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

Het universum is gevuld met onzichtbare krachten die sterren, sterrenstelsels en de ruimte tussen hen in vormgeven. Een van de krachtigste manieren om deze krachten te bestuderen, is door te kijken naar hoe het licht van verre objecten vibreert. Deze vibratie, bekend als polarisatie, werkt als een vingerafdruk voor magnetische velden en onthult hun sterkte en richting door de kosmos. Om deze vingerafdrukken te lezen, gebruiken astronomen reusachtige radioschaaltjes die zwakke signalen uit de ruimte opvangen. De telescoop zelf is echter geen perfecte spiegel; de metalen oppervlakken en interne structuren kunnen deze vibraties subtiel verdraaien of mengen terwijl het signaal erdoorheen passeert. Als astronomen niet precies begrijpen hoe hun eigen instrument het licht verandert, kunnen ze de eigenaardigheden van de telescoop aanzien voor echte kosmische verschijnselen, wat leidt tot onjuiste kaarten van het magnetische universum.

Een team onderzoekers heeft nu een nauwkeurige, driedimensionale kaart gemaakt van hoe de 32-meter telescoop van de Ghana Radio Astronomy Observatory omgaat met deze vibraties. Gelegen in Kutunse, Ghana, is deze grote schotel een essentieel instrument voor de Afrikaanse astronomie, in staat om alles te volgen van pulsars tot de geboorte van sterren. De wetenschappers hebben de telescoop niet simpelweg op de hemel gericht en geraden hoe deze presteerde. In plaats daarvan bouwden ze een gedetailleerd computermodel van de gehele schotel, inclusief de gebogen spiegels, steunbalken en het complexe pad dat de radiogolven afleggen om de ontvanger te bereiken. Met behulp van dit model simuleerden ze hoe de telescoop reageert op signalen die uit elke mogelijke richting binnen zijn gezichtsveld komen, waarbij ze exact berekenden hoe het instrument verschillende soorten polarisatie mengt op twee specifieke frequenties die voor observatie worden gebruikt.

De studie laat zien dat de telescoop anders reageert afhankelijk van waar een lichtbron zich bevindt ten opzichte van het centrum van het gezichtsveld van de schotel. Hoewel de telescoop uitstekend presteert in het exacte centrum, verandert de prestatie naarmate men naar de randen van het gezichtsveld kijkt. Op een frequentie van 5,0 gigahertz ontdekden de onderzoekers dat de bundel van circulair gepolariseerd licht licht verschoven is, waarbij de twee tegengestelde spins van het signaal pieken op punten die bijna 10 boogseconden van elkaar gescheiden zijn. Deze kleine verschuiving, hoewel klein in vergelijking met de grootte van de bundel, is aanzienlijk genoeg om systematische fouten te veroorzaken als er geen rekening mee wordt gehouden. Op een hogere frequentie van 6,7 gigahertz is deze verschuiving zo klein dat deze niet kan worden opgelost door hun model, wat suggereert dat de telescoop bij die frequentie zelfs stabieler is.

Misschien wel het belangrijkste is dat het team ontdekte dat het vermogen van de telescoop om polarisatiesignalen zuiver te houden, afneemt naarmate men verder van het centrum weg beweegt. In het midden van de bundel is het instrument ongelooflijk nauwkeurig, met een zuiverheidsmaat die 80 decibel bereikt, wat betekent dat het de verschillende soorten vibratie bijna perfect scheidt. Echter, naarmate het signaal naar de rand van de hoofdbundel beweegt, neemt deze zuiverheid scherp af, en begint de telescoop een kleine hoeveelheid totale helderheid in de polarisatiemetingen te lekken. Tegen de tijd dat het signaal de eerste ring van zwakker licht rond de hoofdbundel bereikt, wordt het vermogen van het instrument om echte polarisatie van ruis te onderscheiden veel zwakker. De onderzoekers vonden ook dat de telescoop iets efficiënter is op 5,0 gigahertz, waarbij het ongeveer 56,4 procent van het beschikbare signaal in de hoofdbundel opvangt, vergeleken met 55,6 procent op 6,7 gigahertz.

Deze bevindingen bieden een cruciaal fundament voor toekomstige waarnemingen. De onderzoekers benadrukken dat de telescoop niet beschreven kan worden door één enkel, eenvoudig getal dat voor de hele hemel geldt. In plaats daarvan is het gedrag een complexe, richtingafhankelijke eigenschap die in detail in kaart moet worden gebracht. Het door hen ontwikkelde computermodel dient als basislijn, een referentiepunt dat toekomstige astronomen kunnen gebruiken om hun gegevens te corrigeren. Wanneer de telescoop uiteindelijk wordt gebruikt om echte kosmische bronnen te observeren, zullen wetenschappers de werkelijke metingen kunnen vergelijken met deze gesimuleerde kaart om de invloed van het instrument zelf te verwijderen. Dit zorgt ervoor dat wanneer zij uiteindelijk de magnetische velden van verre sterrenstelsels of de kolkende gaswolken rond pasgeboren sterren zien, zij het universum zien zoals het werkelijk is, en niet zoals de telescoop het heeft veranderd.