Observatorio de Parkes

El instrumento de observación principal es el telescopio de plato móvil de 64 metros (210 pies) , el segundo más grande del hemisferio sur y uno de los primeros grandes platos móviles del mundo ( el DSS-43 en Tidbinbilla se amplió de 64 metros (210 pies) a 70 metros (230 pies) en 1987, superando al de Parkes). ^{[ 7 ]}   

La parte interior del plato es de aluminio macizo y la zona exterior de una fina malla de aluminio, ^{[ 8 ]} creando su distintiva apariencia bicolor.

A principios de la década de 1970, los paneles exteriores de malla fueron reemplazados por paneles de aluminio perforados. La superficie interior lisa se mejoró en 1975, lo que proporcionó capacidad de enfoque para microondas de longitud centimétrica y milimétrica . ^{[ 9 ]}

El revestimiento interior de aluminio se amplió a un diámetro de 55 metros (180 pies) en 2003, mejorando las señales en 1 dB . ^{[ 10 ]} 

El telescopio cuenta con una montura altazimutal . Se guía mediante un pequeño telescopio simulado ubicado dentro de la estructura, en el mismo eje de rotación que la antena parabólica, pero con una montura ecuatorial . Ambos se sincronizan dinámicamente al seguir un objeto astronómico mediante un sistema de guiado láser . Este sistema primario-secundario fue diseñado por Barnes Wallis .

La cabina de enfoque se ubica en el foco de la antena parabólica, sostenida por tres puntales a 27 metros (89 pies) por encima de la misma. La cabina contiene múltiples detectores de radio y microondas , que pueden conectarse al haz de enfoque para diferentes observaciones científicas. 

Estos incluyen: ^{[ 11 ]}

• Receptor de 1050 centímetros (34,4 pies) (reemplazado ahora por UWL) 
• El receptor multihaz: un receptor de 13 bocinas enfriado a −200 °C (−328,0 °F; 73,1 K) para la línea de hidrógeno de 21 centímetros (8,3 pulgadas) . ^{[ 12 ] [ 13 ]}    
• Receptor H-OH (ahora reemplazado por UWL)
• Receptor GALILEO (ahora reemplazado por UWL)
• Receptores multibanda AT, que cubren las bandas de 2,2-2,5, 4,5-5,1 y 8,1-8,7  GHz.
• METH6, que abarca de 5,9 a 6,8  GHz.
• MARS (receptor de banda X), que cubre de 8,1 a 8,5  GHz.
• Banda Ku, que abarca de 12 a 15  GHz.
• 13MM (receptor de banda K), que cubre de 16 a 26  GHz.
• Receptor de banda ultraancha baja (UWL): instalado en 2018, puede recibir simultáneamente señales de 700  MHz a 4  GHz. ^{[ 14 ]} Se enfría a −255 °C (−427,0 °F; 18,1 K) para minimizar el ruido y permitirá a los astrónomos trabajar en más de un proyecto a la vez. ^{[ 6 ] [ 15 ]}   

La antena "Kennedy Dish" de 18 metros (59 pies) fue trasladada desde el Observatorio Fleurs (donde formaba parte del Telescopio Mills Cross ) en 1963. Montada sobre rieles y alimentada por un motor de tractor para permitir variar fácilmente la distancia entre la antena y la antena principal, se utilizó como interferómetro con esta última. La inestabilidad de fase debida a un cable expuesto redujo su capacidad de apuntamiento, pero se pudo utilizar para identificar distribuciones de tamaño y brillo. En 1968 demostró con éxito que los lóbulos de las radiogalaxias no se expandían y, en la misma época, contribuyó a las investigaciones de la línea de hidrógeno y del OH . Como antena independiente, se utilizó para estudiar la Corriente Magallánica . ^{[ 16 ]} 

Se utilizó como antena de enlace ascendente en el programa Apolo, ya que el telescopio Parkes, de mayor tamaño, solo recibe señales. ^{[ 17 ]} Se conserva en el Centro Nacional de Telescopios de Australia. ^{[ 18 ]}

El observatorio forma parte de la red de radiotelescopios del Australia Telescope National Facility . La antena parabólica de 64 metros (210 pies) se utiliza frecuentemente junto con el Australia Telescope Compact Array en Narrabri , el conjunto ASKAP en Australia Occidental y una antena parabólica individual en Mopra , telescopios operados por la Universidad de Tasmania , así como telescopios de Nueva Zelanda, Sudáfrica y Asia para formar un conjunto de interferometría de muy larga base (VLBI) . 

década de 1960

• Fue construido en 1961 y entró en pleno funcionamiento en 1963.
• Una serie de ocultaciones lunares de la fuente de radio 3C 273, observadas por el Telescopio Parkes en 1962, se utilizaron para localizar su posición exacta, lo que permitió a los astrónomos encontrar y estudiar su componente visual. Pronto denominadas "fuentes de radio cuasiestelares" ( cuásares ), la observación de Parkes fue la primera vez que este tipo de objeto se asoció con una contraparte óptica. ^{[ 19 ]}
• Entre 1964 y 1966,  se llevó a cabo y publicó un estudio de todo el cielo austral a 408 MHz (primera versión del Catálogo de Fuentes de Radio de Parkes ), encontrando más de 2000 fuentes de radio, incluyendo muchos cuásares nuevos. ^{[ 20 ]}
• El segundo estudio de todo el cielo a 2700  MHz comienza en 1968 (se completó en 1980). ^{[ 20 ]}

década de 1990

• En junio y noviembre de 1990, Parkes colaboró ​​con el Instituto Tecnológico de Massachusetts y el Observatorio Nacional de Radioastronomía para realizar un  estudio de todo el cielo a 5 GHz (6 cm) (los estudios Parkes-MIT-NRAO (PMN)). El telescopio estaba equipado con un receptor multihaz del NRAO que operaba a una frecuencia de 4850  MHz. ^{[ 20 ] [ 21 ]}
• Entre 1997 y 2002, llevó a cabo el sondeo de hidrógeno neutro HI Parkes All Sky Survey (HIPASS) , el mayor sondeo a ciegas de galaxias en la línea de hidrógeno (línea de 21 centímetros o línea HI) realizado hasta la fecha.

década de 2000

• Más de la mitad de los púlsares conocidos hasta la fecha fueron descubiertos por el Observatorio de Parkes.
• Componente vital delEl programa Parkes Pulsar Timing Array ^{[ 22 ]} para detectar ondas gravitacionales forma parte del International Pulsar Timing Array (IPTA), más amplio, que también incluye el North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav) y el European Pulsar Timing Array (EPTA).

Las ráfagas de radio rápidas se descubrieron en 2007 cuando Duncan Lorimer de la Universidad de Virginia Occidental asignó a su estudiante David Narkevic que revisara los datos de archivo registrados en 2001 por la antena parabólica de Parkes. ^{[ 23 ]} El análisis de los datos del estudio encontró una ráfaga dispersa de 30 jansky que ocurrió el 24 de julio de 2001, ^{[ 24 ]} menos de 5 milisegundos de duración, ubicada a 3° de la Pequeña Nube de Magallanes . ^{[ 25 ]} En ese momento se teorizó que las FRB podrían ser señales de otra galaxia, emisiones de estrellas de neutrones o agujeros negros. ^{[ 26 ]} Resultados más recientes confirman que los magnetares , un tipo de estrella de neutrones altamente magnetizada, pueden ser una fuente de ráfagas de radio rápidas. ^{[ 27 ]}

En 1998, el telescopio Parkes comenzó a detectar ráfagas de radio rápidas y señales de aspecto similar llamadas perytones . Se creía que los perytones eran de origen terrestre, como la interferencia de rayos. ^{[ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]} En 2015 se determinó que los perytones eran causados ​​por miembros del personal que abrían la puerta del horno de microondas de la instalación durante su ciclo. ^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]} Cuando se abría la puerta del horno de microondas,  las microondas de 1,4 GHz de la fase de apagado del magnetrón podían escapar. ^{[ 35 ]} Pruebas posteriores revelaron que se puede generar un perytón a 1,4  GHz cuando se abre prematuramente la puerta de un horno de microondas y el telescopio está en un ángulo relativo apropiado. ^{[ 36 ]}

El telescopio ha sido contratado para ser utilizado en una búsqueda de señales de radio de tecnologías extraterrestres para el proyecto financiado en gran medida Breakthrough Listen . ^{[ 37 ] [ 38 ]} El papel principal del Telescopio Parkes en el programa será realizar un estudio del plano galáctico de la Vía Láctea en el rango de 1,2 a 1,5  GHz y una búsqueda dirigida de aproximadamente 1000 estrellas cercanas en el rango de frecuencia de 0,7 a 4  GHz.

Cuando Buzz Aldrin encendió la cámara de televisión del módulo lunar , tres antenas de seguimiento recibieron las señales simultáneamente. Se trataba de la antena Goldstone de 64 metros (210 pies) en California, la antena de 26 metros (85 pies) en Honeysuckle Creek , cerca de Canberra, en Australia, y la antena parabólica de 64 metros (210 pies) en Parkes.   

Dado que iniciaron la caminata espacial temprano, la Luna apenas se encontraba sobre el horizonte y fuera del alcance visual del receptor principal de Parkes. Si bien lograron captar una señal de calidad del receptor fuera del eje, la transmisión internacional alternó entre las señales de Goldstone y Honeysuckle Creek, siendo esta última la que finalmente transmitió los primeros pasos de Neil Armstrong en la Luna a todo el mundo. ^{[ 45 ] [ 39 ]}

Poco menos de nueve minutos después del inicio de la transmisión, la Luna se elevó lo suficiente como para ser captada por la antena principal, y la transmisión internacional cambió a la señal de Parkes. La calidad de las imágenes de televisión de Parkes era tan superior que la NASA mantuvo a Parkes como fuente de la transmisión durante el resto de las 2,5 horas de emisión. ^{[ 46 ] [ 39 ] : 287–288}

En los días previos al alunizaje, ráfagas de viento superiores a 100 km/h (62 mph) impactaron el telescopio de Parkes, y este operó fuera de los límites de seguridad durante toda la caminata lunar. ^{[ 39 ] : 300–301}  

En 2012, el observatorio recibió señales especiales del rover Opportunity (MER-B) de Marte para simular la radio UHF del rover Curiosity . ^{[ 47 ]} Esto ayudó a prepararse para el aterrizaje del Curiosity (MSL) previsto para principios de agosto , que tuvo lugar con éxito el 6 de agosto de 2012. ^{[ 47 ]}