Антенная решётка для изучения эпохи реионизации водорода

Между эпохой рекомбинации водорода в ранней Вселенной (соответствующей космологическому красному смещению z = 1100) и моментом, после которого межгалактический газ в значительной степени ионизован (z = 7 ± 1)^[7], существует большой временно́й интервал. Анизотропия реликтового излучения отражает структуру Вселенной в начале этого интервала, а глубокие оптические обзоры неба, такие как Слоуновский цифровой обзор неба (SDSS), исследуют её структуру после этого интервала. Однако данных, относящихся к периоду появления первого поколения звёзд (звёзд населения III типа) и самых ранних чёрных дыр, крайне мало.

Поскольку водород является самым распространённым химическим элементом во Вселенной (как в современной, так и в ранней), естественным способом изучения эпохи появления звёзд является определение доли ионизованного водорода (H II) в ранней Вселенной и анализ изменения этой доли с течением времени. Холодный атомарный (нейтральный) водород (H I) может наблюдаться по его излучению или поглощению излучения в спектральной линии с длиной волны 21 см, или частотой 1420 МГц (радиолиния нейтрального водорода). Если реионизация происходит при z = 6—8, то для земного наблюдателя эта спектральная линия должна быть смещена в красную область электромагнитного спектра, в диапазон частот около 150—200 МГц. Ряд инструментов, таких как PAPER (англ. Precision Array for Probing the Epoch of Reionization), LOFAR и Мурчисонская решётка широкого поля зрения, предназначены для регистрации этого излучения. Проект HERA также посвящён поиску этого излучения с более высокой чувствительностью.

Реликтовое излучение служит фоном, на котором можно наблюдать сигнал эпохи реионизации водорода. Холодный водород, существующий в эпоху, соответствующую космологическому красному смещению z, должен поглощать фотоны реликтового излучения, вызывая провал в его спектре и уменьшение интенсивности на длине волны 21 см ⋅ (z + 1). Тёплый водород в более поздние эпохи, с красным смещением z′ < z, должен испускать фотоны с длиной волны 21 см (в собственной системе покоя), увеличивая интенсивность наблюдаемого фонового излучения по сравнению с интенсивностью реликтового излучения на длине волны 21 см ⋅ (z′ + 1) для земного наблюдателя. После полной реионизации водорода нейтральных атомов больше нет и поэтому они не могут ни излучать, ни поглощать излучение на длине волны 21 см. Таким образом, анализ наблюдаемых изменений испускания и поглощения излучения в зависимости от красного смещения z и положения на небесной сфере позволит наложить строгие ограничения на модели формирования звёзд, галактик и сверхмассивных чёрных дыр.

После завершения строительства антенная решетка HERA будет состоять из 350 радиоантенн. Из них 318 антенн будут образовывать плотную сеть в форме правильного шестиугольника диаметром 300 м, и ещё 32 антенны будут рассеяны вокруг этого шестиугольника с меньшей плотностью распределения^[2] (рис. 1). Общая собирающая площадь всей решётки составит 54 000 м² (что сопоставимо с площадью бывшего радиотелескопа обсерватории Аресибо).

HERA представляет собой радиоинтерферометр, который измеряет взаимные корреляции между сигналами, поступающими от двух антенн в каждой антенной паре. Радиоинтерферометры, предназначенные для формирования изображений, обычно проектируются таким образом, чтобы минимизировать количество пар антенн с одинаковыми базами и тем самым обеспечить возможность измерения характеристик излучения на максимально возможном количестве пространственных частот^[8]. Однако антенны решётки HERA размещены в виде гексагональной решётки, что обеспечивает большое количество пар антенн с одинаковыми базами. Хотя такая конфигурация радиоинтерферометра снижает качество изображений, она позволяет суммировать сигналы от пар антенн с одинаковыми базами для увеличения отношения сигнал/шум.

Каждая антенна имеет перекрёстный дипольный облучатель, подвешенный над 14-метровой параболической тарелкой из проволочной сетки^[9]. Антенны неподвижны и направлены в зенит. Размер антенны выбран достаточно большим, чтобы любые стоячие волны внутри её конструкции имели частоты ниже 50 МГц, то есть находились вне изучаемого частотного диапазона. Антенны изготовлены из недорогих материалов, таких как древесина и трубы из ПВХ^[1].

Поскольку радиоинтерферометр HERA предназначен для регистрации излучения, подвергшегося сильному красному смещению, он будет вести наблюдения в низкочастотном диапазоне радиоволн — в интервале частот от 50 до 250 МГц^[10], который включает в себя сигналы радиовещания FM-диапазона, телевидения и множества других наземных источников. Причём, их мощность на много порядков превышает сигнал, который будет искать HERA, поэтому для минимизации этих помех HERA строится в малонаселённой пустыне Кару в Южной Африке^[3], недалеко от города Карнарвон.

Чтобы избежать помех от радиоизлучения Солнца, наблюдения будут проводиться в ночные часы. Кроме того, их нужно будет проводить за пределами галактической плоскости Млечного Пути, в которой также расположено множество источников космического радиоизлучения. Эти два условия ограничивают научные наблюдения HERA временны́м окном суммарной продолжительностью около 4 месяцев в год.

Ещё одной серьёзной технической проблемой является излучение источников переднего фона, таких как квазары и ионизованный межзвёздный газ нашей Галактики. Согласно расчётам, это излучение на 4—5 порядков интенсивнее сигналов эпохи рекомбинации, которые HERA будет попытаться обнаружить. Однако этот фон состоит из синхротронного и тормозного излучения, которые имеют широкий спектр без узких спектральных особенностей. Целью HERA является обнаружение формирующихся областей тёплого нейтрального и ионизованного водорода в межгалактическом газе, и эти области должны давать узкие детали спектра. Следовательно, спектральная полоса пропускания антенной решётки HERA должна иметь гладкую форму, чтобы при вычитании излучения переднего фона из обнаруженного сигнала оставшиеся узкие характеристики были обусловлены астрономическими объектами, а не спектральным откликом прибора^[11].

Из-за большой относительной ширины полосы пропускания антенной решетки HERA (что затрудняет вычитание сигнала переднего фона) и слабости космологического сигнала (примерно 10 мК) маловероятно, что HERA сможет получать высококачественные изображения отдельных структур в ионизующемся газе. Вместо этого она будет измерять спектр мощности флуктуаций в газе, подобно тому, как это делали ранние приборы для измерения характеристик реликтового излучения^[12].