Дроти з нержавіючої сталі, які утворюють параболічний відбивач
Радіотелескоп Уті був розроблений і виготовлений за Індією с самотужки, без залучення закордонних технологій. Він був завершений у 1970 році[10] і продовжує залишатися одним із найчутливіших радіотелескопів у світі.
Відбивна поверхня телескопа складається з 1100 тонких дротів з нержавіючої сталі, які йдуть паралельно один одному по всій довжині циліндра і спираються на 24 керовані параболічні рами.
Масив із 1056 напівхвильових диполів перед 90-градусним кутовим відбивачем утворює основний фідер телескопа[9][11][12]. Телескоп має кутову роздільну здатність 2,3 градуса х 5,5 секунди[13].
Історія
Конструкція радіотелескопа була розроблена в липні 1963 року. Місцем будівництва обрали село Муторай поблизу Уті, і будівельні роботи почалися в 1965 році. Телескоп був завершений у 1970 році[14]. Нормальне використання після введення в експлуатацію та калібрування почалося в 1971 році.
Радіотелескоп Уті було модернізовано в 1992 році шляхом додавання фазованої решітки з 1056 фідерних диполів, кожен з яких мав власний малошумовий підсилювач. Нові фідери були встановлені вздовж фокусної лінії широкого параболічного циліндричного відбивача 530 м завдовжки та 30 м заввишки. Ці нові фідери втричі покращили чутливість телескопа. Висока чутливість системи живлення та велика збиральна площа антени дозволяли ефективно досліджувати такі астрофізичні явища, як пульсари, сонячний вітер, рекомбінаційні лінії, протогалактики[15], а також об'єкти Сонячної системи[16].
Станом на 2017, телескоп проходив масштабну модернізацію приймачів, результатом якої мала стати нова система під назвою Широкопольний масив Уті (Ooty Wide Field Array, OWFA). Широкопольний масив Уті спроєктовано як інтерферометричну мережу з 264 елементів, яка забезпечує значно більшу миттєву смугу пропускання та кут огляду порівняно з попередньою системою приймача Радіотелескопа Уті. Ця модернізація значно покращить можливості радіотелескопа для досліджень геліосфери. Крім того, очікується, що ця модернізація відкриє нові напрями досліджень, зокрема в галузі картографії інтенсивності на довжині хвилі нейтрального водню 21 см[17][18][19][20][21][22][23] та дослідження транзієнтних радіоджерел[24].
Особливості
Великі розміри телескопа забезпечують йому високу чутливість. Наприклад, він теоретично здатний виявляти сигнали від радіостанції потужністю 1 Вт, розташованої далеко в космосі на відстані 10 млн км від Землі[16]. Телескоп розташований на природному схилі з нахилом 11°, що відповідає широті місця розташування. Це забезпечує телескопу екваторіальне розташування, що дозволяє відстежувати небесні джерела протягом десяти годин у напрямку схід-захід[25]. У напрямку північ-південь телескоп працює як фазована решітка і керується зміною фази приймачів[11][26].
Телескоп може працювати в режимі повної потужності або кореляції. У кожному режимі формується 12 пучків: промінь 1 — крайній з півдня, а промінь 12 — крайній з півночі. Ці 12-променеві системи корисні для огляду неба. Нещодавно було відремонтовано відбивну поверхню Радіотелескопа Уті. Співробітники Дослідницького інституту Рамана з Бангалуру створили нову цифрову приймальну апаратуру для телескопа[16].
Зараз телескоп використовується в основному для спостереження міжпланетного мерехтіння, яке може надати цінну інформацію про сонячний вітер і магнітні бурі, які впливають на навколоземне середовище[9]. Спостереження міжпланетного мерехтіння надають дані для розуміння змін космічної погоди та її передбачуваності[6].
Поточні проєкти
Спостереження міжпланетного мерехтіння[29], отримані за допомогою радіотелескопа Уті на великій кількості радіоджерел, дозволяють визначати денні зміни швидкості сонячного вітру та досліджувати турбулентність у внутрішній геліосфері[30][31].
↑Cylindrical Palaboloyds telescopes. web listing. Buzzle.com. Архів оригіналу за 24 жовтня 2007. Процитовано 4 лютого 2011.{{cite web}}: Обслуговування CS1:Сторінки з посиланнями на джерела, що мають непридатні URL (посилання)
↑Selvanayagam, A. J.; Praveenkumar, A.; Nandagopal, D.; Velusamy, T. (1 липня 1993). Sensitivity Boost to the Ooty Radio Telescope: A New Phased Array of 1056 Dipoles with 1056 Low Noise Amplifiers. IETE Technical Review. 10 (4): 333—339. doi:10.1080/02564602.1993.11437351. ISSN0256-4602.
↑Ali, Sk. Saiyad; Bharadwaj, Somnath (2014). Redshifted 21 cm HI signal from post-reionization era: 326.5 MHz ORT experiments. Astronomical Society of India Conference Series. 13: 325—327. Bibcode:2014ASInC..13..325A.
↑Sarkar, Anjan Kumar; Bharadwaj, Somnath; Ali, Sk. Saiyad (1 березня 2017). Fisher Matrix-based Predictions for Measuring the z = 3.35 Binned 21-cm Power Spectrum using the Ooty Wide Field Array (OWFA). Journal of Astrophysics and Astronomy. 38 (1): 14. arXiv:1703.00634. Bibcode:2017JApA...38...14S. doi:10.1007/s12036-017-9432-2. ISSN0250-6335.
↑Sarkar, Anjan Kumar; Bharadwaj, Somnath; Guha Sarkar, Tapomoy (1 травня 2018). Predictions for measuring the cross power spectrum of the HI 21-cm signal and the Lyman-alpha forest using OWFA. Journal of Cosmology and Astro-Particle Physics. 2018 (5): 051. arXiv:1804.00454. Bibcode:2018JCAP...05..051S. doi:10.1088/1475-7516/2018/05/051. ISSN1475-7516.
