Před dvěma týdny vyšel článek Ivana Havlíčka, pojednávající o prvních výsledcích pozorování ve zcela novém submilimetrovém okně elektromagnetického záření, získaných zhruba v posledním roce, od uvedení radioteleskopu APEX se snímačem LABOCA do provozu v květnu 2007. APEX (Atacama Pathfinder EXperiment) je dvanáctimetrový radioteleskop s pohyblivou anténou, nacházející se v severní Chile v nadmořské výšce 5 080 m. Jde o první z 64 radioteleskopů budoucí sítě ALMA. Vznikl ve spolupráci tří evropských institucí, MPI (Max−Planck−Institut pro Radioastronomii v Bonnu, MPIfRA), ESO (Evropská jižní observatoř) a OSO (Onsalská observatoř). LABOCA se stala spolu s velkým radioteleskopem APEX a v kombinaci s příhodným místem s vynikající atmosférou po většinu roku vhodnou pro pozorování v uvedeném oboru, aparaturou s bezprecedentními vlastnostmi, slibujícími získávat nové, dosud nedosažitelné astronomické výsledky. Nová kamera je založena na unikátním technickým řešení a využívá matici extrémně citlivých bolometrů čímž se daří pozorovat chladnou mezihvězdnou hmotu prostřednictvím jejího tepelném záření, často dosud jinými metodami nepozorovatelnou. Nové výsledky nám umožní lépe pochopit například procesy při formování chladného mezihvězdného plynu a prachu před vznikem nebo po zániku hvězd, úlohu této látky ve spirálních ramenech galaxií apod. Pojďme se v tomto Bulletinu podívat podrobněji na fyzikální principy a některá technická řešení zmíněného detektoru.
|
APEX (radioteleskop) – Atacama Pathfinder EXperiment, dvanáctimetrový radioteleskop ESO umístěný v Chile v Atacamské poušti ve výšce 5 080 metrů nad mořem. Do provozu byl uveden v roce 2007, stal se prvním radioteleskopem ze zamýšlené sítě 64 teleskopů ALMA. LABOCA – Large APEX BOlometer CAmera, maticový detektor elektromagnetického záření v submilimetrové oblasti na pomezí radiových vln a infračerveného světla, s excelentní citlivostí. Umístěn je na radioteleskopu APEX v Atacamské poušti v Chile v nadmořské výšce 5 080 m. Bolometr – neselektivní tepelný detektor optického záření pracující na principu měření změny elektrického odporu v závislosti na změně teploty čidla bolometru v důsledku absorpce optického záření čidlem bolometru. Závislost lze vyjádřit přibližným vztahem ΔR/R = αΔT, kde α je teplotní součinitel změny odporu R, jehož velikost je určena použitým materiálem čidla bolometru a pracovní teplotou (α = 0,5 ÷ 5 000 K-1). ALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 64 radioteleskopů, která se buduje v Chilských Andách ve výšce 5000 m nad mořem. Jde o projekt ESA, smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003 a zcela dokončena by měla být v roce 2012. |
| Snímač LABOCA jako srdce experimentu |
Konstrukce kamery LABOCA vyvinuté vědeckou skupinou pro bolometry pracující v MPIfRA zúročuje mnohaleté zkušenosti při vývoji bolometrů pro astronomické pozorování v submilimetrovém pásmu. Jde zatím o nejkomplexnější pozorovací aparaturu vyvinutou touto skupinou. Všimněme si nyní jejího principu a některých nově vyvinutých unikátních technických řešení.
Nová technika tzv. rychlého snímání pro odstranění atmosférického šumu
Největší překážku pro pozorování v milimetrovém a submilimetrovém pásmu je zemská atmosféra, která představuje v tomto pásmu podobnou obtíž, jako kdybychom chtěli provádět astronomická pozorování v optickém oboru za dne, kdy atmosféra září rozptýleným denním světlem. V infračerveném oboru toto způsobuje nejvíce vodní pára obsažená v atmosféře a v menší míře další plyny, jako je například ozón. Kromě toho je rušivé atmosférické pozadí časově proměnné a tvoří tak jakýsi pozorovací šum, přehlušující záření všech astronomických objektů s výjimkou Slunce, Měsíce, Venuše, Marsu a Jupiteru se Saturnem. Nejrozšířenější metodou, jak detekovat záření s intenzitou pod hladinou šumu je tzv. přepínací technika, realizovaná nejčastěji sekundárním zrcadlem nazývaným woobler (rozmítací zrcadlo), které přepíná obraz pozorované oblasti s obrazem atmosférického pozadí na frekvenci vyšší než je frekvence atmosférického šumu. Tato metoda je použitelná s jistým omezením i pro matici detektorů, nejlépe však pracuje ve spojení s jednopixelovými detektory. Pro detektor LABOCA byla pro eliminaci šumového pozadí použita odlišná technika, vyvinutá speciálně pro maticové detektory. V této technice nazvané Fast Scanning (rychlé snímání) se využívá skutečnosti, že v poli snímačů jsou vždy snímány pro každý jednotlivý bolometr také okolní části oblohy sousedními bolometry. Rozmítání signálu se tedy nahrazuje pohybem celé aparatury po pozorované oblasti oblohy a obraz se zkonstruuje až ve fázi počítačového vyhodnocení pozorovaných dat. Šumový příspěvek atmosféry a podobně i přístrojový šum, u nichž obou se předpokládá, že v sousedních snímačích jsou v čase do jisté míry korelovány, lze tak částečně odečíst. Tato technika byla poprvé testována v roce 2000 na matici o 37 bolometrech umístěných na 30metrovém radioteleskopu IRAM (Instituto de Radioastronomía Milimétrica) v Pico Veleta ve Španělsku a od té doby na některých dalším radioteleskopech. Získané zkušenosti posloužily při vývoji bolometrického snímače LABOCA, ve kterém byla použita zcela nově vyvinutá metoda "rychlého snímání" za použití nových algoritmů pro zpracování dat.
Dosud největší matice bolometrů
V čem nový detektor naprosto zřejmě vyniká v porovnání se staršími detektory, je použitý počet 295 pixelů v poli snímačů.
 |
| Pole 295 bolometrických snímačů použité v kameře LABOCA. Průměr křemíkové destičky je 102 mm. Zdroj: MPI. |
Detektory vytvořené z 0,4 μm silné vrstvičky nitridu křemíku jsou pokryté titanovým filmem sloužícím jako absorbér detekovaného záření. K němu jsou připájeny germaniové termistory, které detekují nepatrné změny teploty snímače v důsledku pohlceného záření. Celé pole je umístěno v kryostatu využívajícího k předchlazení kapalný dusík a helium. Konečného zchlazení na teplotu 0,285 K je dosaženo dvoustupňovým sorpčním chladičem. Sada studených filtrů, oddělujících dusíkovou a heliovou část kryostatu od okolí, je navržena na propustné pásmo se středem 870 μm (345 GHz) a 150 μm (60 GHz).
 |
| Spektrální citlivost kamery LABOCA. Střední frekvence je 345 GHz a šířka měřená poklesem citlivosti na polovinu maxima je 313÷372 GHz. Zdroj: MPI. |
Záření je po vstupu do kamery soustředěno k jednotlivým bolometrům – monolitickým polem trychtýřovitých antén. Úhlová šířka oblasti odpovídající jednomu pixelu odpovídá 18,6 úhlovým vteřinám a celé matici odpovídá oblast oblohy o velikosti 11,4 úhlových minut.
 |
| Montáž čipu s maticí snímačů v kameře LABOCA. Tmavě zelená − křemíkový substrát, světle zelená − nitrid křemíku s titanovým filmem jako absorbér záření, červený obdélník − germaniový termistor připájený k povrchu absorpční vrstvy, červená − niobové elektrody, žlutá − zlaté elektrody. Vlevo dole řez celou sestavou s detailem trychtýřové antény pro jeden pixel. Zdroj: MPI. |
Mechanismus "rychlého snímání" může probíhat ve více režimech. V prvním režimu snímání oblohy probíhá po spirále s konstatní úhlovou rychlostí vztaženou ke středu spirály, takže úhlová rychlost po obloze (vztažená ke středu teleskopu) roste s poloměrem spirály. Další je kombinace spirálového pohybu s pohybem rastrovým. Třetí režim se nazývá One−The−Fly (OTF) mapování, při kterém se snímá obloha při pohybu dalekohledu po obloze jedním směrem. Volba režimu se řídí podle velikosti snímané oblohy a podle typu pozorovaného objektu. Pro malé kompaktní objekty se hodí spirálový režim, pro větší části oblohy se používají další dva z uvedených režimů. Typická úhlová rychlost snímání oblohy je kolem 30″/s a závisí mimo jiné také na momentálních vlastnostech oblohy, přičemž maximální úhlová rychlost je omezena maximální možnou rychlostí zracování dat je asi 4′/s.
 |
| Pohyb snímání oblohy rychlým skenováním v režimu spirálového pohybu. Simulovaný pohyb jednoho snímače je překreslen pro porovnání přes matici snímačů zakreslenou do obrázku tak, jak snímají oblohu. Na vodorovné ose je posun v azimutálním směru, na svislé ose ve svislém směru. Jednotky jsou úhlové vteřiny. Zdroj: MPI. |
| Přínos dalekohledu APEX s kamerou LABOCA |
Experimentální aparatura popsaná v tomto Bulletinu se hodí na širokou škálu pozorování nejrůznějších, hlavně chladných objektů. Jsou to zejména tyto:
|
O některých výsledcích se píše v článku, který jsme zmínili na začátku. Ač by bylo lépe provádět pozorování v infračerveném oboru dalekohledem umístěným ve vesmíru a vyhnout se tak rušivého vlivu atmosféry, mají pozemské dalekohledy i přes obtížnější pozorovací podmínky některé jiné výhody, které mohou v konečné bilanci převážit. Je to zejména nesrovnatelně nižší cena, možnost použít dalekohledy s většími průměry paraboly a odpadají rovněž omezení při nutných servisních misích ve vesmíru, způsobených malou kapacitou při plánování letů raketoplánů, které plní mnoho jiných a rovněž důležitých programů. Pozemské infračervené dalokohledy tak mohou v konečném výsledku poskytnout bohatší pozorovací program, neboť na Zemi je pak možné postavit více dalekohledů a nepříznivý vliv atmosféry lze popsanými metodami omezit. Proto se můžeme těšit na bohatý budoucí rozvoj této nové oblasti astronomie.
 |
| Tým LABOCA na dalekohledu APEX v září 2006, v den první instalace. Zleva doprava: N. Jethava, W. Esch, G. Lundershausen, G. Siringo, E. Kreysa. Uprostřed je kamera LABOCA před instalací. Zdroj: MPI. |
MPI – Max Planck Institute, největší vědecký ústav v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech.
ESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace založená v roce 1962, která postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality na La Silla (2 400 m), dalekohled VLT na Cerro Paranal (2 635 m) a v tuto chvíli se staví radioteleskopická síť ALMA na Llano de Chajnantor (5 080 m).
OSO – Onsala Space Observatory, švédská národní radioastronomická observatoř umístěná 45 kilometrů jižně od Gothenburgu v Onsale. Vlastní dva radioteleskopy pracující na milimetrových a centimetrových vlnách. Observatoř byla založena v roce 1949.
