ASTROFÍSICA ESPACIAL

Jesús Martín-Pintado MartínObservatorio Astronómico Nacional

martin@oan.esNecesidad del espacio en astrofísica Requerimientos técnicosExploración del sistema solar Más allá del sistema solar: Telescopios

espaciales

Herramientas para el estudio del Universo

• Radiación electromagnética• Rayos Cósmicos

• Sondas• Análisis de muestras in situ • Toma de muestras y retorno a la tierra

Necesidad del espacio en astrofísica

Parcialmente desdeParcialmente desde la Tierra ==> la Tierra ==>

SatélitesSatélites

ExploraciónExploración

espacialespacial

•Energía en forma de ondas electromagneticas Energía en forma de ondas electromagneticas viajando a la velocidad de la luzviajando a la velocidad de la luz•Energia de la radiación <> longitud de ondaEnergia de la radiación <> longitud de onda

Radiación electromagnética

Visible:Visible: 10103 -3 -10104 4 K : estrellas, K : estrellas, planetas y nebulosas calientesplanetas y nebulosas calientesUV:UV: 10104 -4 -10106 6 K : estrellas calientes, K : estrellas calientes, supernovassupernovasRayos X:Rayos X: 10106 -6 -10108 8 K : supernovas, K : supernovas, cúmulos de galaxias,cúmulos de galaxias,discos de acrección en agujeros discos de acrección en agujeros negros negros Rayos gamma:Rayos gamma: >> 10108 8 K : discos de K : discos de acrección en agujeros negros, acrección en agujeros negros, aniquilación materia-antimateria, ...aniquilación materia-antimateria, ...

Radio:Radio: < 1 K-10 < 1 K-1022 K: materia fria y K: materia fria y electrones energéticoselectrones energéticos

IR:IR: 10 1022- 10- 103 3 K : polvo caliente, K : polvo caliente, planetas, estrellas fríasplanetas, estrellas frías

Universo en todo su explendorNecesita observar todo el espectro electromagnéticoNecesita observar todo el espectro electromagnético

!PROBLEMA: LA ATMOFERA!!PROBLEMA: LA ATMOFERA!•Absorción:Absorción:

•Radio, IR, Radio, IR, UV, rayos X UV, rayos X y Gammay Gamma

•Perdida de :Perdida de :• nitideznitidez• precisiónprecisión

•Tamaño TierraTamaño Tierra

En general la resolución angular depende de:En general la resolución angular depende de:Longitud de onda /diámetro telescopio Longitud de onda /diámetro telescopio

==>Visible, IR e incluso radio la resolución depende ==>Visible, IR e incluso radio la resolución depende de la atmósfera para diametros > 20 cm (VeR)de la atmósfera para diametros > 20 cm (VeR)

•Afecta : telescopios e interferometrosAfecta : telescopios e interferometros

El vapor de agua atmosférico afecta la observación:El vapor de agua atmosférico afecta la observación:==>Imposilidad de medir variaciones de brillo pequeñas==>Imposilidad de medir variaciones de brillo pequeñas

•Afecta: sismologia de estrellas y radiación de fondoAfecta: sismologia de estrellas y radiación de fondo

Tamaño de la Tierra:Tamaño de la Tierra:==>Limita el tamaño de los interferometros==>Limita el tamaño de los interferometros

•Afecta: Estudios de muy alta resolución angular Afecta: Estudios de muy alta resolución angular

Requerimientos técnicos especificos

El espacio es ideal para instalar los telescopiosEl espacio es ideal para instalar los telescopios¿en el futuro en la ¿en el futuro en la luna?luna?

Viabiliadad limitada debido aViabiliadad limitada debido a

•Masa del satelite Masa del satelite •Consumo de energíaConsumo de energía•Resistencia a la aceleración del lanzamientoResistencia a la aceleración del lanzamiento•Resistencia al bombardeo de Rayos CósmicosResistencia al bombardeo de Rayos Cósmicos•Contaminación del espacioContaminación del espacio •Velocidadad de las sondas limitadasVelocidadad de las sondas limitadas•Capacidad de recogida de muestras limitadaCapacidad de recogida de muestras limitada•Laboratorios muy especificos para análisisLaboratorios muy especificos para análisis•……..

Lanzadores a orbita geoestacionaria

• UE: Ariane 5 5650 kg

• EEUU: Titan-2 4900 kg

• Rusia: Zenit-3 5400 kg

• Japón: H-II 4000 kg

• China: CZ3B 4800 kg

Coste: 30.000 Mpts

Ariane 5Ariane 5

EnergíaEnergía

Habitualmente: Habitualmente: paneles solares y bateriaspaneles solares y baterias

Gran limitación de potencia por tamaño y pesoGran limitación de potencia por tamaño y pesoy distancia al sol y distancia al sol

Sondas a los planetas exteriores: Sondas a los planetas exteriores: energia nuclearenergia nuclearGeneradores termoeléctricos de isotopos radiactivosGeneradores termoeléctricos de isotopos radiactivos

Ni fusión ni fisión. Plutonio 238 Ni fusión ni fisión. Plutonio 238 Usados en 23 misones desde 1961Usados en 23 misones desde 1961

Voyager 1-2:Voyager 1-2: 30 Kg: 30 Kg: 470 w470 w a 30 volt (ahora 315 y 319 w) a 30 volt (ahora 315 y 319 w) Cassini :Cassini : 33 Kg: 33 Kg: 870 w870 w a 30 volt a 30 volt

Accidente en 1996Accidente en 1996Mars96 con 270 grMars96 con 270 gr

Velocidad de las sondas limitadasVelocidad de las sondas limitadasVoyager 1 a 12.144Mkm viajando a 40.602 km/horaVoyager 2 a 9.526 Mkm viajando a 33.858 km/horaEstrella más próxima a 30.000.000 Mkm

Necesidad de aprovechar:Necesidad de aprovechar:

•Empuje gravitatorioEmpuje gravitatorio

•Estudios de varios objetosEstudios de varios objetos

UlisesUlises

La sonda Galileo es un buen ejemploLa sonda Galileo es un buen ejemplo

GraspaGraspa Ida +lunaIda +luna

VenusVenus TierraTierra

Cometa SL-9 Cometa SL-9 SondaSonda

Volcan en Io a 200 kmVolcan en Io a 200 km

Futuro:Futuro: recogida de muestras y recogida de muestras y analisis en la Tierra en laboratorio analisis en la Tierra en laboratorio específicosespecíficos

La sonda americana STARDUST sobrevolarán el cometa P/Wild2 en enero de 2004 tomará material de la coma para su análisis en la Tierra. La capsula regresará a la Tierra en enero de 2006

La sonda japonesa Nurses C (2002) Nurses C (2002) traerá material de la superficie de un asteroide

Exploración del sistema solar: Exploración del sistema solar: HistoriaHistoria

ObjetoObjeto SondaSonda PaísPaís AcciónAcción AñoAñoTierraTierra Sputnik1Sputnik1 URSSURSS OrbitaOrbita 19571957Luna Luna Luna1Luna1 URSS URSS vuelovuelo 19591959SolSol Pioneer5Pioneer5 EEUU EEUU Vuelo Vuelo 19591959MercurioMercurio Mariner10Mariner10 EEUUEEUU VueloVuelo 19731973VenusVenus Venera1Venera1 URSSURSS VueloVuelo 19611961MarteMarte Mariner4Mariner4 EEUUEEUU VueloVuelo 19771977JupiterJupiter Voyager1Voyager1 EEUUEEUU Vuelo Vuelo 1977 1977 SaturnoSaturno Voyager1Voyager1 EEUUEEUU Vuelo Vuelo 19771977UranoUrano Voyager2Voyager2 EEUUEEUU Vuelo Vuelo 19771977NeptunoNeptuno Voyager2Voyager2 EEUUEEUU Vuelo Vuelo 19771977Plutón Pluto/KuiperPlutón Pluto/Kuiper EEUUEEUU VueloVuelo 2004*2004*AsteroideAsteroide GalileoGalileo EEUU/UEEEUU/UE VueloVuelo 19891989HalleyHalley GiottoGiotto UEUE VueloVuelo 19851985

MercurioMercurio Mariner10 : Primer sistema para tomar imágenes Mariner10 : Primer sistema para tomar imágenes -10.000 imágenes 57% del planeta. -10.000 imágenes 57% del planeta. -Temperatura :-183 a 187 dia/noche-Temperatura :-183 a 187 dia/noche

-Campo magnético débil -Campo magnético débil -Sin traza de atmósfera-Sin traza de atmósfera -Mayor densidad que la esperada-Mayor densidad que la esperada -Superfice con cráteres (agua en polos)-Superfice con cráteres (agua en polos) Futuro : MESSENGERFuturo : MESSENGER

HierroHierro LavaLava CráteresCráteres

Venus:Venus: Mariner2Mariner2Venera4,5,6Venera4,5,6Verea7,8 Verea7,8 Mariner10Mariner10Venera9,10Venera9,10Pioneer12Pioneer12Venera14, 15Venera14, 15Venera16Venera16Vega1,2Vega1,2Magellan Magellan

Temperatura superficie 425ºCTemperatura superficie 425ºCSonda atmos. :CO2: 95%, N:3%, O: <4%Sonda atmos. :CO2: 95%, N:3%, O: <4%““Aterrizaje”Aterrizaje” en 1970, 475ºC y 95 bares en 1970, 475ºC y 95 baresCirculación atmósferaCirculación atmósfera

Fotos b/n de la superficie Fotos b/n de la superficie Imágenes de calidad: actividad volcánicaImágenes de calidad: actividad volcánicaAnálisis del suelo: rocas raras, fondo del marAnálisis del suelo: rocas raras, fondo del mar

Imágenes polo norte (1-2 km de resolución)Imágenes polo norte (1-2 km de resolución)Globos para análisis de vientosGlobos para análisis de vientos

Imagen de radar del 99% de la superficieImagen de radar del 99% de la superficieVenera 9Venera 9 Magellan (75-120 m)Magellan (75-120 m)

Total enviadas: 25. Éxito: sólo 22!!!Total enviadas: 25. Éxito: sólo 22!!!

MarteMarteMariner4,6,7Mariner4,6,7Mars3Mars3Mariner9Mariner9Viking1,2Viking1,2Mars Global Surv.Mars Global Surv.Mars PathfinderMars PathfinderEn ruta:En ruta:Futuro: Futuro:

Total enviadas: 30. Éxito: sólo 6!!!Total enviadas: 30. Éxito: sólo 6!!!Fotos superficie, CO2, 5-10 bares, BFotos superficie, CO2, 5-10 bares, BPimer aterrizajePimer aterrizajePrimer satélite en órbita. CanalesPrimer satélite en órbita. CanalesAterizaje, busqueda de vida. VistasAterizaje, busqueda de vida. Vistas

Vehículo. Analisis rocas y vientosVehículo. Analisis rocas y vientosNozomi (2003), Nozomi (2003), 2001 Mars Odysses2001 Mars Odysses

Mars exploration, Mars express (UE)Mars exploration, Mars express (UE)

Corrientes de agua líquidaCorrientes de agua líquida

Corrientes aguaCorrientes agua Hielo poloHielo polo ¿Vida?¿Vida?

JupiterJupiterPioneer10,11Pioneer10,11Voyager1,2Voyager1,2

GalileoGalileo

Imágenes particulas cargadas y campo BImágenes particulas cargadas y campo BDinámica atmosférica, relampagos, Dinámica atmosférica, relampagos, 3 nuevos satélites , anillos, Io vulcanismo 3 nuevos satélites , anillos, Io vulcanismo

SondaSonda

VoyagerVoyager GalileoGalileo

SaturnoSaturnoPioneer11 Pioneer11 Voyager1,2Voyager1,2

Futuro:Futuro:

Ver Ver 1000 anillos y 7 satélites. Aspecto raro 1000 anillos y 7 satélites. Aspecto raro de los anillos de los anillos

Cassini/Huygens (Saturno+ Titan) EEUU/UE Cassini/Huygens (Saturno+ Titan) EEUU/UE

UranoUrano Voyager2Voyager2

NeptunoNeptunoVoyager2Voyager2

PlutónPlutón

Eje magnetico más inclinado que rotaciónEje magnetico más inclinado que rotaciónCanales de hielo en Ariel y Miranda. Canales de hielo en Ariel y Miranda. 10 satélites y un anillo10 satélites y un anillo

Meteorología muy activa. 2anillos y Meteorología muy activa. 2anillos y 6 satélites 6 satélites Pluto/Kuiper Express (2004)Pluto/Kuiper Express (2004)

UranoUrano NeptunoNeptuno PlutónPlutón

AsteroidesAsteroides GraspaGraspaIdaIdaMatilde Matilde BrailleBrailleErosErosFuturo:Futuro:

NEAR.NEAR.

NEAR NEAR

Galileo. Galileo. Galileo.Galileo.

Deep Space1.Deep Space1.

Nurses C (Japón, 2002), NEAP (EEUU,2002)Nurses C (Japón, 2002), NEAP (EEUU,2002)

Posado en la superficie Feb 2001Posado en la superficie Feb 2001

Graspa 5000 kmGraspa 5000 km Luna de IdaLuna de IdaErosEros

1150 m1150 m

ErosEros120 m120 m

CometasCometasGiacobini-ZGiacobini-ZHalleyHalleyHalleyHalleyHalleyHalleyCrigg-SkjellerupCrigg-SkjellerupHyakutakeHyakutakeBorrellyBorrellyFuturo:Futuro:

Sakigake, SuesuiSakigake, Suesui

GiottoGiotto

International Sun-Earth Explorer International Sun-Earth Explorer Vega1,2Vega1,2

GiottoGiotto

NEARNEAR

Deep Space 1 Deep Space 1 Stardust y CONTOUR (USA) Stardust y CONTOUR (USA) ROSSETA UE (2 sondas al nucleo)ROSSETA UE (2 sondas al nucleo)

Núcleo Núcleo del del

cometacometaGiottoGiotto

HalleyHalley

SolSolPioneer5-9Pioneer5-9SkyLabSkyLabExplorer 49Explorer 49Helios1Helios1Slar Maximum M.Slar Maximum M.YohkohYohkohHelios2Helios2SOHOSOHOFuturo:Futuro:

En orbita lunarEn orbita lunar

Fulguraciones solaresFulguraciones solares

SondasSondas150.000 imágenes150.000 imágenes

A 47 Mkm del solA 47 Mkm del sol

Radiación altas energías Radiación altas energías

43 Mkm del sol43 Mkm del solDesde el interior hasta coronaDesde el interior hasta coronaGenesisGenesis

Fotofera Cromosfera CoronaFotofera Cromosfera CoronaYohkohYohkoh

SOHOSOHO

Plataforma con 12 instrumentos a 1.5 Mkm Plataforma con 12 instrumentos a 1.5 Mkm Movimientos internosMovimientos internos

Act

ivid

ad:

man

chas

Act

ivid

ad:

man

chas

SOHOSOHOOndas sísmicasOndas sísmicas

Corona: campo mag.Corona: campo mag.

Evolución eyección coronalEvolución eyección coronalOrigen viento solarOrigen viento solar

SOHOSOHOEnguyendo 2 cometasEnguyendo 2 cometas Nube alrededor Hale-BoppNube alrededor Hale-Bopp

Origen viento solarOrigen viento solar

Telescopios espacialesRayos GammaRayos GammaRayos XRayos XUltravioletaUltravioletaOpticoOpticoInfrarrojoInfrarrojoRadioRadioAstrometríaAstrometría

Energías mayores que 20 keVEnergías mayores que 20 keVEnergías de 1 a 20 keVEnergías de 1 a 20 keVLongitudes de onda de 100 a 2000 ALongitudes de onda de 100 a 2000 A

Longitudes de onda de 2 a 60 micrasLongitudes de onda de 2 a 60 micras

Longitudes de onda 2000-20000 ALongitudes de onda 2000-20000 A

ÓpticoÓpticoLongitudes de onda >40 micras Longitudes de onda >40 micras

Predichos antes de su detección Procesos que generan emisión en rayos gammaProcesos que generan emisión en rayos gamma

Colisión particulas de muy alta energiaColisión particulas de muy alta energia Espectro con E>72 keVEspectro con E>72 keV

Aniquliación particula-antiparticula Aniquliación particula-antiparticula Electron-positrrón linea a 511 KeVElectron-positrrón linea a 511 KeV

Decaimiento radiativo isotopos radiactivos:Decaimiento radiativo isotopos radiactivos:LineasLineas: : Al XX a 1.08 MeVAl XX a 1.08 MeVAceleración de partículas cargadasAceleración de partículas cargadasCampo mágnetico: sincrotrón (electrones)Campo mágnetico: sincrotrón (electrones)Campo electrostático: bremsstrahlungCampo electrostático: bremsstrahlung

Rayos GammaRayos Gamma

• Observación del Universo más energético• Primera detección en 1960 (GloboXXX)Primera detección en 1960 (GloboXXX)• Prime satélite Explorer XI en 1961Prime satélite Explorer XI en 1961

– Detectó 22 fuentes en todas direcciones ===>

Interacción de Rayos Cósmicos con la materia

• Finales de los 60: Finales de los 60: Descubrimiento EspectacularDescubrimiento Espectacular Constelación de satélites Vela (pruebas nucleares)Constelación de satélites Vela (pruebas nucleares) Detectaron destellos de Rayos Gamma del UniversoDetectaron destellos de Rayos Gamma del Universo Los eventos más energéticos del UniversoLos eventos más energéticos del Universo Después de más de 30 años son un misterios

Observatorios en Rayos GammaObservatorios en Rayos Gamma

Objetos en los que se detecta emision en rayos gammaObjetos en los que se detecta emision en rayos gamma

OSO-3 (1967)OSO-3 (1967)

SAS2 (1972)SAS2 (1972)

COS-B (1975)COS-B (1975)

CGRO (1991)CGRO (1991)

Confirmo el descubrimeto???Confirmo el descubrimeto???

Primer mapa completo del UniversoPrimer mapa completo del UniversoPoca resolución angular Poca resolución angular

Detcción de …..Detcción de …..

Explosiones de supernovas, estrellas de Explosiones de supernovas, estrellas de neutrones, pulsares agujeros negros y galaxias neutrones, pulsares agujeros negros y galaxias activas y destellos rayos gamma. Nucleosintesis activas y destellos rayos gamma. Nucleosintesis en SNen SN

Rayos XRayos X

•Descubiertos en 1895 por Wilhelm Conrad Röetgen Descubiertos en 1895 por Wilhelm Conrad Röetgen •Primera detección de su emisión en el espacio en 1969Primera detección de su emisión en el espacio en 1969

Cohete detectó una fuente muy intensa en Scorpius X1Cohete detectó una fuente muy intensa en Scorpius X1

OSO-3 detectó un destello en de rayos X en esta fuenteOSO-3 detectó un destello en de rayos X en esta fuenteUhuru 1970Uhuru 1970 Ariel5, SAS-3 OSO-8 y HEAO1Ariel5, SAS-3 OSO-8 y HEAO1

Dedicada sólo rayos X. Mapa completo 334 fuentes. Dedicada sólo rayos X. Mapa completo 334 fuentes. Estrellas binarias (accrección de materia), supernovas,Estrellas binarias (accrección de materia), supernovas, galaxias activas galaxias activas Sisteam binarios medida de la masa estrellas neutrones y Sisteam binarios medida de la masa estrellas neutrones y agujeros negros. Pulsares en rayos X. Nucleos activos materia agujeros negros. Pulsares en rayos X. Nucleos activos materia ultrarelativista alrededor de agujeros negros supernasivosultrarelativista alrededor de agujeros negros supernasivos

The High-z UniverseThe High-z Universe

• End of the Dark Ages:End of the Dark Ages: z ~ 6 - 20 (?)z ~ 6 - 20 (?)

• Resolution:Resolution: 0.1 arcsec ~ 1 kpc0.1 arcsec ~ 1 kpc(z=1)(z=1)

• Identify: Identify:

• pregalactic structurespregalactic structures

• competition between mergers and galaxy competition between mergers and galaxy winds (size, mass distributions)winds (size, mass distributions)

• distribution of luminous matter w.r.t. dark distribution of luminous matter w.r.t. dark matter potentialsmatter potentials

The High-z UniverseThe High-z Universe

1. 21-cm HI out of equilibrium with CBR

2. Earliest star bursts (synchrotron)

3. Early CO (z > 4.2 for 10, 8.4 for 2 1)

HI Column Densities: 1017 cm-2

Typical L* galaxy to z~2

~ 105 galaxies / deg2

rotation curves to z~1

CO: L* to z~20 (should they exist!)

Detectability:Detectability:

The High-z Universe (2)The High-z Universe (2)Other High-z Science:Other High-z Science:

• Large scale structure studies

• Gravitational lensing of large samples

• Weak-lensing studies of dark matter dist’ns.

• Tests of the unified AGN model and routine polarization mapping (m.a.s. and larger)

• Megamasers to z~2 (OH) and z~0.15 (H2O) totrack merger activity.

TRANSIENT SOURCES TRANSIENT SOURCES Sky Surveys:Sky Surveys:

The X-and-The X-and--ray sky has been monitored highly -ray sky has been monitored highly successfully with wide FOV detectors successfully with wide FOV detectors (e.g. RXTE/ASM, CGRO/BATSE).

The transient radio sky (e.g. t < 1 month) is largely The transient radio sky (e.g. t < 1 month) is largely unexplored.unexplored.

New objects/phenomena are likely to be discovered New objects/phenomena are likely to be discovered as well as the predictable classes of objects.as well as the predictable classes of objects.

TRANSIENT SOURCES (2)TRANSIENT SOURCES (2)TARGET OBJECTS:TARGET OBJECTS:

• Neutron star magnetospheres

• Accretion disk transients (NS, blackholes)

• Supernovae

• Gamma-ray burst sources

• Brown dwarf flares (astro-ph/0102301)

• Planetary magnetospheres & atmospheres

• Maser spikes

• ETI

TRANSIENT SOURCES (3)TRANSIENT SOURCES (3)Certain detectionsCertain detections::

• Analogs to giant pulses from the Crab pulsar out to ~5 Mpc

• Flares from brown dwarfs out to at least 100 pc.

• GRB afterglows to 1 µJy in 10 hours at 10 .

PossibilitiesPossibilities::

• -ray quiet bursts and afterglows?-ray quiet bursts and afterglows?

• Intermittent ETI signals?Intermittent ETI signals?

• Planetary flares?Planetary flares?

OBSERVABLE DISTANCES OF CRAB PULSAR’S OBSERVABLE DISTANCES OF CRAB PULSAR’S GIANT PULSESGIANT PULSES

Methods with the SKAMethods with the SKA

I. Target individual SNRs in galaxies to5-10 Mpc

II. Blind Surveys: trade FOV against gain by multiplexing SKA into

subarrays.

III. In all cases, exploit coincidence tests to ferret out RFI

Milky Way CensusMilky Way CensusTargets:Targets: Molecular cloud regions

YSOs, jets

Main sequence stars (thermal!)

Evolving & evolved stars

Full Galactic CensusFull Galactic Census:

microquasars

radio pulsars (P-DM searches, SKA-VLBI astrometry)

SNR-NS connections (SGRs, magnetars, etc.)

Surveys Surveys with Parkes, with Parkes, Arecibo & Arecibo & GBT.GBT.

Simulated & Simulated & actualactual

Yield ~ 2000 Yield ~ 2000 pulsars.pulsars.

SKA pulsar SKA pulsar surveysurvey

600 s per 600 s per beambeam

~10~1044 psr’s psr’s

Pulsar YieldPulsar YieldUp to 104 pulsars (~105 in MW, 20% beaming)

NS-NS binaries (~ 100, merger rate)

NS-BH binaries (?)

Planets, magnetars etc.

Pulsars as probes of entire Galaxy:• spiral arms• pulsar locations vs. age• electron density map (all large HII regions sampled)• magnetic field map from Faraday rotation• turbulence map for WIM (warm ionized medium)

Solar System Inventories:Solar System Inventories:KBOs & Tracking NEOsKBOs & Tracking NEOs

• Thermal detection of KBOs out to 100 AU (> 350 km)

SKA needs to go to ~20 GHz

• Orbital elements of NEOs (>200m):

SKA as receiver element of bistatic radar configuration

The Main Technology Challenges The Main Technology Challenges

1. Cost per unit A1. Cost per unit Aee / T / Tsyssys

– Arecibo (~$150M) $3G– EVLA I (~$200M) $15G

Need to reduce costs to < $1G (Need to reduce costs to < $1G ( 5 to 15) 5 to 15)

The Main Technology ChallengesThe Main Technology Challenges

2. Fully digital solutions to2. Fully digital solutions to:– sampling– beam forming – RFI rejection– signal processing

• real time

• post processing

Concept studies + Moore’s LawConcept studies + Moore’s Law

The Main Technology ChallengesThe Main Technology Challenges

3. Promoting & Maintaining radio-quiet sites.3. Promoting & Maintaining radio-quiet sites.

Campaigning & working with governmental Campaigning & working with governmental and international agencies and and international agencies and industry.industry.

The Main Technology ChallengesThe Main Technology Challenges

4. Operations & Data Management of a highly 4. Operations & Data Management of a highly multiplexed, wide-bandwidth instrument.multiplexed, wide-bandwidth instrument.

Automated operations, large-scale dataAutomated operations, large-scale data mining and storage. mining and storage.

Future Timeline (1)Future Timeline (1)• 2001 White Paper to NSF for technology

development ( 2006)

• 2002 Prioritized science goals (international)Design requirementsSKA Management Plan established

• 2003 Strawman designsSite requirements

• 2005 Design ChoiceSite selection

Future Timeline (2)Future Timeline (2)

• 2006-2010: Prototype array(s)

• 2010 SKA construction begins

• 2015 Completion