Obserwatorium astronomiczne ALMA - wszechświat

Obserwatorium astronomiczne ALMA.doc
(131 KB) Pobierz
Obserwatorium astronomiczne ALMA –
kosmos ledwie o krok dalej
Claudia Mignone, Douglas Pierce-Price
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
Zasoby

Strona internetowa W poszukiwaniu naszych kosmicznych początków (In Search of our
Cosmic Origins), pokaz planetarium ALMA, serie arkuszy pracy zawierających szczegółowe
informacje oraz ćwiczenia praktyczne dotyczące naukowych i technicznych zagadnień
przedstawionych w tym artykule. Zobacz: www.cosmicorigins.org lub
www.cosmicorigins.org/education.php

Więcej o ALMA www.eso.org/alma lub www.almaobservatory.org

Film video o ALMA: www.eso.org/public/videos/eso0849b



Krótki film wprowadzający w zagadnienia ALMA:
www.eso.org/public/videos/almatrailer2009
Więcej filmów o ALMA: www.eso.org/public/videos/archive/category/alma
Więcej o regionie Atacama oraz o ochronie historycznych i środowiskowych walorów
regionu w projekcie ALMA na stonie internetowej ALMA (www.almaobservatory.org) lub
bezpośrednio: http://tinyurl.com/ydg2usl oraz http://tinyurl.com/yamfh77
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).
Plik z chomika:
h.kuz
Inne pliki z tego folderu:

Akrecja.doc (56 KB)
 Biały karzeł.doc (262 KB)
 Brązowy karzeł.doc (264 KB)
 Co widać na niebie.doc (412 KB)
 CZARNE DZIURY.doc (78 KB)
Inne foldery tego chomika:

AGD
archeologia
architektura
biżuteria koralikowa
 Dokumenty



Zgłoś jeśli naruszono regulamin





Strona główna
Aktualności
Kontakt
Dział Pomocy
Opinie


Regulamin serwisu
Polityka prywatności
Copyright © 2012 Chomikuj.pl