Observatorul ALMA: cerul este doar la un pas de noi Understand article

Tradus de Luminița Chicinaș Claudia Mignone și Douglas Pierce-Price ne conduc într-o călătorie în Anzii chilieni, în locul în care se află cea mai mare instalație de astronomie radio care a fost construită cu scopul de a descoperi secretele originilor noastre cosmice.

O antenă ALMA pe platoul
Chajnantor la sfârșitul
anului 2009

Pentru imagine, multumim
ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)

Imaginați-vă că vă aflați în Chile, în partea de nord a țării și urcați în regiunea Atacama, pe înălțimile Anzilor, unul din locurile cele mai uscate și mai izolate de pe suprafața Pământului. Aici, la o alitudine de 5000 m și chiar mai mare, viața nu este deloc ușoară: presiunea atmosferică este mult mai redusă față de nivelul mării, iar oxigenul este rarefiat.

Peisajul, dominat de vulcani imenși și de alte vârfuri muntoase semețe, este decorat ocazional de pete de sare și de formațiuni pitorești de gheață și zăpadă și seamănă în foarte mică măsură cu imaginea tipică a planetei noastre. Apoi, deodată, în această regiune aridă și abandonată, devii conștient de prezența unei construcții gigantice – ar putea fi acestea elementele gigantice ale unui satelit?

Nu tocmai. Acesta este Zona extinsă Atacama pentru domeniul milimetric/submilimetric (ALMA) și constă dintr-un ansamblu uriaș de antene de înaltă precizie, ansamblu construit pe platoul Chajnantor ca rezultat al unui parteneriat internațional între Europa, America de Nord și Asia de Est în cooperare cu republica Chile. Partenerul European în ALMA este Observatorul Euopean de Sud (ESO). ALMA este un observator revoluționar care, atunci când va fi finalizat în anul 2012, va permite astronomilor să observe lumina provenită de la unele dintre cele mai reci și mai îndepărtate obiecte din Univers, observare realizată cu o rezoluție și o sensibiltate multe mai bune decât ceea ce se poate efectua în present.

ALMA este cel mai mare proiect astronomic terestru existent la acest moment. Au fost instalate deja trei antene – o întreprindere impresionantă dacă avem în vedere condițiile geografice deosebite ale acesui amplasament. Cei care vor vizita în anii viitori platoul Chajnantor vor întâlni 66 de antene, dintre care 54 vor avea diametrul de 12 m, iar 12 vor fi ceva mai mici de doar 7 m diametru fiecare.

Partea cea mai vizibilă a fiecărei antene o constituie discul, o suprafață extinsă reflectantă. Discul are același rol ca lentilele și oglinzile în telescoapele ”tradiționale” sau optice: acestea colectează radiația provenită de la corpurile astronomice îndepărtate și o focalizează pe un detector care măsoară această radiație. Diferența între cele două tipuri de telescoape constă în valoarea lungimii de undă a radiației detectate. Lumina vizibilă, captată de telescoapele optice, reprezintă doar o mică parte din spectrul radiațiilor electromagnetice (vezi caseta), și anume domeniul lunimilor de undă cuprinse între 380 nm și 750 nm (milionimi de milimetru). În contrast, ALMA va explora cerul pentru radiații cu lungimi de undă mai mari, de la câteva sute de micrometri până la circa 1 mm. Acest domeniu este cunoscut sub numele de radiație milimetrică și submilimetrică, un subgroup al undelor radio.

Prototipul European al
antenei pentru ALMA

Pentru imagine, multumim ESO

Discurile ansamblului ALMA diferă față de oglinzile unui telescop cu lumină vizibilă atât prin netezime cât și prin dimensiune. Suprafețe reflectante ale oricărui telescop trebuie să fie virtual perfecte: dacă ele au orice defecte care să fie mai mari de un procent din lungimea de undă care trebuie detectată atunci telescopul nu va realiza măsurători corecte. Cea mai mare lungime de undă care va fi detectată cu ajutorul antenelor ALMA înseamnă că deși ele au o corectitudine dimensională mai mică decât grosimea unei foi de hârtie, discurile nu au nevoie să fie lustruite ca oglinzile utilizate pentru telescoapele optice din domeniul vizibil. Astfel, deși discurile ansamblului ALMA arată ca și discurile unui satelit metalic gigantic, pentru fotoni cu lungimea de undă în domeniul (sub)milimetric aceste discuri sunt totuși suprafețe perfect reflectante și care focalizează cu mare precizie fotonii.

Rezoluția (sau gradul detaliilor dintr-o imagine) unui telescop depinde atât de lungimea de undă la care acesta operează cât și de dimensiunea aperturii sale – diametrul discului principal sau diametrul oglinzii. Cu cât lungimea de undă este mai mare cu atât rezoluția este mai redusă; cu cât diametrul este mai mare cu atât este mai bună rezoluția. Relația între dimensiunea unghiulară a celor mai mici detalii care pot fi distinse (θ), lungimea de undă (λ) și diametru (D) este dată de: θ ≈ λ/D. De reținut că valori mici pentru θ (unghi) înseamnă detalii mai fine și deci o rezoluție mai bună. În consecință, un telescop radio (cu lungime de undă mare) care are aceeași dimensiune a discului ca și un telescop optic cu lumină vizibilă (cu lungime de undă scurtă) va avea o rezoluție mai slabă.

De aceea, pentru a ajunge la o rezoluție comparabilă cu cea a celui mai bun telescop optic, un telescop radio, așa cum este ALMA va avea nevoie de o suprafață reflectantă cu un diametru de câțiva kilometri – un lucru evident nefezabil. Din acest motiv ALMA constă dintr-o zonă pe care sunt distribuite mai multe antene individuale astfel încât să acopere o suprafață cât mai mare și să lucreze împreună în aceeași manieră ca un interferometru.

Rezoluția unui interferometru este dată de θ ≈ λ/B, unde θ este rezoluția, λ este lungimea de undă, iar B este maximul liniei de bază, adică separarea dintre o pereche de antene pe suprafață. Cu alte cuvinte, un interferometru acționează ca un singur telescop care ar avea o dimensiune atât de mare încât să acopere întreaga zonă.

Dacă se mărește distanța dintre antene atunci se mărește și puterea de rezoluție a interferometrului, fiind posibilă astfel observarea unor detalii mai mici. Posibilitatea de a lega antenele pe linii de bază de mai mulți kilometri este de importanță crucială pentru a se obține o rezoluție extreme de bună și un grad înalt al detaliilor în imaginile obținute.

Zona principală ocupată de ALMA va conține 50 de antene de 12 m aranjate în configurații distribuite pe distanțe cuprinse între 150 m și 16 km. Această zonă va simula astfel un unic gigantic telescop care va fi mult mai mare decât orice telescop posibil a fi construit în prezent. De fapt, ALMA va avea o rezoluție maximă care va fi chiar mai bună decât cea atinsă de telescopul spațial Hubble la lungimi de undă optice.

Impresia unui artist despre zona ALMA, în configurație extinsă
Pentru imagine, multumim ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / L Calçada

Celelalte 4 antene cu diametrul de 12 m împreună cu cele 12 antene cu diametrul de 7 m fiecare vor forma Zona Compactă Atacama. Antenele mai mici cu diametrul de 7 m pot fi grupate mai apropiat una de cealaltă; datorită modului în care se comportă interferometrele aranjamentul compact le va permite acestor aranjamente să observe o structură mai largă sau ”imaginea generală” a obiectelor astronomice care sunt observate. În plus, cele 4 antene de 12 m vor fi utilizate separat pentru a măsura strălucirea absolută a obiectelor observate, ceea ce reprezintă o mărime care nu poate fi măsurată cu un interferometru.

Diferitele configurații ale telescopului vor permite astronomilor să verifice atât structura extinsă a unei surse astronomice cât și detaliile sale cele mai fine. Oricum, pentru a comuta între configarațiile compactă și largă ale zonei este necesar ca antenele să se deplaseze fizic. Acest lucru se realizează cu ajutorul a două transportoare construite conform nevoilor specifice de a ridica antenele; fiecare dintre aceste transportoare având o masă mai mare de 10 tone va trebui să se deplaseze pe distanțe de ordinul kilometrilor în deșert, iar poziția lor, în locurile de parcare, trebuie să fie respectată cu o precizie de ordinul milimetrilor.

Pentru imagine, multumim ESO
/ WFI (optical); MPIfR / ESO /
APEX / A Weiss et al.
(submillimetre); NASA / CXC
/CfA / R Kraft et al. (X-ray)

Centaurus A situată la cca 13 milioane de ani-lumină față de Pământ. Centaurus A este cunoscută ca fiind o galaxie activă, aceasta însemnând că, în centrul său se află o gaură neagră supermasivă care devorează frenetic materia înconjurătoare, eliberând cantități impresionante de energie care acoperă un domeniu larg al spectrului electromagnetic și care emite particule de energie înaltă în două jeturi simetrice. Culoarea compozită, obținută cu ajutorul a trei instrumente care operează fiecare la altă lungime de undă, evidențiază lobii și jeturile care emană din gaura neagră centrală a galaxiei. Datele din domeniul submilimetric de 870 μm provenite de la LABOCA pe APEX sunt reprezentate cu portocaliu. Datele din domeniul razelor X provenite de la Observatorul de raze X Chandra sunt reprezentate în albastru. Datele din domeniul vizibil provenite de la Imaginatorul de Câmp Larg (WFI) de pe telescopul MPG / ESO 2.2 situat la La Silla, Chile evidențiază stelele din fundal și aglomerările de praf cosmic caracteristicile galaxiei aproape de ”culoarea adevărată”

Unul dintre scopurile ALMA este acela de a captura radiația provenită de la galaxiile foarte îndepărtate: aceste galaxii sunt cele care s-au format printre primele în istoria Universului, iar noi putem vedea acum lumina pe care acestea au emis-o acum circa zece miliarde de ani. Lungimea de undă a luminii emise de aceste galaxii îndepărtate este ”întinsă” pe măsură ce călătorește spre noi deoarece Universul este în expansiune: ceea ce a început ca lumină infraroșie va ajunge probabil la Pământ ca lumină cu lungimea de undă în domeniul milimetric sau submilimetric. Aceasta face ca un telescop cum este ALMA să fie instrumentul ideal pentru a ”vâna” primele galaxii și de a explora modul în care s-au formate diferite structuri în Univers.

ALMA va explora, de asemenea, în detalii neașteptate până acum, multe spații în care se nasc stelele – norii vaști, reci de gaz cosmic și de praf cosmic care se întind în spațiul interstelar în care se nasc stelele noi. Lumina produsă de aceste stele tinere este absorbită și re-emisă de către praful cosmic la lungimi de undă infraroșii mai mari, respectiv la lungimi de undă (sub)milimetrice. Observate cu ajutorul unui telescop optic aceste regiuni sunt adeseori întunecate, obscure datorită granulelor de praf dar, ele devin strălucitoare în partea (sub)milimetrică a spectrului. ALMA va fi cel mai puternic telescop utilizat pentru observarea acestor nori extrem de reci și va oferi imagini ale acestora cu un grad foarte înalt, fără precedent, de detaliere. Grație ALMA, astronomii vor fi capabili să obțină imagini detaliate ale stelelor și planetelor care s-au născut în norii de gaz din vecinătatea sistemului nostru solar și totdată să înțeleagă mai bine modul în care s-au format stelele, sistemele planetrae și chiar viața însăși.

Pentru imagine, multumim ESO
/ APEX / DSS2 / SuperCosmos
/ Deharveng (LAM) / Zavagno
(LAM)

Imagine compozită color a regiunii RCW120 în care se formează stele. Imaginea indică modul în care o bulă de gaz ionizat în expansiune de cca 10 ani-lumină determină colapsul materialului înconjurător în clumps din care se formează noile stele. Norii reci și denși emit lumină cu lungimi de undă din domeniul submilimetric, reprezentați în albastru, se constituie într-o țintă ideală pentru telescoapele de tipul ALMA. În această imagine, datele având lungimea de undă în domeniul submilimetric de 870 μm au fost înregistrate cu o cameră LABOCA în cadrul Experimentului Atacama Pathfinder (APEX), un telescop cu disc unic și care se bazează pe un prototip al antenei ALMA, aflat de asemenea pe platoul Chajnantour

De aceea, radiația (sub)milimetrică deschide o fereastră înspre Universul rece și îndepărtat care este dificil de detectat deoarece este puternic absorbită de vaporii de apă din atmosfera Pământului. Din acest motiv telescoapele utilizate pentru acest gen de astronomie trebuie să fie construite în zone uscate situate la mare altitudine unde atmosfera este rarefiată și conținutul de vapori de apă este minim. De aceea, pentru amplasarea ALMA a fost ales platoul Chajnantor, platou situat la o altitudine de 5000 m, unul dintre locurile cele mai uscate de pe suprafața Pământului. Aici astronomii se vor bucura de condiții nemaiîntâlnite pentru observarea Universului dar prețul plătit este ridicat deoarece ei vor trebui să opereze un observator de frontieră, în condiții foarte dificile. Lucrând la altitudini atât de mari, astronomii vor fi expuși la aceleași probleme cu care se confruntă alpiniștii experimentați cum ar fi: răul de înălțime, presiunea atmosferică redusă și lipsa oxigenului necesar pentru a respira. Pentru a realiza operații tehnice și pentru a lucra zilnic cu ușurință, a fost construită o tabără de bază la o altitudine mai redusă de circa 2900 m. Pe scurt, dacă zona este bună pentru astronomia (sub)militrică nu înseamnă că aceeși zonă este plăcută pentru traiul cotidian.

Deși satul San Pedro de Atacama este situat la doar 50 km distanță deplasarea în interiorul și în jurul ALMA seamănă aproape cu vizitarea unei alte planete. Platoul Chajnantor este atât de înalt încât rutina vieții citadine rămâne o palidă amintire și totodată acesta permite realizarea unei locații unice pe Pământ din care să se exploreze misterele ascunse și îndepărtate ale cosmosului. De aici, spațiul este doar la un pas.

Detectarea obiectelor astronomice de-a lungul spectrului electromagnetic

Lumina vizibilă este doar o mică parte a întrgului spectru al radiației electromagnetice. Aranjate în ordinea descrescătoare a lungimii de undă, respectiv în ordinea crescătoare a frecvenței, diferitele porțiuni ale spectrului electromagnetic, numite benzi spectrale au următoarea succesiune: unde radio (incluzând microundele și radiația (sub)milimetrică), infraroșii, vizibile, ultraviolete, raze X și raze gama.

Deoarece în urma diferitelor procese fizice din Univers se emite lumină având lungimi de undă diferite, fiecare clasă de obiecte din Univers strălucește mai puternic în una sau mai multe benzi spectrale particulare. Adeseori, astronomii moderni se străduiesc să vizeze mai multe benzi spectrale, folosind diferite telescoape, deoarece fiecare set de observații oferă o parte complementară a imaginii globale, imagine construită ca un joc de puzzle; această abordare este denumită astronomie multi-lungimi de undă.

Oricum, atmosfera Pământului complică lucrurile deoarece aceasta absoarbe majoritatea radiației. Deși acest fenomen ne protejează ca persoane el îngreunează mult activitatea astronomilor: numai o fracțiune îngustă a spectrului electromagnetic este observabil de la suprafața Pământului și, adeseori în aceste cazuri, calitatea observațiilor depinde puternic de poziția geografică. Acesta este motivul pentru care a fost aleasă o poziție excelentă cum este Chajnantor pentru amplasarea ALMA. În cazul altor benzi spectrale, în special domeniul lungimilor de undă scurte, astronomii au nevoie de telescoape poziționate pe sateliții care orbitează în jurul planetei noastre, în afara stratului obscurator al atmosferei.

Opacitatea atmosferică: nivelul curbei maro indică, pentru o lungime de undă dată, cât de opacă este atmosfera. Ferestrele majore sunt situate în domeniul lungimilor de unde vizibile (cele cuprinse în curcubeu) și al undelor radio cu lungimi de undă situate de la cca. 1 mm la 10 m. Telescopul Foarte Mare al ESO operează în domeniul luminii vizibile și infraroșii, iar ALMA operează în domeniul (sub)milimetric în care opacitatea depinde puternic de cât de înalt și de uscat este locul respective. Observațiile la lungimi de undă la care atmosfera este opacă necesită telescoape spațiale (ilustrate în partea de sus a imaginii). Clicați pe imagine pentru a o mări
Pentru imagine, multumim ESA / Hubble / F Granato

 

Download

Download this article as a PDF

Resources

Institution

ESO

Author(s)

Claudia Mignone a studiat astronomia la Universitatea din Bologna, Italia, apoi în Germania unde a realizat un doctorat la Universitatea din Heidelberg. Cercetările sale s-au focalizat pe metodele prin care se pot realiza inferențe asupra proprietăților expansiunii Universului. Îi face plăcere în mod deosebit să scrie despre știință și societate și să explice știința oamenilor care nu sunt atât de implicați sau familiarizați în/cu domeniul științei. Acest interes al ei a determinat-o să se deplaseze spre domeniul comunicării științei, la început în calitate de comunicator intern al Observatorului European de Sud (ESO) și în prezent în calitate de scriitor științific al Agenției Spațiale Europene (ESA).

Douglas Pierce-Price este ofițer pentru informarea publicului din partea ALMA și APEX la serviciul de conducere din Germania. Înainte de a se alătura ESO, el și-a finalizat doctoratul la Universitatea Cambridge, Marea Britanie și a lucrat în cercetarea astronomică la Centrul Astronomic din Hawai, SUA.


Review

Nu este neobișnuit ca profesorii de fizică să menționeze pe parcursul lecțiilor lor subiectul telescoapelor optice dar referirea la folosirea altor tipuri de telescoape care utilizează alte feluri de radiații este mult mai neobișnuită. Acest articol este interesant și deoarece oferă o imagine asupra unui proiect de construire a unui radiotelescop aflat la acest moment în desfășurare.

Profesorii vor găsi acest articol util și aplicabil în special atunci când iau în discuție puterea de rezoluție a unui instrument. Printre întrebările de înțelegere adecvate se află și următoarele: ”De ce este necesar ca antenele să fie distribuite pe o suprafață întinsă?” și ”De ce nu se poate folosi un instrument unic?”


Paul Xuereb, Malţ




License

CC-BY-NC-ND