Obserwatorium astronomiczne ALMA – kosmos ledwie o krok dalej Understand article

Tłumaczenie Grzegorz Glubowski. Claudia Mignone i Douglas Pierce-Price wiodą nas w Andy Chilijskie, do największego na świecie radioteleskopu, który może pomóc w ujawnieniu sekretów naszego kosmicznego pochodzenia.

Jedna z anten ALMY na
płaskowyżu Chajnantor,
koniec 2009 roku

Zdjęcie dzięki uprzejmości
ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)

Jesteśmy w rejonie Atacama, wysoko w Andach w północnym Chile, w jednym z najbardziej suchych i niedostępnych miejsc na Ziemi. Niezbyt łatwo przychodzi nam przebywanie na wysokości 5000 m lub wyżej. Ciśnienie atmosferyczne jest dużo niższe niż na poziomie morza, brakuje tlenu.

W pejzażu dominują wulkany oraz górskie szczyty. Rzadko urozmaicają go słone równiny lub malownicze formacje śnieżno-lodowe. Nie przypomina typowego dla naszej planety. W tym suchym, opuszczonym regionie, nagle napotykamy gigantyczną konstrukcję. Czy są to talerze olbrzymich anten satelitarnych?

Niezupełnie, jest to zespół niezwykle precyzyjnych, wielkich anten Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), aktualnie budowanego na płaskowyżu Chajnantor, przy współpracy Europy, Ameryki Północnej, Azji Wschodniej oraz Republiki Chile. Reprezentantem Europy jest European Southern Observatory (ESO). ALMA będzie niezwykłym obserwatorium, które po zakończeniu budowy w 2012 roku umożliwi astronomom obserwację najchłodniejszych i najbardziej odległych obiektów we Wszechświecie, z dużo lepszą czułością i rozdzielczością niż jest to możliwe obecnie.

ALMA będzie największym naziemnym urządzeniem astronomicznym. Dotychczas zmontowano trzy jego anteny – osiągnięcie imponujące, uwzględniając miejscowe warunki. Jednakże ci, którzy przybędą na płaskowyż Chajnantor za kilka lat, napotkają 66 anten, z których 54 będzie miało średnice 12 m, a pozostałych 12 będzie mniejszych, o 7 m średnicach.

Najłatwiej dostrzegalną częścią każdej anteny jest jej talerz – duża powierzchnia odbijająca. Talerz spełnia to samo, co soczewka lub lustro w tradycyjnych teleskopach optycznych – koncentruje promieniowanie dochodzące z odległych obiektów i skupia je na detektorze, który dokonuje jego pomiaru. Różnicę tworzy rejestrowane promieniowanie. Światło widzialne, rejestrowane przez teleskopy optyczne, stanowi zaledwie małą część pełnego spektrum promieniowania elektromagnetycznego (zobacz diagram), obejmującego fale o długościach między 380 i 750 nm (milionowe części milimetra). ALMA będzie mierzyła promieniowanie o długościach od kilkuset mikrometrów do około 1 mm, w zakresie fal radiowych.

Europejski prototyp anteny
dla ALMA

Zdjęcie dzięki uprzejmości ESO

Talerze ALMY mają inny niż lustra teleskopów optycznych rozmiar i gładkość. Powierzchnia odbijająca dowolnego teleskopu musi byś doskonała. Jeżeli posiada defekty większe niż kilka procent długości odbieranych fal, pomiary będą niedokładne. Dłuższe fale rejestrowane przez anteny ALMY nie zobowiązują do dokładności takiej jak dla teleskopów optycznych, tym niemniej dopuszczalne niedokładności są mniejsze niż grubość pojedynczej kartki papieru. Choć talerze ALMY mają gigantyczne rozmiary, są niemal doskonale gładkimi powierzchniami odbijającymi, koncentrującymi fotony z wielką precyzją.

Rozdzielczość teleskopu (ilość szczegółów obrazu) zależy od długości odbieranych fal oraz od rozmiaru apertury (średnicy talerza lub lustra). Większa długość fali pogarsza rozdzielczość, większa średnica poprawia rozdzielczość. Związek między rozmiarem kątowym najmniejszych rozróżnialnych detali (θ), długością fali (λ) i średnicą (D) jest następująca: θ ≈ λ/D. Zauważmy, że mała wartość θ (kąta) oznacza bardziej szczegółowy obraz i lepszą rozdzielczość. W konsekwencji, radioteleskopy o takich samych rozmiarach talerzy jak teleskopy optyczne mają gorszą rozdzielczość.

Aby uzyskać rozdzielczość porównywalną do osiąganej przez nowoczesne teleskopy optyczne, radioteleskop taki jak ALMA musiałby mieć powierzchnię odbijającą o promieniu kilku kilometrów – nieosiągalne z oczywistych powodów. Dlatego ALMĘ stanowi sieć wielu pojedynczych anten rozmieszczonych na bardzo dużej powierzchni, razem tworzących interferometr.

Rozdzielczość interferometru jest określona przez θ ≈ λ/B, gdzie θ jest rozdzielczością, λ długością fali a B maksymalną linią bazową – odległością między parą anten w sieci. Innymi słowami interferometr działa jak pojedynczy teleskop o rozmiarze całej sieci.

Zwiększenie odległości pomiędzy antenami poprawia zdolność rozdzielczą interferometru i umożliwia obserwację mniejszych obiektów. Możliwość łączenia anten wzdłuż wielokilometrowej linii bazowej pozwala na uzyskanie odpowiedniej rozdzielczości i uzyskanie obrazów bogatych w szczegóły.

Główną sieć ALMY będzie stanowić grupa 12 anten, struktura rozpościerającą się na odległość od 150 m do 16 km. Sieć będzie imitować gigantyczny, pojedynczy teleskop, o wiele większy niż jakikolwiek inny, którego budowa byłaby możliwa obecnie. Maksymalna rozdzielczość ALMY będzie lepsza niż osiągalna dla światła przez teleskop Hubble’a.

Artystyczna impresja sieci ALMA w rozszerzonej konfiguracji
Zdjęcie dzięki uprzejmości ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / L Calçada

Pozostałe cztery 12 m anteny oraz dwanaście 7 m anten utworzą Atacama Compact Array. Mniejsze anteny można rozmieszczać bliżej siebie, na co pozwalają właściwości interferometru. Kompaktowa struktura umożliwi obserwację rozległych obszarów, uzyskanie „dużego obrazu”. Dodatkowo, cztery 12 m anteny będą oddzielnie mierzyły jasność absolutną obserwowanych obiektów, wielkość której nie można zmierzyć za pomocą interferometru.

Teleskop, w zależności od konfiguracji, umożliwi astronomom badanie ogólnej struktury źródła astronomicznego, albo jego szczegółów. Zmiana konfiguracji sieci od kompaktowej do rozległej wymaga jednak przemieszczania anten, a każda waży ponad 100 ton. Dokonywane jest to z wykorzystaniem dwóch specjalnie zamówionych transporterów, które kilometrami przemieszczają anteny przez pustynię i osadzają je na betonowych stanowiskach z milimetrową precyzją.

Jednym z zadań ALMY jest rejestracja promieniowania odległych galaktyk, takich które w historii Wszechświata uformowały się jako pierwsze, i których obserwowane przez nas obecnie światło zostało wyemitowane miliardy lat temu. Długość fali światła wysłanego przez te galaktyki została „rozciągnięta” gdy zmierzało ono w naszym kierunku, ponieważ Wszechświat rozszerza się i ostatecznie osiąga ono Ziemię jako fale milimetrowe lub submilimetrowe. Z tego powodu ALMA jest idealnym narzędziem do polowania na najwcześniejsze galaktyki i badania jak formowała się struktura Wszechświata.

Zdjęcie dzięki uprzejmości ESO
/ WFI (optical); MPIfR / ESO /
APEX / A Weiss et al.
(submillimetre); NASA / CXC /
CfA / R Kraft et al. (X-ray)

Centaurus A, galaktyka znajdująca się około 13 milionów lat świetlnych od Ziemi. Centaurus A jest galaktyką aktywną co oznacza, że supermasywna czarna dziura w jej sercu żarłocznie pożera otaczającą materię, uwalniając w szerokim elektromagnetycznym spektrum olbrzymie ilości energii oraz wyrzuca w dwóch symetrycznych strumieniach wysoce energetyczne cząstki. Wielobarwność uzyskano dzięki wykorzystaniu trzech różnych instrumentów działających w różnych długościach fal. Widoczne są wyrzuty materii i strumienie emanujące z czarnej dziury w jej centralnej części. Obraz w zakresie 870 µm, pochodzący z LABOCA w APEX, jest pomarańczowy. Rentgenowskie dane z Chandra Chandra X-ray Observatory są pokazane na niebiesko. Dane obserwacyjne w zakresie widzialnym, otrzymane z wykorzystaniem 2.2 m teleskopu MPG / ESO, Wide Field Imager (WFI), usytuowanego w La Silla (Chile), pokazują gwiazdy znajdujące się w tle oraz charakterystyczny pas pyłu galaktycznego w niemal rzeczywistych barwach.

ALMA będzie również badała z niezwykłą drobiazgowością „gwiezdne wylęgarnie” – ogromne, zimne chmury gazu i ziaren kosmicznego pyłu, w których rodzą się gwiazdy. Światło młodych gwiazd jest absorbowane i ponownie emitowane przez pył kosmiczny w podczerwieni lub długościach submilimetrowych. Regiony takie, oglądane przez teleskopy optyczne, bywają przysłonięte przez ziarna pyłu i dlatego niewidoczne, jednak świecą jaskrawo w submilimetrowym zakresie spektrum. ALMA będzie wspaniałym narzędziem do obserwacji wyjątkowo zimnych chmur. Dzięki ALMIE możliwe będzie tworzenie szczegółowych obrazów gwiazd i planet tworzących się w obłokach gazowych w pobliżu Układu Słonecznego, a przez to lepsze zrozumienie mechanizmu powstawania gwiazd, układów planetarnych, a nawet życia jako takiego.

 

Zdjęcie dzięki uprzejmości ESO/
APEX / DSS2 / SuperCosmos/
Deharveg (LAM) / Zavagno (LAM)

Wielobarwny obraz gwiazdotwórczego regionu RCW120, ukazujący jak rozszerzający się bąbel zjonizowanego gazu, o wielkości około dziesięciu lat świetlnych, wywołuje gromadzenie pobliskiej materii w gęste chmury, w których formują się gwiazdy. Te zimne i gęste chmury emitują zabarwione tu na niebiesko promieniowanie w długościach submillimetrowych i są idealnym celem dla teleskopów takich jak ALMA.Obraz w submillimetrowej (870 µm)długości fali sfotografowano aparatem LABOCA, połączonym z 12 m anteną Atacama Pathfinder Experiment (APEX), jednoantenowego teleskopu wykorzystującego prototyp anteny ALMA, też na płaskowyżu Chajnantor.

Promieniowanie milimetrowe otwiera okno na zimny i odległy Wszechświat, ale silna absorbcja przez parę wodną w atmosferze ziemskiej utrudnia jego odbiór. Z tego powodu, teleskopy dla astronomii tego rodzaju trzeba budować w położonych wysoko, suchych miejscach, w których atmosfera jest rozrzedzona, a zawartość pary wodnej jest jak najmniejsza. To właśnie dla tych powodów wybrano dla ALMY płaskowyż Chajnantor, 5000 m nad poziomem morza. Astronomowie mają tu doskonałe warunki dla obserwacji Wszechświata, jednak muszą obsługiwać obserwatorium w bardzo trudnych warunkach. Na tej wysokości narażeni są na takie same problemy co wspinacze wysokogórscy: chorobę wysokościową, niskie ciśnienie atmosferyczne, brak tlenu do oddychania. Aby uczynić operacje techniczne i codzienną pracę łatwiejszymi, zbudowano bazę na mniejszej wysokości – około 2900 m. W skrócie: jeśli miejsce jest dobre dla (sub)milimetrowej astronomii, z całkowitą pewnością nie chciałbyś tam zamieszkać.

Choć jakieś 50 km obok jest wioska San Pedro de Atacama, spacer wokół ALMY przypomina zwiedzanie obcej planety. Płaskowyż położony jest tak wysoko, że gorączkowe, miejskie życie nie jest tu możliwe i zostaje jedynie śladem w pamięci, przez co to wyjątkowe miejsce jest unikalnym lokum do zgłębiania tajemnic odległego i tajemniczego kosmosu. Przestrzeń kosmiczna jest stąd zaledwie o krok.

Obserwacje obiektów astronomicznych w różnych zakresach widmowych

Światło stanowi niewielką część spektrum promieniowania elektromagnetycznego. Poszczególne części pełnego spektrum, zakresy spektralne, są odpowiednio do malejącej długości fali i rosnącej częstotliwości: falami radiowymi (włączając mikrofale i promieniowanie (sub)milimetrowe), podczerwienią, światłem widzialnym, ultrafioletem, promieniowaniem X i promieniowaniem gamma.

Ponieważ różnym procesom fizycznym we Wszechświecie towarzyszy emisja specyficznego promieniowania, najlepiej obserwować daną klasę obiektów w jednym lub kilku zakresach spektralnych. Współcześnie astronomowie często starają się analizować wiele zakresów, korzystając z różnych teleskopów i gromadząc po fragmencie zupełny obraz zagadki. Takie podejście nazywane jest obserwacją wielozakresową.

Atmosfera ziemska, absorbując większą część promieniowania, bardzo komplikuje sprawę. Chroni nasze życie, jednak mocno utrudnia pracę astronomom – zaledwie maleńka część elektromagnetycznego spektrum jest obserwowalna z powierzchni Ziemi, a często jakość obserwacji zależy od położenia geograficznego. Dlatego wybór lokalizacji, jak Chajnantor dla ALMY, staje się nadzwyczaj istotny. Dla zakresów bardzo krótkich długości fal, astronomowie potrzebują teleskopów umieszczonych na pokładach satelitów orbitujących wokół naszej planety, poza zaciemniającą obraz powłoką atmosfery.

Pochłanianie atmosferyczne: brązowa linia pokazuje stopień nieprzezroczystości atmosfery dla danej długości fali. Główne okna: dla zakresu optycznego (oznaczone tęczowo) oraz dla fal radiowych od koło 1 mm do 10 m. Teleskop ESO (ESO’s Very Large Telescope) działa w zakresie światła widzialnego i podczerwieni, natomiast ALMA w zakresie (sub)milimetrowym, dla którego pochłanianie silnie zależy od wysokości i wilgotności. Obserwacje w zakresach, dla których atmosfera jest nieprzezroczysta, wymagają umieszczenia teleskopu poza atmosferą. Kliknij na obrazek aby powiększyć
Zdjęcie dzięki uprzejmości ESA / Hubble / F Granato

 

Download

Download this article as a PDF

Resources

Institution

ESO

Author(s)

Claudia Mignone studiowała astronomię na Uniwersytecie Bolońskim we Włoszech, po czym przeniosła się do Niemiec na studia doktoranckie z kosmologii w Heidelbergu. Jej uwaga koncentruje się na metodach wnioskowania o właściwościach rozszerzania się Wszechświata. Lubi pisać o nauce i społeczeństwie oraz popularyzować naukę. Te zainteresowania zaprowadziły ją w komunikację naukową, wpierw na praktykę komunikaxcji w European Southern Observatory (ESO) i obecnie jako pisarza naukowego w European Space Agency (ESA).

Douglas Pierce-Price jest rzecznikiem prasowym ALMA i APEX w ośrodku ESO w Niemczech. Przed podjęciem pracy w ESO, obronił pracę doktorską z astrofizyki na Uniwersytecie Cambridge (UK) i pracował w Joint Astronomy Centre na Hawajach (USA).


Review

Nie jest niczym nadzwyczajnym wzmiankowanie przez nauczycieli podczas lekcji fizyki o teleskopach optycznych.

Dla nauczycieli ten artykuł jest szczególnie przydatny dla dydkusji o zdolności rozdzielczej instrumentu. Pytania dotyczące ogólnego zrozumienia mogłyby zawierać: dlaczego trzeba anteny rozpościerać na dużym obszarze? Dlaczego nie można uzyc pojedynczego instrumentu?


Paul Xuereb, Malta




License

CC-BY-NC-ND