อาร์เรย์กล้องโทรทรรศน์อัลเลน

อาร์เรย์กล้องโทรทรรศน์อัลเลน

กล้องโทรทัศน์วิทยุอัลเลน (ATA-42) วันที่ 11 ตุลาคม 2550
ชื่อเรียกอื่น	เอตา
ตั้งชื่อตาม	พอล อัลเลน
ส่วนหนึ่งของ	หอดูดาววิทยุแฮทครีก
สถานที่ตั้ง	แคลิฟอร์เนียภูมิภาคแปซิฟิก
พิกัด	40°49′04″เหนือ121°28′24″ตะวันตก / 40.8178°N 121.4733°W / 40.8178; -121.4733
ความยาวคลื่น	60, 2.7 ซม. (500, 11,100 เมกะเฮิร์ตซ์)
เส้นผ่านศูนย์กลาง	6.1 เมตร (20 ฟุต 0 นิ้ว)
เส้นผ่านศูนย์กลางรอง	2.4 เมตร (7 ฟุต 10 นิ้ว)
พื้นที่เก็บรวบรวม	1,227 ตารางเมตร( 13,210 ตารางฟุต)
เว็บไซต์	www.seti.org/ata​​​
ที่ตั้งของกล้องโทรทรรศน์อัลเลนอาร์เรย์
สื่อที่เกี่ยวข้องบน Commons
[ แก้ไขในวิกิดาต้า ]

กล้องโทรทรรศน์วิทยุ Allen Telescope Array ( ATA ) ซึ่งเดิมรู้จักกันในชื่อOne Hectare Telescope ( 1hT ) เป็นกล้องโทรทรรศน์วิทยุแบบอาร์เรย์ ที่อุทิศให้กับการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์และการค้นหาสติปัญญานอกโลก (SETI) พร้อมกัน ^{[ 1 ] [ 2 ]}อาร์เรย์นี้ตั้งอยู่ที่หอดูดาววิทยุ Hat Creekในเขต Shasta County ซึ่งอยู่ห่างจาก ซานฟรานซิสโกรัฐแคลิฟอร์เนีย ไปทางตะวันออกเฉียงเหนือ 290 ไมล์ (470 กม.)

โครงการนี้ได้รับการพัฒนาขึ้นครั้งแรกโดยความร่วมมือระหว่างสถาบัน SETIและห้องปฏิบัติการดาราศาสตร์วิทยุ (RAL) ที่มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย เบิร์กลีย์ (UC Berkeley) โดยได้รับเงินทุนจากการบริจาคเริ่มต้น 12.5 ล้านดอลลาร์สหรัฐ จาก มูลนิธิ Paul G. Allen Family FoundationและNathan Myhrvold [ ^{3 ] การ} ก่อสร้างเฟสแรกเสร็จสมบูรณ์และ ATA ก็เริ่มใช้งานได้ในวันที่ 11 ตุลาคม 2550 โดยมีเสาอากาศ 42 ต้น (ATA-42) หลังจากที่Paul Allen (ผู้ร่วมก่อตั้งMicrosoft ) ได้ให้คำมั่นว่าจะบริจาคเงินเพิ่มเติมอีก 13.5 ล้านดอลลาร์สหรัฐเพื่อสนับสนุนการก่อสร้างเฟสแรกและเฟสที่สอง^{[ 4 ] [ 5 ]}

แม้ว่าโดยรวมแล้ว Allen ได้บริจาคเงินมากกว่า 30 ล้านดอลลาร์ให้กับโครงการนี้ แต่ก็ไม่ประสบความสำเร็จในการสร้างจานขนาด 6.1 เมตร (20 ฟุต) จำนวน 350 จานตามที่วางแผนไว้แต่แรก^{[ 6 ]}และโครงการต้องหยุดชะงักการดำเนินงานเนื่องจากขาดแคลนเงินทุนระหว่างเดือนเมษายนถึงสิงหาคม 2554 หลังจากนั้นการสังเกตการณ์ก็กลับมาดำเนินการต่อ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]}ต่อมา UC Berkeley ได้ถอนตัวออกจากโครงการ โดยดำเนินการขายหุ้นเสร็จสิ้นในเดือนเมษายน 2555 ปัจจุบันสถานที่แห่งนี้ได้รับการจัดการโดยSRI International (เดิมชื่อ Stanford Research Institute) ซึ่งเป็นสถาบันวิจัยอิสระที่ไม่แสวงหาผลกำไร^{[ 11 ]}ณ ปี 2559 สถาบัน SETIดำเนินการสังเกตการณ์^{[ 12 ]} ด้วย ATA ระหว่างเวลา 18.00 น. ถึง 06.00 น. ทุกวัน

ในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2557 การติดตั้งถูกคุกคามจากไฟป่าในพื้นที่และถูกบังคับให้ปิดตัวลงชั่วคราว แต่ในที่สุดก็รอดพ้นมาได้โดยไม่ได้รับความเสียหายมากนัก^{[ 13 ]}

แนวคิดนี้ ริเริ่มโดยแฟรงค์ เดรกผู้บุกเบิกโครงการ SETIและเป็นความฝันของสถาบัน SETIมานานหลายปี อย่างไรก็ตาม การวิจัยและพัฒนาเริ่มขึ้นในช่วงต้นปี 2544 หลังจากได้รับเงินบริจาค 11.5 ล้านดอลลาร์จากมูลนิธิครอบครัวพอล จี. อัลเลนในเดือนมีนาคม 2547 หลังจากเสร็จสิ้นขั้นตอนการวิจัยและพัฒนาสามปีอย่างประสบความสำเร็จ สถาบัน SETI ได้เปิดเผยแผนการก่อสร้างกล้องโทรทรรศน์สามขั้นตอน การก่อสร้างเริ่มขึ้นทันทีด้วยเงินบริจาค 13.5 ล้านดอลลาร์จาก พอ ล อัลเลน (ผู้ร่วมก่อตั้งไมโครซอฟต์ ) เพื่อสนับสนุนการก่อสร้างในขั้นตอนแรกและขั้นตอนที่สอง สถาบัน SETI ตั้งชื่อกล้องโทรทรรศน์เพื่อเป็นเกียรติแก่พอล อัลเลน โดยรวมแล้ว พอล อัลเลน บริจาคเงินให้กับโครงการนี้มากกว่า 30 ล้านดอลลาร์

ATA เป็นอาร์เรย์ คลื่นเซนติเมตรซึ่งเป็นผู้บุกเบิกแนวคิดการสร้าง กล้องโทรทัศน์วิทยุแบบ "จำนวนมากแต่เส้นผ่านศูนย์กลางเล็ก" เมื่อเทียบกับเสาอากาศจาน ขนาดใหญ่ การใช้จานขนาดเล็กจำนวนมากนั้นมีราคาถูกกว่าสำหรับพื้นที่รับสัญญาณที่เท่ากัน เพื่อให้ได้ความไวที่ใกล้เคียงกัน สัญญาณจากกล้องโทรทัศน์ทั้งหมดจะต้องถูกรวมเข้าด้วยกัน ซึ่งต้องใช้อุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ประสิทธิภาพสูง ซึ่งก่อนหน้านี้มีราคาแพงมาก แต่เนื่องจากต้นทุนของชิ้นส่วนอิเล็กทรอนิกส์ลดลง อุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ที่จำเป็นจึงสามารถผลิตได้จริง ส่งผลให้ประหยัดต้นทุนได้มากเมื่อเทียบกับกล้องโทรทัศน์ที่มีการออกแบบแบบดั้งเดิมมากกว่า โดยทั่วไปแล้วเรียกแนวคิดนี้ว่า "การแทนที่เหล็กด้วยซิลิคอน"

กล้องโทรทรรศน์วิทยุ ATA มีความสามารถทางเทคนิคหลักสี่ประการที่ทำให้เหมาะสำหรับการวิจัยทางวิทยาศาสตร์หลากหลายประเภท ได้แก่มุมมองภาพ ที่กว้างมาก (2.45° ที่ λ = 21 ซม. ซึ่งเป็นความยาวคลื่นของเส้นไฮโดรเจน ) การครอบคลุมความถี่แบบทันทีทันใดอย่างสมบูรณ์ตั้งแต่ 0.5 ถึง 11.2  กิกะเฮิร์ตซ์ (GHz) ระบบประมวลผลสัญญาณหลายระบบพร้อมกัน และการลดการรบกวนแบบแอคทีฟ พื้นที่ท้องฟ้าที่สามารถถ่ายภาพได้ทันทีนั้นมากกว่ากล้องโทรทรรศน์ วิทยุ Very Large Array ถึง 17 เท่า การครอบคลุมความถี่แบบทันทีทันใดมากกว่าสี่อ็อกเทฟนั้นไม่เคยมีมาก่อนในดาราศาสตร์วิทยุ และเป็นผลมาจากการออกแบบตัวป้อนสัญญาณ ตัวขยายสัญญาณขาเข้า และเส้นทางสัญญาณที่เป็นเอกลักษณ์ การลดการรบกวนแบบแอคทีฟจะทำให้สามารถสังเกตการณ์ได้แม้ในความถี่ของแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุ ภาคพื้น ดิน จำนวนมาก

การสำรวจท้องฟ้าทั้งหมดเป็นส่วนสำคัญของโครงการวิทยาศาสตร์ และกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ATA จะมีประสิทธิภาพเพิ่มขึ้นด้วยความสามารถในการค้นหาวัตถุทรงปัญญาจากนอกโลก (SETI) และ การสังเกตการณ์ ทางดาราศาสตร์วิทยุ อื่นๆ พร้อมกันได้ กล้องโทรทรรศน์สามารถทำเช่นนี้ได้โดยการแยกสัญญาณที่บันทึกไว้ในห้องควบคุมก่อนการประมวลผลขั้นสุดท้าย การสังเกตการณ์พร้อมกันเป็นไปได้เพราะสำหรับการค้นหาSETIไม่ว่ากล้องโทรทรรศน์จะหันไปทางใด ก็จะมีดาวเป้าหมายหลายดวงอยู่ในขอบเขตการมองเห็นที่กว้างของจานรับสัญญาณขนาด 6 เมตร ตามข้อตกลงระหว่างห้องปฏิบัติการดาราศาสตร์วิทยุ แห่งมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย เบิร์กลีย์ (RAL) และสถาบัน SETIความต้องการของดาราศาสตร์วิทยุแบบดั้งเดิมเป็นตัวกำหนดการชี้ทิศทางของกล้องโทรทรรศน์จนถึงปี 2012

กล้องโทรทรรศน์ ATA มีแผนที่จะประกอบด้วยจานรับสัญญาณขนาด 6 เมตร จำนวน 350 จาน และจะทำให้สามารถสำรวจคลื่นวิทยุในพื้นที่ขนาดใหญ่และลึกได้ ซึ่งก่อนหน้านี้ไม่สามารถทำได้ การออกแบบกล้องโทรทรรศน์นี้มีคุณสมบัติใหม่หลายอย่าง รวมถึงพื้นผิวเสาอากาศที่ขึ้นรูปด้วยระบบไฮโดร ฟอร์ม ระบบป้อนสัญญาณ แบบลอการิทึมที่ครอบคลุมช่วงความถี่ทั้งหมดตั้งแต่ 500  เมกะเฮิร์ตซ์ (MHz) ถึง 11.2 GHz และ แอมพลิฟายเออร์ แบบแถบความถี่กว้างที่มีสัญญาณรบกวนต่ำและมีการตอบสนองแบบราบเรียบตลอดทั้งแถบความถี่ ทำให้สามารถขยายสัญญาณจากท้องฟ้าได้โดยตรง สัญญาณที่ขยายแล้วนี้ ซึ่งมีแบนด์วิดท์ที่ได้รับทั้งหมด จะถูกส่งจากแต่ละเสาอากาศไปยังห้องประมวลผลผ่าน สายเคเบิล ใยแก้วนำแสงซึ่งหมายความว่าเมื่ออุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์พัฒนาขึ้นและสามารถรับแบนด์วิดท์ที่กว้างขึ้นได้ ก็เพียงแค่เปลี่ยนหน่วยประมวลผลกลางเท่านั้น ไม่ใช่เสาอากาศหรือระบบป้อนสัญญาณ

บริษัท RAL เป็นผู้ดูแลและบำรุงรักษาอุปกรณ์ดังกล่าวจนกระทั่งการพัฒนาอาร์เรย์ถูกระงับในปี 2011 RAL ทำงานร่วมกับสถาบัน SETI อย่างใกล้ชิดตลอดช่วงการออกแบบและการสร้างต้นแบบ และเป็นผู้ออกแบบหลักของระบบป้อนสัญญาณ พื้นผิวเสาอากาศการสร้างลำแสง ตัวประมวลผลสัญญาณ และระบบสร้างภาพสำหรับการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์วิทยุ

คณะกรรมการสำรวจดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำทศวรรษในรายงานฉบับที่ห้าเรื่อง ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ในสหัสวรรษใหม่ (2001) ได้ให้การรับรองโครงการ SETI และยอมรับว่า ATA (ซึ่งในขณะนั้นเรียกว่ากล้องโทรทรรศน์ 1 เฮกตาร์ ) เป็นก้าวสำคัญไปสู่การสร้าง กล้องโทรทรรศน์ แบบอาร์เรย์ขนาดตารางกิโลเมตร (SKA) รายงานประจำทศวรรษฉบับล่าสุดแนะนำให้ยุติการสนับสนุนทางการเงินของสหรัฐฯ แก่ SKA แม้ว่าสหรัฐฯ จะยังคงมีส่วนร่วมในโครงการนำร่อง SKA เช่นMeerKAT , Hydrogen Epoch of Reionization ArrayและMurchison Widefield Arrayก็ตาม

แม้ว่าการประมาณการต้นทุนของโครงการที่ยังไม่ได้สร้างมักจะน่าสงสัย และข้อกำหนดก็ไม่เหมือนกัน (เช่น กล้องโทรทรรศน์แบบดั้งเดิมมีอุณหภูมิเสียงรบกวน ต่ำกว่า แต่ ATA มีมุมมองภาพ ที่กว้างกว่า ) แต่ ATA ก็มีศักยภาพที่จะเป็นเทคโนโลยีกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่ถูกกว่ามากสำหรับขนาดรูรับแสงที่มีประสิทธิภาพที่กำหนด ตัวอย่างเช่น จำนวนเงินที่ใช้ไปในเฟสแรกของ ATA-42 รวมถึงการพัฒนาเทคโนโลยี คิดเป็นประมาณหนึ่งในสามของต้นทุนของเสา อากาศ Deep Space Network ขนาด 34 เมตรแบบใหม่ที่มีพื้นที่รับสัญญาณใกล้เคียงกัน^{[ 14 ]} ในทำนองเดียวกัน ต้นทุนรวมโดยประมาณของการสร้างจานรับสัญญาณที่เหลืออีก 308 จาน (ณ เดือนตุลาคม 2550) อยู่ที่ประมาณ 41 ล้านดอลลาร์^{[ 4 ]}ซึ่งถูกกว่าประมาณสองเท่าของต้นทุน 85 ล้านดอลลาร์ของเสาอากาศดาราศาสตร์วิทยุขนาดใหญ่ตัวสุดท้ายที่สร้างในสหรัฐอเมริกา คือกล้องโทรทรรศน์ Green Bankที่มีพื้นที่รับสัญญาณใกล้เคียงกัน ผู้รับเหมาได้ยื่นขอเบิกเงินเกินงบประมาณ 29 ล้านดอลลาร์ แต่ได้รับอนุญาตเพียง 4 ล้านดอลลาร์เท่านั้น^{[ 15 ]}

ATA มีเป้าหมายที่จะเป็นหนึ่งในเครื่องมือสังเกตการณ์ที่ใหญ่ที่สุดและเร็วที่สุดในโลก และช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถค้นหาดาวเป้าหมายหลายดวงพร้อมกันได้ หากสร้างเสร็จสมบูรณ์ตามที่วางแผนไว้แต่แรก มันจะเป็นหนึ่งในกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดและทรงพลังที่สุดในโลก

นับตั้งแต่เริ่มก่อตั้ง ATA เป็นเครื่องมือพัฒนา เทคโนโลยี อินเตอร์เฟอโรเมตรดาราศาสตร์ (โดยเฉพาะสำหรับSquare Kilometer Array ) ^{[ 16 ]}

เดิมที ATA มีแผนจะก่อสร้างเป็น 4 ขั้นตอน ได้แก่ ATA-42, ATA-98, ATA-206 และ ATA-350 โดยแต่ละหมายเลขแสดงถึงจำนวนจานรับสัญญาณในระบบ ณ เวลาใดเวลาหนึ่ง (ดูตารางที่ 1) ATA มีแผนจะประกอบด้วยจานรับสัญญาณจำนวน 350 จาน โดยแต่ละจานมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 6 เมตร

การดำเนินงานปกติด้วยจาน รับสัญญาณ 42 จานเริ่มขึ้นเมื่อวันที่ 11 ตุลาคม พ.ศ. 2550 ^{[ 4 ]} ปัจจุบัน สถาบัน SETIกำลังแสวงหาเงินทุนเพื่อสร้างเสาอากาศเพิ่มเติมจากแหล่งต่างๆ รวมถึงกองทัพเรือสหรัฐฯหน่วยงานวิจัยโครงการขั้นสูงด้านการป้องกันประเทศ (DARPA) มูลนิธิวิทยาศาสตร์แห่งชาติ (NSF) และผู้บริจาคเอกชน

การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์และ SETI พร้อมกันจะดำเนินการโดยใช้ ตัวเชื่อมโยงภาพโพลาไรเซชัน คู่32 อินพุตสองตัว^{[ 17 ]}มีบทความจำนวนมากที่รายงานการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์วิทยุแบบดั้งเดิมตีพิมพ์^{[ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ]}

เครื่องสร้างลำแสงแบบอาร์เรย์เฟสสามเครื่อง^{[ 22 ]}ที่ใช้ Berkeley Emulation Engine 2 (BEE2) ได้รับการติดตั้งในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2550 และได้ถูกรวมเข้ากับระบบเพื่อให้สามารถสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์และ SETI พร้อมกันได้^{[ 23 ] [ 24 ]}ณ เดือนเมษายน พ.ศ. 2551 การสังเกตการณ์ พัลซาร์ ครั้งแรกได้ดำเนินการโดยใช้เครื่องสร้างลำแสงและ สเปกโทรเมตรพัลซาร์ที่สร้างขึ้นโดยเฉพาะ^{[ 25 ]}

ระบบค้นหา SETI หลัก(SETI บน ATA หรือ SonATA)ทำการสังเกตการณ์ SETI แบบอัตโนมัติเต็มรูปแบบ SonATA ติดตามสัญญาณที่ตรวจพบแบบเรียลไทม์และติดตามต่อไปจนกว่า 1) จะแสดงให้เห็นว่าสัญญาณนั้นถูกสร้างขึ้นบนโลก หรือในบางกรณี 2) แหล่งกำเนิดสัญญาณหายไป ซึ่งจะกระตุ้นให้มีการติดตามในวันถัดไป ณ ปี 2016 มีการติดตามและจำแนกสัญญาณมากกว่าสองร้อยล้านสัญญาณโดยใช้ ATA ไม่มีสัญญาณใดที่มีลักษณะทั้งหมดที่คาดหวังสำหรับสัญญาณ ETI ผลการสังเกตการณ์ของสถาบัน SETI ได้รับการตีพิมพ์ในเอกสารหลายฉบับ^{[ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]}

ในเดือนเมษายน พ.ศ. 2554 ATA ถูกระงับการใช้งานชั่วคราวเนื่องจากขาดแคลนงบประมาณ ซึ่งหมายความว่าไม่สามารถใช้งานได้อีกต่อไป^{[ 29 ]} การดำเนินงานของ ATA กลับมาดำเนินการอีกครั้งในวันที่ 5 ธันวาคม พ.ศ. 2554 ^{[ 10 ]}ปัจจุบันความพยายามนี้ได้รับการนำโดยAndrew Siemion ^{[ 30 ]}

ในปี 2555 ATA ได้รับเงินทุนจากการบริจาคเพื่อการกุศลจำนวน 3.6 ล้านดอลลาร์สหรัฐโดยแฟรงคลิน อันโตนิโอ ผู้ร่วมก่อตั้งและหัวหน้านักวิทยาศาสตร์ของบริษัท Qualcomm Incorporated [ ^{31 ] เงิน}บริจาคนี้สนับสนุนการอัปเกรดตัวรับสัญญาณทั้งหมดบนจานรับสัญญาณ ATA ให้มีความไวสูงขึ้นอย่างมาก (2 − 10 เท่า จาก 1–8 GHz) กว่าเดิม และรองรับการสังเกตการณ์ที่มีความไวสูงในช่วงความถี่ที่กว้างขึ้น ตั้งแต่ 1–15 GHz ในขณะที่อุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ความถี่วิทยุในตอนแรกนั้นรองรับได้เพียง 11 GHz เท่านั้น ภายในเดือนกรกฎาคม 2559 ตัวรับสัญญาณ 10 เครื่องแรกได้รับการติดตั้งและพิสูจน์ประสิทธิภาพแล้ว การติดตั้งอย่างเต็มรูปแบบบนเสาอากาศทั้ง 42 ต้นมีกำหนดแล้วเสร็จภายในเดือนมิถุนายน 2560 ^{[ 32 ]}

ในเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2558 ATA ได้ศึกษาดาวฤกษ์ที่ผิดปกติKIC 8462852 [ ^{33 ] [ 34 ] และ}ในฤดูใบไม้ร่วง พ.ศ. 2560 Allen Telescope Array ได้ตรวจสอบดาวเคราะห์น้อยระหว่างดวงดาว ʻOumuamuaเพื่อหาสัญญาณของเทคโนโลยี แต่ไม่พบการปล่อยคลื่นวิทยุที่ผิดปกติ^{[ 35 ] [ 36 ]}

เป้าหมายทางวิทยาศาสตร์ที่ระบุไว้ด้านล่างนี้แสดงถึงโครงการที่สำคัญที่สุดที่จะดำเนินการร่วมกับ ATA โดยแต่ละเป้าหมายจะเกี่ยวข้องกับขั้นตอนการพัฒนาทั้งสี่ขั้นตอนที่กล่าวถึงก่อนหน้านี้ (ดูตารางที่ 1) นอกจากนี้ยังระบุถึงผลงานทางวิทยาศาสตร์บางส่วนที่คาดหวังว่าจะเกิดขึ้นจากแต่ละเป้าหมายด้วย

• กำหนด ปริมาณ เส้นไฮโดรเจน (HI) ของกาแล็กซีที่ระดับz ~ 0.2 ในระยะ 3π สเตอเรเดียนเพื่อวัดปริมาณก๊าซระหว่างกาแล็กซีที่กาแล็กซีภายนอกดูดกลืนเข้าไป เพื่อค้นหากาแล็กซีมืดที่ไม่มีดาวฤกษ์ และเพื่อวางรากฐานสำหรับ การตรวจจับ พลังงานมืดโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศสแควร์กิโลเมตร
• จำแนกแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุจากนอกกาแล็กซีจำนวน 250,000 แหล่ง ว่าเป็นนิวเคลียสกาแล็กซีที่กำลังทำงานอยู่หรือกาแล็กซีที่เกิดการระเบิดของดาวฤกษ์ เพื่อสำรวจและวัดปริมาณการก่อตัวของดาวฤกษ์ในเอกภพใกล้เคียง เพื่อระบุวัตถุที่ มีค่าการเลื่อนไปทางแดงสูงเพื่อสำรวจโครงสร้างขนาดใหญ่ในเอกภพ และเพื่อระบุผู้สมัครเลนส์ความโน้มถ่วงสำหรับการตรวจจับสสารมืดและพลังงานมืด
• สำรวจท้องฟ้าที่เปลี่ยนแปลงตลอดเวลาเพื่อศึกษาการสะสมมวลรอบหลุมดำค้นหา แสงเรืองรอง หลังการระเบิดรังสีแกมมา ที่ยังไม่ถูก ค้นพบ และค้นพบปรากฏการณ์ชั่วคราวใหม่ๆ ที่ยังไม่เป็นที่รู้จัก
• สำรวจดาวฤกษ์ 1,000,000 ดวงเพื่อค้นหา การปล่อยคลื่นที่เกี่ยวข้องกับ SETIด้วยความไวที่เพียงพอที่จะตรวจจับเรดาร์Arecibo ได้ไกลถึง 300 พาร์เซกภายในช่วงความถี่  1–10 GHz
• สำรวจดาวฤกษ์จำนวน 4× ^10¹⁰ดวงในระนาบกาแล็กซี ชั้น ในในช่วงความถี่ 1.42–1.72 GHz เพื่อค้นหาเครื่องส่งสัญญาณที่มีกำลังสูงมาก
• วัดสนามแม่เหล็กในกาแล็กซีทางช้างเผือกและกาแล็กซีอื่นๆในกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่นเพื่อศึกษาบทบาทของสนามแม่เหล็กในการก่อตัวของดาวฤกษ์การก่อตัว และวิวัฒนาการของกาแล็กซี
• ตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงพื้นหลังจากหลุมดำมวล มหาศาล โดยใช้การจับเวลาพัลซาร์
• วัด คุณสมบัติ ของเมฆโมเลกุลและการก่อตัวของดาวฤกษ์โดยใช้ตัวบ่งชี้โมเลกุลใหม่ เพื่อสร้างแผนที่สภาวะการก่อตัวของดาวฤกษ์ในระดับเมฆโมเลกุลยักษ์ (GMC) ทั้งหมด และเพื่อกำหนดการไล่ ระดับ ความเข้มข้นของโลหะในทางช้างเผือก

นับตั้งแต่เริ่มก่อสร้างระบบตรวจวัดดาวเทียมมีเป้าหมายทางวิทยาศาสตร์บางประการที่ไม่ได้กำหนดไว้เฉพาะสำหรับระบบนี้ถูกเสนอแนะขึ้นมา

ตัวอย่างเช่น Allen Telescope Array ได้เสนอที่จะให้บริการส่งข้อมูลการสังเกตการณ์ดวงจันทร์ให้กับผู้เข้าแข่งขันทุกคนในGoogle Lunar X Prize [ ^{37 ] ซึ่ง}เป็นเรื่องที่ทำได้จริง เนื่องจากอาร์เรย์นี้ครอบคลุม ย่านความถี่การสื่อสาร ในอวกาศหลัก (S-band และ X-band) โดยไม่ต้องดัดแปลงใดๆ สิ่งที่ต้องเพิ่มเพิ่มเติมเพียงอย่างเดียวคือตัวถอดรหัส ข้อมูล โทรมาตร

นอกจากนี้ ATA ยังถูกกล่าวถึงว่าเป็นตัวเลือกสำหรับการค้นหาคลื่นวิทยุชั่วคราวประเภทใหม่[ 38 ^{]ถือเป็น}ตัวเลือกที่ยอดเยี่ยมสำหรับการค้นหานี้ เนื่องจากมีมุมมองที่กว้างและแบนด์วิดท์ทันทีที่กว้าง ตามคำแนะนำนี้แอนดรูว์ ซีเมียนและทีมงานนักดาราศาสตร์และวิศวกรนานาชาติได้พัฒนาเครื่องมือที่เรียกว่า "Fly's Eye" ซึ่งช่วยให้ ATA สามารถค้นหาคลื่นวิทยุชั่วคราวที่สว่างได้ และได้ทำการสังเกตการณ์ระหว่างเดือนกุมภาพันธ์ถึงเมษายน พ.ศ. 2551 ^{[ 39 ]}

การกำหนดค่า ATA-42 จะให้ระยะฐานสูงสุด 300 เมตร (และในที่สุดสำหรับ ATA-350 จะอยู่ที่ 900 เมตร) ตัวป้อนแบบลอการิทึมที่ระบายความร้อนบนเสาอากาศแต่ละตัวได้รับการออกแบบมาเพื่อให้ได้อุณหภูมิของระบบประมาณ 45K ในช่วง 1–10 GHz โดยมีความไวลดลงในช่วง 0.5–1.0 GHz และ 10–11.2 GHz มีการปรับความถี่แยกกันสี่ความถี่ (IFs) เพื่อสร้างแถบความถี่กลาง 4 x 672 MHz สอง IF รองรับตัวประมวลผลสัญญาณสำหรับการถ่ายภาพ และอีกสอง IF จะรองรับ การสังเกตการณ์ SETIการปรับความถี่ทั้งหมดสามารถสร้างลำแสงอาร์เรย์เฟสแบบโพลาไร ซ์คู่ได้สี่ ลำ ซึ่งสามารถชี้ไปยังตำแหน่งต่างๆ ภายในลำแสงหลักได้อย่างอิสระ และสามารถใช้กับเครื่องตรวจจับได้หลากหลายชนิด ดังนั้น ATA จึงสามารถสร้างลำแสงอาร์เรย์เฟสได้มากถึง 32 ลำ

มุมมองภาพที่กว้างของ ATA ทำให้มีความสามารถที่เหนือกว่าใครในการสำรวจพื้นที่ขนาดใหญ่ เวลาที่ใช้ในการทำแผนที่พื้นที่ขนาดใหญ่ด้วยความไวที่กำหนดจะเป็นสัดส่วนกับ ( ND ) ^²โดยที่Nคือจำนวนองค์ประกอบ และDคือเส้นผ่านศูนย์กลางของจานรับสัญญาณ สิ่งนี้ทำให้เกิดผลลัพธ์ที่น่าประหลาดใจว่า อาร์เรย์ขนาดใหญ่ของจานรับสัญญาณขนาดเล็กสามารถทำงานได้ดีกว่าอาร์เรย์ที่มีจำนวนองค์ประกอบน้อยกว่า แต่มีพื้นที่รับสัญญาณมากกว่าอย่างมาก ในงานสำรวจพื้นที่ขนาดใหญ่ ด้วยเหตุนี้ แม้แต่ ATA-42 ก็สามารถแข่งขันกับกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่กว่ามากได้ในด้านความสามารถในการสำรวจทั้งอุณหภูมิความสว่างและแหล่งกำเนิดแสงแบบจุดสำหรับการสำรวจแหล่งกำเนิดแสงแบบจุด ATA-42 มีความเร็วเทียบเท่ากับAreciboและกล้องโทรทรรศน์ Green Bank (GBT) แต่ช้ากว่าVery Large Array (VLA) ถึงสามเท่า ในทางกลับกัน ATA-350 จะเร็วกว่า Very Large Array ถึงหนึ่งลำดับความเร็วสำหรับการสำรวจแหล่งกำเนิดแสงแบบจุด และมีความเร็วในการสำรวจเทียบเท่ากับExpanded Very Large Array (EVLA) สำหรับการสำรวจที่ต้องการความไวต่ออุณหภูมิความสว่างตามที่กำหนด ATA-98 จะมีความเร็วในการสำรวจสูงกว่าแม้แต่กล้องโทรทัศน์ VLA-D ส่วน ATA-206 น่าจะมีความไวต่ออุณหภูมิความสว่างเทียบเท่ากับAreciboและ GBT อย่างไรก็ตาม ATA ให้ความละเอียดที่ดีกว่ากล้องโทรทัศน์แบบจานเดี่ยวทั้งสองชนิดนี้

เสาอากาศของ ATA เป็นกล้องโทรทรรศน์แบบเกรกอเรียน แบบออฟ เซ็ตที่ขึ้นรูปด้วยไฮโดร ฟอร์ม ขนาด 6.1 x 7.0 เมตร (20.0 ฟุต x 23.0 ฟุต) แต่ละตัวมีตัวสะท้อนแสงย่อยขนาด 2.4 เมตร โดยมี อัตราส่วน ความยาวโฟกัสต่อเส้นผ่านศูนย์กลาง (f/D) ที่มีประสิทธิภาพเท่ากับ 0.65 (ดู DeBoer, 2001) รูปทรงแบบออฟเซ็ตช่วยลดการบดบัง ซึ่งเพิ่มประสิทธิภาพและลดคลื่นรบกวนด้านข้างนอกจากนี้ยังช่วยให้มีตัวสะท้อนแสงย่อยขนาดใหญ่ ทำให้ได้ประสิทธิภาพที่ดีในความถี่ต่ำ เทคโนโลยีไฮโดรฟอร์มมิงที่ใช้ในการผลิตพื้นผิวเหล่านี้เป็นเทคโนโลยีเดียวกับที่ Andersen Manufacturing แห่ง Idaho Falls รัฐไอดาโฮ ใช้ในการผลิตตัวสะท้อนแสงดาวเทียมราคาประหยัด โครงสร้างแบบกะทัดรัดที่รองรับด้วยขอบเฟรมภายในที่เป็นเอกลักษณ์ ช่วยให้ได้ประสิทธิภาพที่ยอดเยี่ยมในราคาประหยัด ระบบขับเคลื่อนใช้ระบบขับเคลื่อนแบบพาสซีฟป้องกันการคลายตัวแบบสปริงโหลด ส่วนประกอบส่วนใหญ่ได้รับการออกแบบโดย Matthew Fleming และผลิตที่ Minex Engineering Corp. ในAntioch รัฐแคลิฟอร์เนีย

เช่นเดียวกับอาร์เรย์ อื่นๆ ปริมาณข้อมูลทางประสาทสัมผัสที่เข้ามาจำนวนมหาศาลนั้นต้องการ ความสามารถ ในการประมวลผลอาร์เรย์ แบบเรียลไทม์ เพื่อลดปริมาณข้อมูลสำหรับการจัดเก็บ สำหรับ ATA-256 อัตราข้อมูลเฉลี่ยและปริมาณข้อมูลทั้งหมดสำหรับตัวประมวลผลสัญญาณคาดว่าจะอยู่ที่ 100 เมกะไบต์/วินาทีและ 15 เพตาไบต์สำหรับช่วงเวลาการสำรวจห้าปี^{[ 40 ]}การทดลองต่างๆ เช่น การสำรวจ แบบชั่วคราวจะเกินอัตรานี้อย่างมากตัวสร้างลำแสงสร้างข้อมูลในอัตราที่สูงกว่ามาก (8 กิกะไบต์ต่อวินาที (Gb/s)) แต่มีเพียงเศษส่วนเล็กน้อยของข้อมูลนี้เท่านั้นที่ถูกจัดเก็บ ในปี 2552 ฮาร์ดแวร์และซอฟต์แวร์ตรวจจับสัญญาณเรียกว่า Prelude ซึ่งประกอบด้วยพีซีแบบติดตั้งบนแร็คที่เสริมด้วยการ์ดเร่งความเร็วแบบกำหนดเองสองตัวที่ใช้ชิปประมวลผลสัญญาณดิจิทัล (DSP) และ ชิป อาร์เรย์เกตที่ตั้งโปรแกรมได้ (FPGA) แต่ละโมดูลตรวจจับที่ตั้งโปรแกรมได้ (หนึ่งใน 28 พีซี) สามารถวิเคราะห์ข้อมูลอินพุตแบบโพลาไรเซชันคู่ 2 MHz เพื่อสร้างสเปกตรัมที่มีความละเอียดสเปกตรัม 0.7 Hz และตัวอย่างเวลา 1.4 วินาที^{[ 40 ]}

ในปี 2552 อาร์เรย์มีการเชื่อมต่ออินเทอร์เน็ตความเร็ว 40 เมกะบิตต่อวินาทีซึ่งเพียงพอสำหรับการเข้าถึงระยะไกลและการถ่ายโอนผลิตภัณฑ์ข้อมูลสำหรับ ATA-256 มีการวางแผนอัปเกรดเป็น 40 กิกะบิตต่อวินาทีซึ่งจะช่วยให้สามารถกระจายข้อมูลดิบโดยตรงสำหรับการประมวลผลนอกสถานที่ได้^{[ 40 ]}

เช่นเดียวกับระบบอาร์เรย์อื่นๆ ATA มีความซับซ้อนในการคำนวณและการเชื่อมต่อแบบไขว้ซึ่งปรับขนาดเป็นO (N ² ) ตามจำนวนเสาอากาศความต้องการในการคำนวณ ตัวอย่างเช่น สำหรับการหาความสัมพันธ์ของแบนด์วิดท์ ATA ทั้งหมด ( = 11 GHz) สำหรับการสร้างเสาอากาศแบบสองขั้วที่เสนอ = 350 โดยใช้สถาปัตยกรรมตัวคูณความถี่(FX) ที่มีประสิทธิภาพ และความกว้างช่องสัญญาณ 500 kHz ที่ไม่สูงมากนัก (โดยมีจำนวนช่องสัญญาณ= 2200) จะแสดงดังนี้: ^{[ 41 ]}${\displaystyle N}$${\displaystyle B}$${\displaystyle N}$${\displaystyle F}$

${\displaystyle 2B\langle N\log _{2}(F)(10OPs)+(N{\frac {N+1}{2}})\times 4(8OPs)\rangle }$= 44 เพตา- โอพีเอสต่อวินาที

โดยที่เป็นการดำเนินการโปรดทราบว่าเนื่องจากจานแต่ละจานมีเสาอากาศแบบโพลาไรซ์คู่ ดังนั้นตัวอย่างสัญญาณแต่ละตัวจึงเป็นชุดข้อมูลสองชุดดังนั้น ${\displaystyle Ops}$${\displaystyle 2B}$

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับกล้องโทรทรรศน์อัลเลน (Allen Telescope Array )

• สถาบันคาร์ล ซาแกน  – สถาบันเพื่อการค้นหาโลกที่สิ่งมีชีวิตสามารถอาศัยอยู่ได้
• ดาวเคราะห์  นอกระบบสุริยะ – ดาวเคราะห์ที่อยู่นอกระบบสุริยะ
• รายชื่อกล้องโทรทัศน์วิทยุ
• สถาบัน SETI  – องค์กรวิจัยที่ไม่แสวงหาผลกำไร
• การค้นหาปัญญาจากนอกโลก  – ความพยายามในการค้นหาอารยธรรมที่ไม่ได้มาจากโลก
• เซติเควสต์
• Deep Synoptic Arrayเป็นกล้องโทรทัศน์วิทยุรุ่นใหม่กว่า ซึ่งใช้หลักการเรียงตัวของเสาอากาศขนาดเล็กหลายตัวเช่นกัน

• เว็บไซต์อย่างเป็นทางการ
• "เว็บไซต์ ATA ของห้องปฏิบัติการดาราศาสตร์วิทยุ"เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2 กันยายน 2549 เรียกดูเมื่อ16 พฤศจิกายน 2558
• การค้นหายังคงดำเนินต่อไปด้วยกล้องโทรทรรศน์อัลเลน (Allen Telescope Array ) เมาน์เทนวิว รัฐแคลิฟอร์เนีย: สถาบัน SETI 25 มีนาคม 2547
• ห้องปฏิบัติการดาราศาสตร์วิทยุ มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย เบิร์กลีย์: ข้อเสนอโครงการจาก NSF วันที่ 15 มิถุนายน 2548
• https://web.archive.org/web/20111006031806/https://setistars.org/
• บริษัท Minex Engineering Corporation ในเมืองแอนติออค รัฐแคลิฟอร์เนีย