Telescopio di grandi dimensioni - Large Millimeter Telescope
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| Nomi alternativi | LMT 
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| Parte di |
Telescopio dell'orizzonte degli eventi
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| Località | Sierra Negra |
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18°59′09″N 97°18′53″O / 18.985833333333°N 97.314722222222°W Coordinate: 18°59′09″N 97°18′53″O / 18.985833333333°N 97.314722222222°W
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| Organizzazione |
Istituto Nazionale di Astrofisica, Ottica ed Elettronica Università del Massachusetts Amherst
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| Altitudine | 4.640 m (15.220 piedi)
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| Costruito | 2001–2010
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| Prima luce | 17 giugno 2011
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| Stile telescopio | Telescopio riflettore Cassegrain radiotelescopio
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| Diametro | 50 m (164 piedi 1 pollice)
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| Diametro secondario | 2,5 m (8 piedi e 2 pollici)
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| Area di raccolta | 1.960 m 2 (21.100 piedi quadrati)
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| Lunghezza focale | 525 m (1.722 piedi e 5 pollici)
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| Montaggio |
montatura altazimutale
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| Sito web |
www
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  Posizione del telescopio di grandi dimensioni | |
 Mezzi correlati su Wikimedia Commons
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Il Large Millimeter Telescope ( LMT ) ( spagnolo : Gran Telescopio Milimétrico , o GTM ) -ufficialmente Large Milimeter Telescope Alfonso Serrano ( spagnolo : Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano )- è il più grande telescopio a singola apertura del mondo nella sua gamma di frequenze, costruito per l'osservazione onde radio nelle lunghezze d'onda da circa 0,85 a 4 mm. Ha una superficie attiva con un diametro di 50 metri (160 piedi) e 1.960 metri quadrati (21.100 piedi quadrati) di area di raccolta.
Si trova ad un'altitudine di 4850 metri in cima alla Sierra Negra , la quinta vetta più alta del Messico e compagno vulcanico estinto della montagna più alta del Messico , il Pico de Orizaba , all'interno del Parco Nazionale Pico de Orizaba nello stato di Puebla . Si tratta di un progetto congiunto binazionale messicano (70%) – americano (30%) dell'Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE) e dell'Università del Massachusetts Amherst .
Le osservazioni di lunghezze d'onda millimetriche usando l'LMT daranno agli astronomi una visione delle regioni che sono oscurate dalla polvere nel mezzo interstellare , aumentando così le nostre conoscenze sulla formazione stellare . Il telescopio è inoltre particolarmente adatto all'osservazione dei planetesimi del sistema solare e dei pianeti e dei dischi protoplanetari extrasolari che sono relativamente freddi ed emettono la maggior parte della loro radiazione a lunghezze d'onda millimetriche.
La missione della LMT è: 1) perseguire la ricerca pionieristica, 2) formare le future generazioni di scienziati e ingegneri e 3) sviluppare nuove tecnologie a beneficio della società. L'LMT studia principalmente oggetti termicamente freddi, la maggior parte dei quali associati a grandi quantità di polvere cosmica e/o gas molecolare. Tra gli oggetti di interesse ci sono: comete , pianeti , dischi protoplanetari , stelle evolute, regioni e galassie di formazione stellare , nubi molecolari , nuclei galattici attivi (AGN), galassie ad alto redshift, ammassi di galassie e fondo cosmico a microonde .
L'LMT è un sistema ottico Cassegrain curvato con una superficie primaria riflettente (M1) di 50 m di diametro formata da 180 segmenti, questi sono distribuiti in cinque anelli concentrici. Il numero di spicchi negli anelli, dal centro del piatto verso l'esterno sono: 12, 24 e 48 nei tre anelli più esterni. Ogni segmento è collegato alla struttura del telescopio tramite quattro attuatori , consentendo di avere una superficie primaria riflettente attiva . Inoltre, ogni segmento è formato da otto sottopannelli di nichel elettroformati di precisione . La superficie secondaria riflettente (M2) ha un diametro di 2,6 m, anch'essa costituita da nove sottopannelli in nichel elettroformato, ed è fissata al telescopio con un esapode attivo che consente una messa a fuoco precisa, offset laterali e inclinazioni. L'esapode è attaccato al telescopio tramite un tetrapode di metallo. Infine, la superficie terziaria riflettente (M3) è pressoché piana, ellittica con un asse maggiore di 1,6 m ed eroga il fascio di luce ai ricevitori.
Storia
INAOE e UMass-Amherst hanno firmato l'accordo per sviluppare il progetto Large Millimeter Telescope il 17 novembre 1994, ma la costruzione del telescopio non è iniziata fino al 1998. Le prime osservazioni sono state effettuate nel giugno 2011 a 1,1 e 3 mm utilizzando la camera AzTEC e Redshift Ricevitore di ricerca (RSR), rispettivamente. A maggio 2013 è iniziata la fase di Early Science, che ha prodotto oltre una dozzina di articoli scientifici. Il 22 ottobre 2012 il nome ufficiale del LMT è stato cambiato in "Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano" per onorare l'iniziatore del progetto, Alfonso Serrano Pérez-Grovas .
Strumentazione
Il set di strumentazione LMT è costituito da ricevitori eterodina e telecamere continue a banda larga, alcune delle quali ancora in fase di sviluppo:
Continuum a banda larga
- TolTEC
TolTEC è un polarimetro di imaging a tre bande che ha completato i test di laboratorio e dovrebbe essere installato e messo in servizio sull'LMT nell'autunno del 2021. Una volta installato, TolTEC riprenderà il cielo a tre bande (1,1, 1,4 e 2,1 millimetri) contemporaneamente utilizzando 7000 rivelatori di induttanza cinetica sensibili alla polarizzazione (KID). Ogni osservazione TolTEC produrrà nove immagini indipendenti - misurando l'intensità totale (I) e due parametri di Stokes (Q e U) in tutte e tre le bande. A causa della presenza quasi onnipresente di polvere nel nostro universo, la portata scientifica di TolTEC include la cosmologia, la fisica degli ammassi, l'evoluzione delle galassie e la formazione stellare lungo la storia dell'Universo, la relazione tra il processo di formazione stellare e le nubi molecolari, piccole corpi del Sistema Solare e molto altro ancora. Il progetto TolTEC è finanziato dalla National Science Foundation (NSF) .
Ricevitori eterodina
- SEQUOIA
SEQUOIA opera nella banda 85-116 GHz utilizzando un array criogenico sul piano focale di 32 pixel disposti in array 4×4 a doppia polarizzazione alimentati da trombe quadrate separate da 2*f*λ. Gli array sono raffreddati a 18K e utilizzano preamplificatori a circuito integrato a microonde monolitico (MMIC) a basso rumore di fosfuro di indio progettati da UMass per fornire un rumore caratteristico del ricevitore di 55K nell'intervallo 85-107 GHz, aumentando a 90K a 116 GHz.
- Ricevitore di ricerca Redshift (RSR)
Un nuovo ricevitore basato su MMIC progettato per massimizzare la larghezza di banda istantanea del ricevitore per coprire la finestra atmosferica di 90 GHz da 75 a 110 GHz in un'unica sintonizzazione. Il ricevitore ha quattro pixel disposti in una configurazione a doppio raggio e doppia polarizzazione. Le polarizzazioni ortogonali sono combinate nei trasduttori ortomodali basati su guida d'onda. La commutazione del raggio a 1 kHz nel cielo è ottenuta utilizzando un interruttore di polarizzazione a rotazione rapida di Faraday e una griglia metallica per scambiare i raggi riflessi e trasmessi a ciascun ricevitore. Questo ricevitore a banda ultra larga raggiunge in genere temperature di rumore < 50 K tra 75 e 110 GHz. Il ricevitore di ricerca Redshift ha un'eccezionale stabilità della linea di base perché non coinvolge parti meccaniche in movimento, quindi è adatto per il rilevamento di transizioni spostate verso il rosso della scala CO da galassie che formano stelle a distanze cosmologiche. Un innovativo sistema di autocorrelatore analogico a banda larga che copre l'intera gamma di 38 GHz con una risoluzione di 31 MHz (100 km/s a 90 GHz) funge da spettrometro di supporto.
Dismesso
- AzTEC
Telecamera millimetrica AzTEC sviluppata per funzionare a 1,1 mm. È formato da un array di bolometri a micromesh di nitruro di silicio 144 disposti in un pacchetto esagonale compatto e alimentato da un array di corni separati da 1,4 fλ. I rivelatori vengono raffreddati a ~250 mK all'interno di un criostato a ciclo chiuso da 3He , ottenendo una sensibilità di ~3 mJy Hz-1/2 pixel. Il campo visivo di AzTEC all'LMT è di 2,4 minuti d'arco quadrati e riesce a acquisire immagini completamente campionate attraverso il telescopio o riflettendo i movimenti della superficie secondaria.