Matriz de campo amplio de Murchison

El Murchison Widefield Array ( MWA ) es un proyecto conjunto de un consorcio internacional de organizaciones para la construcción y operación de una red de radio de baja frecuencia . El término "Widefield" (campo amplio) se refiere a su extenso campo de visión (de aproximadamente 30 grados). Operando en el rango de frecuencias de 70 a 300  MHz, los principales objetivos científicos del MWA son detectar la emisión de hidrógeno atómico neutro de la Época de Reionización (EoR), estudiar el Sol , la heliosfera , la ionosfera terrestre y los fenómenos transitorios de radio , así como cartografiar el cielo radioeléctrico extragaláctico. Está ubicado en el Observatorio de Radioastronomía de Murchison (MRO).

Junto con el Australian Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP), también en el MRO, y dos radiotelescopios en Sudáfrica, el Hydrogen Epoch of Reionization Array (HERA) y MeerKAT , el MWA es uno de los cuatro precursores del proyecto internacional conocido como Square Kilometre Array (SKA).

El MWA se ubicaría en la estación Mileura, donde se habían realizado las pruebas iniciales ^{[ 1 ]} , para luego trasladarse al suroeste, a la estación Boolardy , en el interior de Australia Occidental , en el Observatorio de Radioastronomía de Murchison (MRO), a 800 kilómetros (500 millas) al norte de Perth . Esta ubicación ofrece un entorno radioeléctrico tranquilo y un clima estable para las observaciones. ^{[ 2 ]} El MRO es también la sede del Australian Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP) de CSIRO ^{[ 3 ]} y uno de los dos sitios seleccionados en Australia para el Square Kilometre Array (SKA). Además del vínculo geográfico, el MWA es uno de los cuatro telescopios precursores oficiales del SKA : instrumentos que proporcionan información instrumental, científica y operativa para ayudar a guiar el desarrollo del SKA, junto con dos sitios en Sudáfrica, HERA y MeerKAT. ^{[ 4 ]}  

El MWA fue concebido inicialmente como un instrumento de 512 teselas (512T) ^{[ 5 ]} que se construiría por etapas. La primera etapa fue un prototipo de 32 teselas (MWA-32T), que se construyó y operó con capacidad creciente durante el período 2007-2011, probando el hardware del telescopio y realizando observaciones científicas preliminares, incluidas observaciones iniciales de campos de la Era de Reionización. ^{[ 6 ]}

La primera fase del telescopio, denominada "Fase I MWA", alcanzó su plena finalización práctica a finales de 2012 ^{[ 7 ]} y completó su puesta en marcha el 20 de junio de 2013, antes de entrar en pleno funcionamiento. La Fase I MWA realiza una correlación cruzada completa de las señales de 128 teselas en fase, cada una de las cuales consta de 16 dipolos cruzados dispuestos en un cuadrado de 4×4. Como parte de un despliegue futuro planificado, durante la Fase I se instaló infraestructura en las instalaciones del MRO para permitir una eventual ampliación a 256 teselas. El coste total de la primera fase del proyecto fue de 51  millones de dólares australianos. ^{[ 8 ]}

En 2017, el telescopio recibió la actualización prevista, duplicando el número de antenas, lo que resultó en un aumento tanto de la resolución como de la sensibilidad. Este instrumento actualizado se conoce como "MWA Fase II". La Fase II se completó prácticamente en octubre de 2017 y se lanzó oficialmente el 23 de abril de 2018. La instalación de las antenas adicionales y la puesta en marcha del conjunto fueron dirigidas por el tercer director del MWA, Randall Wayth, mientras que las operaciones de los instrumentos de la Fase II han sido dirigidas por la cuarta directora, Melanie Johnston-Hollitt .

La tercera fase del proyecto comenzó en 2022 con la incorporación del correlador MWAX. A esto le siguieron mejoras en la instrumentación hasta 2025, con el despliegue de una nueva flota de receptores digitales, diseñados y construidos por la Colaboración MWA, liderada por el actual director de MWA, Steven Tingay. Estos receptores complementan los existentes, de modo que MWA ahora admite la correlación completa de las 256 antenas MWA. Esta mejora, conocida como «Fase III» de MWA, significa que la sensibilidad instantánea máxima de MWA se duplica y la salida de datos del telescopio se cuadruplica, proporcionando una visión más clara y amplia del universo.

El MWA es un instrumento intrínsecamente versátil con un campo de visión muy amplio, del orden de 30  grados, capaz de abarcar una amplia gama de objetivos científicos. En la Fase I, el conjunto proporcionó una gran cantidad de artículos científicos que cubren temas como la detección de regiones H II en el plano galáctico, los límites de la emisión de radio de planetas extrasolares, las observaciones de halos y reliquias en cúmulos de galaxias, la detección de fuentes de radio transitorias y el seguimiento de desechos espaciales. Dos de los resultados más significativos de la Fase I del MWA fueron:

• La primera detección de tubos de plasma en la ionosfera por la estudiante de pregrado Cleo Loi . ^{[ 9 ]} Loi ganó el Premio Bok 2015 de la Sociedad Astronómica de Australia por su investigación. ^{[ 10 ] [ 9 ]}
• El "Galactic and Extragalactic All-sky MWA" (o "GLEAM") es un estudio de 300.000 fuentes extragalácticas en 20 frecuencias entre 70 y 230  MHz que fue llevado a cabo por el MWA. ^{[ 11 ] [ 12 ]}

Un segundo estudio, GLEAM-X, se llevó a cabo durante 113 noches entre 2018 y 2020. ^{[ 13 ]}

Una antena MWA consta de una cuadrícula regular de cuatro por cuatro de elementos dipolo de doble polarización dispuestos sobre un plano de tierra de malla de acero de 4 m × 4 m . Cada antena (con sus 16 dipolos) se conoce como "baldosa". Las señales de cada dipolo pasan a través de un amplificador de bajo ruido (LNA) y se combinan en un conformador de haces analógico para producir haces de baldosa en el cielo. Los conformadores de haces se ubican junto a las baldosas en el campo. Las señales de radiofrecuencia (RF) de los haces de baldosa se transmiten a un receptor, cada uno de los cuales puede procesar las señales de un grupo de ocho baldosas. Por lo tanto, los receptores se ubican en el campo, cerca de grupos de ocho baldosas; los cables entre los receptores y los conformadores de haces transportan datos, energía y señales de control. La energía para los receptores proviene de un generador central. El receptor contiene elementos analógicos para acondicionar las señales antes del muestreo y la digitalización. El rango de frecuencia de 80 a 300  MHz se muestrea según Nyquist con alta precisión. Los elementos digitales del receptor (después del digitalizador) se utilizan para transformar los datos de series temporales al dominio de la frecuencia con una  resolución de 1,28 MHz  : 5 bits reales y 5 bits imaginarios para cada elemento de resolución. Los conjuntos de  canales de frecuencia gruesa de 1,28 MHz se transmiten mediante una conexión de fibra óptica al subsistema correlacionador, ubicado en el Centro de Procesamiento de Datos de CSIRO cerca del emplazamiento de MWA. MWA comparte las instalaciones de CSIRO con el programa ASKAP.

En la Fase I, la mayoría de las teselas (112) se distribuyeron a lo largo de una  región central de aproximadamente 1,5 km, formando una matriz con una calidad de imagen muy alta y un campo de visión de varios cientos de grados cuadrados con una resolución de varios minutos de arco. Las 16 teselas restantes se ubicaron fuera de la región central, lo que resultó en distancias de referencia de aproximadamente 3  km para permitir observaciones con mayor resolución angular.

En la Fase II, el MWA operó en dos configuraciones: una compacta y otra extendida, cada una con 128 teselas. La configuración compacta consta de siete receptores de la Fase I y 56 teselas, además de 72 teselas nuevas dispuestas en dos configuraciones hexagonales densas, cada una con 36 teselas muy juntas. Las nuevas superteselas hexagonales de la configuración compacta utilizan el concepto de "espaciamientos redundantes" para calibrar el conjunto con alta precisión y detectar la EoR. La configuración extendida consta de nueve receptores de la Fase I y 72 teselas originales, además de 56 teselas nuevas de línea de base larga que proporcionan distancias de línea de base de aproximadamente 5  km.

El subsistema correlacionador original consta de tarjetas de banco de filtros polifásicos (PFB) que convierten los  canales de frecuencia gruesa de 1,28 MHz en canales con  una resolución de frecuencia de 10 kHz para la correlación cruzada. Las tarjetas correlacionadoras multiplican las señales de todos los mosaicos para generar datos de visibilidad. Una señal de reloj distribuida controla la coherencia de los receptores en el campo y mantiene la sincronización del correlacionador. Este sistema solo puede procesar datos de 128 mosaicos; por lo tanto, aunque el conjunto actualmente consta de 256 mosaicos, solo la mitad se correlacionan a la vez, lo que da lugar a las dos configuraciones descritas anteriormente. La colaboración MWA planea reemplazar este correlacionador próximamente por una máquina más moderna, capaz de procesar datos de los 256 mosaicos.

El MWA se opera de forma remota mediante una interfaz con un paquete de software de Monitoreo y Control (M&C) alojado en una computadora dedicada ubicada en el Centro de Procesamiento de Datos de CSIRO en el sitio del MWA. El software M&C mantiene una descripción del estado del hardware y una base de datos basada en eventos que describe la programación de observaciones del instrumento. El software M&C controla varios elementos del sistema, incluyendo el apuntamiento y seguimiento de los formadores de haz, la selección de frecuencia de los receptores, los parámetros de correlación para el correlador y las funciones RTC/RTS, entre otros. El sistema M&C contribuye al archivo del MWA almacenando los metadatos del instrumento en una base de datos externa. Esto incluye tanto las configuraciones del instrumento para cada observación como la información de mantenimiento recopilada de los diversos componentes de hardware.

Los datos se transfieren desde el sitio al archivo MWA, ubicado al final de una conexión de red de alto ancho de banda. El archivo principal de datos MWA se encuentra en Perth , en el Centro de Supercomputación Pawsey . Desde diciembre de 2018, los datos resultantes, una vez calibrados inicialmente, se proporcionan a la comunidad astronómica internacional a través del nodo MWA del Observatorio Virtual Australiano de Todo el Cielo (ASVO). Importantes productos de datos procesados, generados por la Colaboración MWA, como la publicación inicial del estudio GLEAM, también están disponibles en diversas bases de datos científicas internacionales para su posterior análisis e interpretación.

Durante la Fase I, el consorcio MWA estaba compuesto inicialmente por 110 investigadores individuales procedentes de 12 instituciones de Australia, Nueva Zelanda, Estados Unidos e India. Nueva Zelanda se unió al consorcio a finales de 2011 y en 2014 se añadieron dos instituciones más de Estados Unidos, elevando el número total de organizaciones asociadas en la Fase I a 14. Al finalizar la Fase I, el consorcio MWA contaba con 160 científicos investigadores individuales.

La membresía del consorcio MWA se amplió sustancialmente para la Fase II con la admisión de Canadá, China y Japón, aunque India se retiró en ese momento. No obstante, al inicio de la Fase II, el MWA se había expandido a 21 organizaciones asociadas en seis países y contaba con 270 científicos miembros. La expansión de la colaboración fue en gran medida obra de la entonces presidenta de la junta directiva del MWA (enero de 2014 - enero de 2018) y exdirectora del MWA, Melanie Johnston-Hollitt .

Para 2024, el consorcio había aumentado significativamente el número de organizaciones asociadas con la incorporación de Suiza, alcanzando un total de 30 organizaciones asociadas en seis países y una membresía de 243 científicos individuales.

El proyecto MWA está compuesto por los siguientes líderes del consorcio a partir de 2025:

Hasta la fecha, la financiación del MWA ha sido proporcionada por instituciones asociadas y mediante asignaciones de agencias de financiación nacionales: el Ministerio de Desarrollo Económico de Nueva Zelanda (actualmente Ministerio de Negocios, Innovación y Empleo), la Fundación Nacional de Ciencias de los Estados Unidos , el Consejo Australiano de Investigación (ARC), la Estrategia Nacional Australiana de Infraestructura de Investigación Colaborativa (NCRIS), administrada por Astronomy Australia Ltd., y el Fondo Estratégico de Investigación Australia-India (AISRF). Además, el apoyo para el hardware informático del MWA se brindó a través de una Beca de Investigación Universitaria Compartida de IBM otorgada a la Universidad Victoria de Wellington y a la Universidad Curtin (Investigadores Principales: Johnston-Hollitt y Tingay).

• Lista de observatorios astronómicos
• LOFAR

• Contenido multimedia relacionado con el Murchison Widefield Array en Wikimedia Commons