Full Characterisation of the Polarisation Primary Beam of the GRAO 32-m Telescope

الكون مليء بقوى غير مرئية تشكل النجوم والمجرات، وحتى الفضاء الفاصل بينها. وتعد إحدى أقوى الطرق لدراسة هذه القوى هي مراقبة كيفية اهتزاز الضوء القادم من الأجرام البعيدة. هذا الاهتزاز، المعروف باسم الاستقطاب، يعمل مثل بصمة للمجالات المغناطيسية، حيث يكشف عن قوتها واتجاهها عبر الكون. وللقراءة هذه البصمات، يستخدم علماء الفلك أطباق راديوية عملاقة تجمع إشارات خافتة من الفضاء. ومع ذلك، فإن التلسكوب نفسه ليس مرآة مثالية؛ إذ يمكن لأسطحه المعدنية وهياكله الداخلية أن تسبب التواءً أو خلطاً طفيفاً لهذه الاهتزازات أثناء مرور الإشارة عبره. وإذا لم يفهم علماء الفلك بدقة كيف يغير تلسكوبهم الضوء، فقد يخطئون في اعتبار عيوب التلسكوب ظواهر كونية حقيقية، مما يؤدي إلى خرائط غير صحيحة للكون المغناطيسي.

قام فريق من الباحثين الآن بإنشاء خريطة ثلاثية الأبعاد دقيقة لكيفية تعامل تلسكوب مرصد غانا لعلم الفلك الراديوي بقطر 32 متراً مع هذه الاهتزازات. يقع هذا الطبق الكبير في كوتونسي بغانا، وهو أداة حيوية لعلم الفلك الأفريقي، قادرة على تتبع كل شيء بدءاً من النباضات وصولاً إلى ولادة النجوم. لم يقم العلماء ببساطة بتوجيه التلسكوب نحو السماء والتخمين حول أدائه، بل قاموا ببناء نموذج حاسوبي مفصل للطبق بأكمله، بما في ذلك مراياه المنحنية، ودعاماته، والمسار المعقد الذي تسلكه الموجات الراديوية لتصل إلى المستقبل. وباستخدام هذا النموذج، قاموا بمحاكاة استجابة التلسكوب للإشارات القادمة من كل اتجاه ممكن ضمن مجال رؤيته، وحساب كيفية خلط التلسكوب لأنواع مختلفة من الاستقطاب بدقة عند ترددين محددين يُستخدمان في الرصد.

تكشف الدراسة أن سلوك التلسكوب يتغير بناءً على موقع مصدر الضوء بالنسبة لمركز رؤية الطبق. وبينما يعمل التلسكوب بكفاءة عالية عند المركز تماماً، فإن أداءه يتغير كلما نظرت نحو حواف مجال رؤيته. ففي تردد 5.0 جيجاهرتز، وجد الباحثون أن شعاع الضوء المستقطب دائرياً ينزاح قليلاً، حيث تصل ذروة الدورانين المتعاكسين للإشارة إلى نقطتين تفصل بينهما مسافة تقارب 10 ثوانٍ قوسية. هذا الانزياح الضئيل، رغم صغره مقارنة بحجم الشعاع، يعد كبيراً بما يكفي لإحداث أخطاء منهجية إذا لم يتم أخذه في الاعتبار. أما عند تردد أعلى يبلغ 6.7 جيجاهرتز، فإن هذا الانزياح صغير جداً لدرجة لا يمكن لنموذجهم رصدها، مما يشير إلى أن التلسكوب أكثر استقراراً عند هذا التردد.

ولعل الأهم من ذلك هو أن الفريق اكتشف أن قدرة التلسكوب على الحفاظ على نقاء إشارات الاستقطاب تتدهور كلما ابتعدت عن المركز. ففي منتصف الشعاع، يكون الجهاز دقيقاً للغاية، حيث تصل درجة نقائه إلى 80 ديسيبل، مما يعني أنه يفصل أنواع الاهتزاز المختلفة بشكل شبه مثالي. ومع ذلك، عندما تتحرك الإشارة نحو حافة الشعاع الرئيسي، تنخفض هذه النقاء بشكل حاد، ويبدأ التلسكوب في تسريب كمية صغيرة من السطوع الكلي إلى قياسات الاستقطاب. وبحلول الوقت الذي تصل فيه الإشارة إلى الحلقة الأولى من الضوء الخافت المحيط بالشعاع الرئيسي، تصبح قدرة الجهاز على التمييز بين الاستقطاب الحقيقي والضجيج أضعف بكثير. كما وجد الباحثون أن التلسكوب أكثر كفاءة قليلاً عند تردد 5.0 جيجاهرتز، حيث يلتقط حوالي 56.4 في المائة من الإشارة المتاحة في شعاعه الرئيسي، مقارنة بـ 55.6 في المائة عند تردد 6.7 جيجاهرتز.

توفر هذه النتائج أساساً حيوياً لعمليات الرصد المستقبلية. ويؤكد الباحثون أنه لا يمكن وصف التلسكوب برقم واحد بسيط ينطبق على السماء بأكملها، بل إن سلوكه خاصية معقدة تعتمد على الاتجاه ويجب رسم خرائط لها بالتفصيل. ويعمل النموذج الحاسوبي الذي أنشأوه كخط أساس، ونقطة مرجعية يمكن لعلماء الفلك في المستقبل استخدامها لتصحيح بياناتهم. وعندما يُستخدم التلسكوب لاحقاً لرصد مصادر كونية حقيقية، سيتمكن العلماء من مقارنة القياسات الفعلية مقابل هذه الخريطة المحاكاتية لإزالة تأثير الجهاز نفسه. وهذا يضمن أنه عندما يرون أخيراً المجالات المغناطيسية للمجرات البعيدة أو الغاز المتدفق حول النجوم الوليدة، فإنهم يرون الكون كما هو حقاً، وليس كما عدله التلسكوب.