Conjunto de la época de la reionización del hidrógeno

El Hydrogen Epoch of Reionization Array ( HERA ; Investigador Principal Aaron Parsons ^{[ 1 ]} ) es un radiotelescopio dedicado a observar la estructura a gran escala durante y antes de la época de la reionización . HERA es un instrumento precursor del Square Kilometre Array (SKA), destinado a observar el universo temprano y a ayudar en el diseño del SKA completo. Junto con MeerKAT , también en Sudáfrica, y dos radiotelescopios en Australia Occidental , el Australian SKA Pathfinder (ASKAP) y el Murchison Widefield Array (MWA), HERA es uno de los cuatro precursores del SKA final. ^{[ 2 ]} Está ubicado en el Parque Nacional Meerkat .

Existe un amplio intervalo de tiempo entre la época de recombinación del universo ( z = 1100) y el momento (z = 7 ± 1 ^{[ 3 ]} ) después del cual el gas intergaláctico se reioniza en gran medida. Los estudios del fondo cósmico de microondas (CMB) han mostrado la estructura del universo al comienzo de este intervalo, y los sondeos ópticos profundos como el Sloan Digital Sky Survey muestran la estructura después de este intervalo de tiempo, pero hay pocos datos disponibles del momento en que aparecieron la primera generación de estrellas y los primeros agujeros negros. Dado que el hidrógeno era, con mucho, el elemento más común en el universo primitivo, una forma natural de examinar la época en que aparecieron las estrellas es observar la fracción de hidrógeno que está ionizado. Los astrónomos observan el hidrógeno atómico frío con la línea espectral de 21 cm (1420 MHz) . Suponiendo que la reionización ocurre en z = 6 a 8, se esperaría ver esta línea espectral desplazada hacia el rojo en un rango de frecuencia alrededor de 150 a 200 MHz. Diversos instrumentos, como PAPER , LOFAR y MWA, han estado buscando esta radiación. HERA es un proyecto para buscarla con mayor sensibilidad.

La radiación cósmica de fondo (CMB) proporciona una pantalla de fondo sobre la cual se observa la señal de reionización del hidrógeno. El hidrógeno gaseoso muy frío absorbe los fotones de la CMB, produciendo una disminución en su señal. El hidrógeno caliente emite fotones de 21 cm (en el sistema de referencia propio), aumentando el brillo del cielo por encima del que proporciona la CMB. Una vez que el hidrógeno se reioniza completamente, la CMB ya no se ve afectada por las transiciones de la línea de 21 cm del hidrógeno neutro. Observar cómo varían la absorción y la emisión en función del corrimiento al rojo (z) y de la posición en el cielo proporcionará restricciones precisas a los modelos de formación de estrellas, galaxias y agujeros negros supermasivos.

HERA observará en la banda de frecuencia de 50 a 250 MHz. ^{[ 4 ]} Este rango de frecuencia incluye señales de radiodifusión para FM , televisión y muchas otras fuentes terrestres. Estas señales serán varios órdenes de magnitud más fuertes que la señal que HERA busca, por lo que para minimizar esta interferencia, HERA se está construyendo en el desierto de Karoo, escasamente poblado , en Sudáfrica, cerca de Carnarvon .

La interferencia del Sol también dificulta las observaciones, lo que las limita a las horas nocturnas. Además, debe evitarse el plano galáctico de la Vía Láctea. Estas dos limitaciones restringen las observaciones científicas de HERA a un período de observación anual de aproximadamente cuatro meses.

Otro desafío técnico importante es la emisión de fuentes de primer plano, como cuásares y gas ionizado dentro de la Vía Láctea. Se espera que esta emisión sea de cuatro a cinco órdenes de magnitud más fuerte que las señales de la época de recombinación que HERA intentará detectar. Sin embargo, este primer plano está compuesto por emisión sincrotrónica y de interacción libre-libre , que no presenta características espectrales estrechas. En contraste, el objetivo de HERA es detectar la formación de regiones neutras cálidas e ionizadas dentro del gas intergaláctico, y esas regiones deberían producir características espectrales estrechas. El conjunto de antenas de HERA debe tener un ancho de banda espectral suave para que, al restar la emisión de primer plano de la señal detectada, las características estrechas restantes provengan de los objetos astronómicos y no de la respuesta espectral del instrumento. ^{[ 5 ]}

HERA es un radiointerferómetro que correlaciona las señales de pares de antenas individuales. Los radiointerferómetros destinados a la obtención de imágenes suelen diseñarse para minimizar el número de líneas base idénticas, con el fin de medir la emisión en el mayor número posible de frecuencias espaciales para la reconstrucción de imágenes. ^{[ 6 ]} En contraste, las antenas del conjunto HERA están dispuestas en un patrón hexagonal , lo que proporciona un gran número de líneas base idénticas. Si bien esta geometría reduce la calidad de las imágenes que HERA puede producir, permite sumar las señales de líneas base idénticas para mejorar la relación señal-ruido.

Las antenas individuales cuentan con una alimentación de dipolo cruzado suspendida sobre una antena parabólica de malla metálica de 14 metros . ^{[ 7 ]} Las antenas no son orientables; apuntan hacia el cenit. El tamaño de la antena se seleccionó para que fuera lo suficientemente grande como para que cualquier onda estacionaria dentro de la estructura de la antena estuviera en frecuencias inferiores a 50 MHz, fuera de la banda de frecuencia de interés. Las antenas están construidas con materiales de bajo costo, como madera y tubos de PVC . ^{[ 8 ]}

Una vez completada, la red constará de 350 antenas (318 en un núcleo hexagonal densamente agrupado de 300 metros de diámetro y 32 en antenas auxiliares más distantes). ^{[ 9 ]} El área total de captación será de 54 000 m², similar a la del Observatorio de Arecibo .

Debido al gran ancho de banda fraccional del conjunto (que complica la sustracción de la señal de primer plano) y a la debilidad de la señal cosmológica (aproximadamente 10 milikelvin), es improbable que HERA produzca imágenes de alta calidad de estructuras individuales dentro del gas reionizante. En cambio, el conjunto medirá el espectro de potencia de las fluctuaciones en el gas, de forma similar a como lo hacían los primeros instrumentos del CMB. ^{[ 10 ]}

• Sitio web oficial
• El proyecto Hydrogen Epoch of Reionization Array (coloquio CfA de 2016 sobre HERA) en YouTube 1:04:22