluso en las frecuencias de muchos emisores de radio terrestres . 

Los sondeos de todo el cielo son una parte importante del programa científico, y el ATA tendrá una mayor eficiencia gracias a su capacidad para realizar búsquedas de inteligencia extraterrestre (SETI) y otras observaciones de radioastronomía simultáneamente. El telescopio puede hacerlo dividiendo las señales registradas en la sala de control antes del procesamiento final. Las observaciones simultáneas son posibles porque, para SETI , independientemente de hacia dónde apunte el telescopio, varias estrellas objetivo estarán dentro del amplio campo de visión que ofrecen las antenas de 6 m. Por acuerdo entre el Laboratorio de Radioastronomía (RAL)  de la UC Berkeley y el Instituto SETI , las necesidades de la radioastronomía convencional determinaron la orientación del conjunto hasta 2012.

El ATA está diseñado para contar con 350 antenas parabólicas de 6 m y permitirá realizar sondeos radioeléctricos profundos y de gran alcance que antes no eran factibles. El diseño del telescopio incorpora numerosas características novedosas, como superficies de antena hidroformadas , una alimentación logarítmica periódica que cubre todo el rango de frecuencias desde 500 megahercios (MHz) hasta 11,2 GHz, y amplificadores de banda ancha y bajo ruido con una respuesta plana en toda la banda, lo que permite amplificar directamente la señal del cielo. Esta señal amplificada, que contiene todo el ancho de banda recibido, se transmite desde cada antena a la sala de procesamiento mediante cables de fibra óptica . Esto significa que, a medida que la electrónica mejore y se puedan obtener anchos de banda mayores, solo será necesario modificar el procesador central, sin necesidad de cambiar las antenas ni las alimentaciones.  

RAL operó y mantuvo el instrumento hasta que el desarrollo del conjunto se suspendió en 2011. RAL trabajó codo a codo con el Instituto SETI durante el diseño y la creación de prototipos, y fue el principal diseñador del alimentador, las superficies de la antena, la formación de haces , el correlador y el sistema de imágenes para observaciones de radioastronomía.

El panel del Estudio Decenal de Astronomía y Astrofísica en su quinto informe, Astronomía y Astrofísica en el Nuevo Milenio (2001), respaldó SETI y reconoció al ATA (entonces llamado Telescopio de 1 Hectárea ) como un paso importante hacia la construcción del telescopio Square Kilometer Array (SKA). El informe decenal más reciente recomendó poner fin al apoyo financiero de EE. UU. al SKA, aunque la participación de EE. UU. en precursores del SKA como MeerKAT , el Hydrogen Epoch of Reionization Array y el Murchison Widefield Array .

Aunque las estimaciones de costos de los proyectos no construidos siempre son dudosas y las especificaciones no son idénticas (los telescopios convencionales tienen una temperatura de ruido más baja , pero el ATA tiene un campo de visión más amplio , por ejemplo), el ATA tiene un potencial prometedor como una tecnología de radiotelescopio mucho más económica para una apertura efectiva dada. Por ejemplo, la cantidad gastada en la primera fase del ATA-42, incluido el desarrollo tecnológico, es aproximadamente un tercio del costo de una copia nueva de una antena Deep Space Network de 34 m con un área de captación similar. ^{[ 14 ]} De manera similar, el costo total estimado de construcción de los 308 platos restantes se estimó ( a octubre de 2007 ) a unos 41 millones de dólares. ^{[ 4 ]} Esto es aproximadamente dos veces más barato que los 85 millones de dólares que costó la última gran antena de radioastronomía construida en los EE. UU., el Telescopio Green Bank , de área de captación similar. El contratista solicitó un sobrecoste de 29 millones de dólares, pero solo se le permitieron 4 millones. ^{[ 15 ]}

El ATA aspira a ser uno de los instrumentos de observación más grandes y rápidos del mundo, y a permitir a los astrónomos buscar simultáneamente en numerosas estrellas. Si se completa según lo previsto, será uno de los telescopios más grandes y potentes del mundo.

Desde su creación, el ATA ha sido una herramienta de desarrollo para la tecnología de interferómetros astronómicos (específicamente, para el Square Kilometer Array ). ^{[ 16 ]}

La ATA se planeó originalmente para construirse en cuatro etapas: ATA-42, ATA-98, ATA-206 y ATA-350, donde cada número representa la cantidad de antenas en el conjunto en un momento dado (véase la Tabla 1). La ATA constará de 350 antenas con un diámetro de 6 m cada una.

Las operaciones regulares con 42 antenas comenzaron el 11 de octubre de 2007. ^{[ 4 ]} El Instituto SETI está buscando actualmente financiación para la construcción de antenas adicionales de diversas fuentes, entre ellas la Armada de los Estados Unidos , la Agencia de Proyectos de Investigación Avanzada de Defensa (DARPA), la Fundación Nacional de Ciencias (NSF) y donantes privados.

Se realizan observaciones astronómicas y SETI simultáneas con dos correladores de imágenes de doble polarización de 32 entradas . ^{[ 17 ]} Se han publicado numerosos artículos que informan sobre observaciones de radioastronomía convencionales. ^{[ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ]}

Tres formadores de haces de matriz en fase ^{[ 22 ]} que utilizan el Berkeley Emulation Engine 2 (BEE2) se desplegaron en junio de 2007 y se integraron al sistema para permitir observaciones astronómicas y SETI simultáneas. ^{[ 23 ] [ 24 ]} En abril de 2008, se realizaron las primeras observaciones de púlsares utilizando el formador de haces y un espectrómetro de púlsares construido específicamente para ello . ^{[ 25 ]}

El sistema de búsqueda SETI (SETI en ATA o SonATA), de gran utilidad , realiza observaciones SETI completamente automatizadas. SonATA realiza un seguimiento de las señales detectadas en tiempo real y continúa rastreándolas hasta que 1) se demuestra que la señal se generó en la Tierra o, en raras ocasiones, 2) la fuente se pone, lo que activa el seguimiento al día siguiente. Hasta 2016, se habían realizado seguimientos y clasificado más de doscientos millones de señales utilizando el ATA. Ninguna de estas señales presentaba todas las características esperadas para una señal ETI. Los resultados de las observaciones del Instituto SETI se publican en varios artículos. ^{[ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]}

En abril de 2011, la ATA fue puesta en hibernación debido a la falta de fondos, lo que significó que ya no estaba disponible para su uso. ^{[ 29 ]} El funcionamiento de la ATA se reanudó el 5 de diciembre de 2011. ^{[ 10 ]} Los esfuerzos ahora están liderados por Andrew Siemion . ^{[ 30 ]}

Los objetivos científicos que se enumeran a continuación representan los proyectos más importantes que se llevarán a cabo con la ATA. Cada uno de estos objetivos está asociado a una de las cuatro etapas de desarrollo mencionadas anteriormente (véase la Tabla 1). También se incluye parte de la investigación que se espera que genere cada uno.

• Determinar el contenido de la línea de hidrógeno (HI) de las galaxias hasta z ~ 0,2 en 3π estereorradianes , con el fin de medir cuánto gas intergaláctico están acrecentando las galaxias externas; buscar galaxias oscuras y sin estrellas; y sentar las bases para la detección de energía oscura por parte del Square Kilometer Array .
• Clasificar 250.000 fuentes de radio extragalácticas como núcleos galácticos activos o galaxias con brotes de formación estelar , con el fin de investigar y cuantificar la formación estelar en el Universo Local ; identificar objetos de alto desplazamiento al rojo ; investigar la estructura a gran escala del Universo; e identificar posibles lentes gravitacionales para la detección de materia oscura y energía oscura .
• Explora el cielo transitorio para investigar la acreción en agujeros negros ; para encontrar resplandores residuales de estallidos de rayos gamma huérfanos ; para descubrir fenómenos transitorios nuevos y desconocidos.
• Analizar 1.000.000 de estrellas en busca de emisiones relacionadas con SETI con la sensibilidad suficiente para detectar un radar de Arecibo hasta 300 pársecs dentro del rango de 1 a 10 GHz . 
• Inspeccione las 4× ^10¹⁰ estrellas del plano galáctico interior desde 1,42–1,72 GHz en busca de transmisores  muy potentes .
• Medir los campos magnéticos en la Vía Láctea y otras galaxias del Grupo Local , con el fin de investigar el papel de los campos magnéticos en la formación estelar y la formación y evolución de las galaxias .
• Detectar el fondo de ondas gravitacionales de agujeros negros masivos mediante la medición del tiempo de los púlsares .
• Medir las propiedades de las nubes moleculares y la formación estelar utilizando nuevos trazadores moleculares, con el fin de mapear las condiciones de formación estelar a la escala de nubes moleculares gigantes (CMG) completas; para determinar el gradiente de metalicidad de la Vía Láctea.

Desde que comenzó la construcción del conjunto , se han sugerido algunos objetivos científicos que no fueron específicamente concebidos para él.

Por ejemplo, el Allen Telescope Array se ha ofrecido a proporcionar el enlace descendente de datos de observación lunar para cualquier participante del Google Lunar X Prize . ^{[ 37 ]} Esto es práctico, ya que el conjunto, sin modificaciones, cubre las principales bandas de comunicaciones espaciales (banda S y banda X). Un decodificador de telemetría sería la única adición necesaria.

Además, se mencionó al ATA como candidato para la búsqueda de un nuevo tipo de transitorio de radio . ^{[ 38 ]} Es una excelente opción para esto debido a su amplio campo de visión y ancho de banda instantáneo. Siguiendo esta sugerencia, Andrew Siemion y un equipo internacional de astrónomos e ingenieros desarrollaron un instrumento llamado "Fly's Eye" que permitió al ATA buscar transitorios de radio brillantes, y se realizaron observaciones entre febrero y abril de 2008. ^{[ 39 ]}

La configuración ATA-42 proporcionará una línea base máxima de 300 m (y, en última instancia, para la ATA-350, de 900 m). Una alimentación logarítmica periódica refrigerada en cada antena está diseñada para proporcionar una temperatura del sistema de ~45 K de 1 a 10  GHz, con sensibilidad reducida en los rangos de 0,5 a 1,0  GHz y de 10 a 11,2  GHz. Se dispone de cuatro sintonizaciones de frecuencia (IF) independientes para producir cuatro bandas de frecuencia intermedia de 672  MHz. Dos de las IF admiten correladores para imágenes; las otras dos admitirán la observación SETI . Todas las sintonizaciones pueden producir cuatro haces de matriz de fase de doble polarización que pueden apuntarse de forma independiente dentro del haz principal y pueden utilizarse con diversos detectores. Por lo tanto, la ATA puede sintetizar hasta 32 haces de matriz de fase.

El amplio campo de visión del ATA le confiere una capacidad sin precedentes para grandes estudios. El tiempo necesario para mapear una gran área con una sensibilidad determinada es proporcional a ( ND ) ^² , donde N es el número de elementos y D es el diámetro de la antena. Esto lleva al sorprendente resultado de que una gran matriz de antenas pequeñas puede superar a una matriz con un menor número de elementos pero con un área de captación considerablemente mayor en la tarea de grandes estudios. En consecuencia, incluso el ATA-42 es competitivo con telescopios mucho más grandes en su capacidad tanto para estudios de temperatura de brillo como de fuentes puntuales . Para estudios de fuentes puntuales, el ATA-42 es comparable en velocidad a Arecibo y al Telescopio de Green Bank (GBT), pero tres veces más lento que el Very Large Array (VLA). El ATA-350, por otro lado, será un orden de magnitud más rápido que el Very Large Array para estudios de fuentes puntuales, y es comparable al Expanded Very Large Array (EVLA) en velocidad de estudio. Para sondeos con una sensibilidad a la temperatura de brillo determinada, el ATA-98 superará la velocidad de sondeo incluso de la configuración VLA-D. El ATA-206 debería igualar la sensibilidad a la temperatura de brillo de Arecibo y el GBT. Sin embargo, el ATA ofrece una mejor resolución que cualquiera de estos telescopios de plato único.

Las antenas para el ATA son telescopios gregorianos desplazados hidroformados de  6,1 x 7,0 metros (20,0 pies x 23,0  pies) , cada uno con un subreflector de 2,4 metros con una relación efectiva de distancia focal /diámetro (f/D) de 0,65. (Ver DeBoer, 2001). La geometría desplazada elimina el bloqueo, lo que aumenta la eficiencia y disminuye los lóbulos laterales . También permite el gran subreflector, proporcionando un buen rendimiento de baja frecuencia. La tecnología de hidroformado utilizada para hacer estas superficies es la misma que utiliza Andersen Manufacturing de Idaho Falls, Idaho para producir reflectores de satélite de bajo costo. El exclusivo montaje compacto con soporte de borde de marco interior permite un excelente rendimiento a bajo costo. El sistema de accionamiento emplea un tren de transmisión azimutal pasivo anti-backlash con resorte. La mayoría de los componentes fueron diseñados por Matthew Fleming y fabricados en Minex Engineering Corp. en Antioch, CA.

Al igual que con otros conjuntos , la enorme cantidad de información sensorial entrante requiere capacidad de procesamiento de conjunto en tiempo real para reducir el volumen de datos para almacenamiento. Para ATA-256, las tasas de datos promedio y el volumen total de datos para el correlador se estiman en 100 Mbyte/s y 15 Pbytes para el período de estudio de cinco años. ^{[ 40 ]} Experimentos como estudios transitorios superarán esta tasa significativamente. Los formadores de haces producen datos a una tasa mucho mayor (8 gigabytes por segundo (Gb/s)) pero solo una fracción muy pequeña de estos datos se archiva. En 2009, el hardware y software de detección de señales se llamó Prelude, que estaba compuesto por PC montados en rack aumentados por dos tarjetas aceleradoras personalizadas basadas en procesamiento de señales digitales (DSP) y chips de matriz de puertas programables en campo (FPGA). Cada módulo de detección programable (uno de los 28 PC) puede analizar 2  MHz de datos de entrada de doble polarización para generar espectros con una resolución espectral de 0,7  Hz y muestras de tiempo de 1,4 segundos. ^{[ 40 ]}

En 2009, el sistema contaba con una conexión a internet de 40 Mbit/s , suficiente para el acceso remoto y la transferencia de productos de datos para ATA-256. Se planificó una actualización a 40 Gbit/s , lo que permitiría la distribución directa de datos sin procesar para computación remota. ^{[ 40 ]}

• Instituto Carl Sagan – Instituto para la búsqueda de mundos habitables 
• Exoplaneta : planeta fuera del Sistema Solar. 
• Lista de radiotelescopios
• Instituto SETI – Organización de investigación sin fines de lucro 
• Búsqueda de inteligencia extraterrestre : Esfuerzo por encontrar civilizaciones que no sean de la Tierra. 
• setiQuest
• Deep Synoptic Array , un radiotelescopio más reciente también basado en un conjunto de antenas más pequeñas.

• Sitio web oficial
• "Sitio ATA del Laboratorio de Radioastronomía" . Archivado del original el 2 de septiembre de 2006. Consultado el 16 de noviembre de 2015 .
• La búsqueda continúa con el conjunto de telescopios Allen . Mountain View, California: Instituto SETI . 25 de marzo de 2004.
• Laboratorio de Radioastronomía, Universidad de California, Berkeley: Propuesta de la NSF, 15 de junio de 2005.
• https://web.archive.org/web/20111006031806/https://setistars.org/
• Minex Engineering Corporation en Antioch, California