Simons Observatorium

Das Simons Observatory befindet sich in der Atacama-Wüste im Norden von Chile auf dem Berg Chajnator innerhalb des Chajnator Science Preserve, auf einer Höhe von 5200 Metern. Das Simons Observatory wurde durch eine kombinierte 40,1-Millionen-US-Dollar-Spende der namensgebenden Simons Foundation und mehrerer beteiligter Universitäten ermöglicht. Die Gesamtkosten für das Observatorium betragen 110 Millionen US-Dollar, wovon 90 Millionen durch die Simons Foundation getragen wurden. Wissenschaftliche Ziele Eines der primären Ziele des Simons-Observatoriums sind Polarisationskarten des Himmels mit einer um eine Größenordnung höheren Empfindlichkeit als das Planck-Weltraumteleskop. Dies erlaubt einerseits eine bessere Messung von kosmologischen Parametern und zugleich eine Vielzahl wissenschaftlicher Studien. Beispiele sind Gravitationslinsen-Effekte in der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, das primordiale Bispektrum, und der thermische und kinematische Sunjajew-Seldowitsch-Effekt. Mit einer Entzerrung (delensing) des Polarisations-Signals wird es möglich sein, das Verhältnis von Tensor- zur Skalar-Leistungsdichte zu bestimmen. Die Himmelskartierung wird zudem einen Katalog von 16.000 Galaxienhaufen und über 20.000 extragalaktische Quellen liefern. Frequenzen Die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB) hat ihr Maximum bei einer Frequenz von 160 GHz. Bei dieser Frequenz und etwas darunter ist das Atmosphärische Fenster durchlässig. Deshalb arbeiten die meisten Detektoren des Simons-Observatoriums zwischen 90 und 150 GHz. Zur Separation anderer Strahlungsquellen, wie der Milchstraße, werden weitere Frequenzen von 27 GHz bis 280 GHz erfasst, da sich die anderen Strahlungsquellen spektral unterscheiden lassen. Teleskope Für einige der wissenschaftlichen Ziele ist eine Winkelauflösung erforderlich, die mit einem Teleskopdurchmesser bzw. Apertur von mehr als 5 Metern erreicht wird. Tatsächlich werden von der 6 Meter durchmessenden Öffnung nur 5,5 Meter genutzt, um andernfalls auftretende systematische Fehler zu vermeiden. Um für andere wissenschaftliche Ziele ein möglichst geringes Rauschen bei großen Skalen zu erreichen, wird das Teleskop durch 3 weitere Teleskope mit 0,5 Meter Apertur ergänzt. Das Large-Aperture Telescope (LAT) Das Large-Aperture Telescope hat ein Crossed Dragone Design und weist eine Apertur von 6 Metern auf. Bei einer Frequenz von 90 GHz hat es ein Sichtfeld von 7,8 Grad. Gebaut wurde es von Vertex Antennentechnik in Deutschland. Es gleicht im Design dem für höhere Frequenzen ausgelegten Fred Young Submillimeter Telescope. Die Detektoren des LAT sind in einem einzigen großen Kryostaten mit einem Durchmesser von über 2,4 Metern untergebracht. Dieser kann 13 sogenannte "optics tubes", bestehend aus drei gekühlten Linsen aus Silizium (diese refokussieren die Strahlung von der Fokusebene des Teleskops auf die Detektoren) und einer Lyot-Blende an einem Abbild des Primärspiegels bestehen (um zu verhindern, dass Streulicht von der Teleskopstruktur die Detektoren erreicht). Gegenwärtig sind von den "tubes" 7 bestückt, eine arbeitet bei 27 und 39 GHz, vier bei 93 und 145 GHz und zwei bei 225 und 280 GHz; die übrigen werden in den nächsten 2 Jahren eingesetzt. Der Kyrostat ist einer der größten, die jemals in der Millimeterwellen-Astronomie eingesetzt wurden. Small-Aperture Telescopes (SATs) Die Small-Aperture Telescopes sind Linsensteleskope, die drei asphärische Linsen aus Silizium und eine rotierende half wave plate verwenden. Jedes Teleskop hat ein Sichtfeld von über 35 Grad. Zusätzlich zu einer umgebenden ortsfesten Blende sind die Teleskope mit einer mitgeführten Blende ausgestattet, um Strahlung der Umgebung nicht durch eine Nebenkeule einzufangen. Detektoren Als Detektoren werden Phasenübergangsthermometer (TES) Bolometer genutzt. Diese werden innerhalb der Kryostate durch eine zweistufige Kühlung auf 100 mK temperiert. Die erste Stufe erfolgt durch Pulsröhrenkühler und erreicht 4 Kelvin, die zweite ist ein Mischungskryostat. Insgesamt werden etwa 60.000 Bolometer verwendet, etwa die Hälfte im LAT und der Rest in den SATs. Zum Auslesen der Detektoren wird eine als microwave multiplexing bezeichnete Methode angewendet. Zukünftig sollen einige der TES-Bolometer durch mKIDS ersetzt werden. Einzelnachweise