ALMA, nová éra ve výzkumu Vesmíru

13. března 2013 proběhla v chilské poušti Atacama inaugurace nejdražšího astronomického komplexu, jaký lidé ve své historii na Zemi postavili – pole radioteleskopů ALMA (Atacama Large Millimeter Array).

Na nejméně tři desetiletí plánovaný provoz observatoře ALMA zahájil oficiálně chilský prezident Sebastián Piñera. Na pokyn v závěru jeho projevu se antény zaměřily na jádro naší galaxie. Inaugurace se zúčastnili ministři pro školství a vědu několika zemí včetně českého ministra Petra Fialy, představitelé chilské vlády a institucí, které ALMA financují a provozují. Mezi projevy odvysílali američtí spolupracovníci krátkou zdravici z mezinárodni kosmické stanice a chilská hudební skupina v tradiční indiánské ceremonii požádala bohyni Pachamamu (Matka Země), aby observatoři dopřála ochranu a úspěch.

Jak vznikla ALMA

Od roku 1995 hledali američtí, evropští a asijští astronomové v chilské poušti Atacama nejvhodnější místo pro pole radioteleskopů pracujících v milimetrové a submilimetrové oblasti elektromagnetického spektra. V roce 2008 doporučila americká Národní radiová astronomická observatoř (NRAO) postavit antény na úpatí vulkánů Cerro Toco, Cerro Chajnator a Cerro Chascon¹⁾ v severním Chile. Zde, téměř na obratníku Kozoroha a v nadmořské výšce 5000 m, se nachází rozsáhlá náhorní plošina Chajnator. Leží velmi blízko hranice s Argentinou a Bolívií a asi 50 km východně od historické vesnice San Pedro de Atacama.

K uskutečnění projektu za 1,4 miliardy amerických dolarů se spojila Evropa pod hlavičkou Evropské jižní observatoře (ESO), USA (U.S. National Science Foundation), Kanada (National Research Council of Canada), Japonsko (National Institutes of Natural Sciences of Japan) a Tchaj-wan (National Science Council of Taiwan).

Čím je ALMA výjimečná a proč ji bylo nutné umístit do extrémních klimatických podmínek And

ALMA je interferometr a současně velice citlivý spektrometr pracující v oboru milimetrových a submilimetrových vlnových délek, tedy na hranici radiového oboru, kde je běžnější popisovat záření jeho frekvencí. Radioastronomové tedy řeknou, že ALMA pracuje v rozsahu 31–950 GHz. Záření o frekvencích vyšších než 300 GHz bylo pro radioastronomii dosud nedostupné jednak proto, že je z velké části pohlcuje zemská atmosféra, a také proto, že potřebné detektory byly vyvinuty až v osmdesátých letech minulého století.

Záření v oblasti GHz frekvencí je v zemské atmosféře částečně pohlcované především molekulami vody, kyslíku O₂ a ozonu O₃ (viz obr. 2). Obsah vodních par v malých nadmořských výškách zcela pohlcuje záření zejména vyšších frekvencí. Astronomická pozorování pro frekvence vyšší než 300 GHz jsou možná jen na několika místech Země v nadmořských výškách nad 4000 m s extrémně suchým klimatem. Právě takové podmínky nabízí pouštní náhorní plošina Chajnator. Rozsáhlé plato navíc umožňuje rozmístit antény na mnohakilometrové vzdálenosti.

Vysoko položené pouště And se však vyznačují také extrémními klimatickými změnami, kde teplota během roku kolísá mezi –30 a +30 °C a její velké krátkodobé změny a silný vítr nejsou výjimečné. Podívejme se, s jakou přesností musí pracovat ALMA obsahující citlivou elektroniku na hranici současných technologických možností:

Maximální povolená odchylka povrchu antén od ideálního tvaru je 25 mikrometrů, tj. 0,025 mm, nastavení antén na zvolený objekt na obloze při využití referenčního zdroje a při větru pod 9 m/s je s přesností 0,6 obloukové vteřiny, absolutní nastavení po dobu jednoho měsíce může mít odchylku maximálně 2 obloukové vteřiny. Poloha mobilních antén, na kterých závisí přesnost fáze interferometrického signálu, musí být definována s přesností 0,065 mm a stabilní nejméně po 2 týdny. Teplota válců, ve kterých jsou uložené detektory, je stabilní v rozmezí 1 °C.

Z čeho se ALMA skládá

Po úplném dokončení v roce 2013 bude ALMA tvořena soustavou 66 parabolických antén a další klíčovou technologií na platu Chajnator.²⁾ Operační základna ve výšce 2900 m je vzdálena 28 km od plata. Z ní se provádí pozorování, kompletují, testují a opravují se zde antény a jsou tu ubytováni astronomové a technici zajišťující provoz systému. K ALMA dále patří centra v Santiago de Chile, v Evropě, Severní Americe a východní Asii.

Na platu Chajnator se nachází:

• 54 antén o průměru 12 m a 12 antén o průměru 7 m. Menší antény tvoří kompaktní pole (ACA), které je nezbytné pro interferometrické zobrazení s větším zorným polem.
• 200 míst (platforem), na které je možné umístit antény. Každá platforma je spojena s řídicím centrem soustavou optických a elektrických kabelů pro přenos dat, ovládání antén a jejich přesnou telemetrii. Vzdálenost mezi platformami dvanáctimetrových antén je 150 m až 16 km a mezi platformami sedmimetrových antén kompaktního pole 9–150 m. Téměř stotunové antény přemísťují speciálně vyvinuté transportéry.
• Tzv. korelátor (přesněji dva korelátory), který plní i funkce spektrometru, skládá signály z jednotlivých antén, vytváří interferometrický obraz, vydává pokyny pro související korekce interferometrických fází jednotlivých antén tak, aby byla zajištěna jejich koherence, a má i další funkce. Korelátor si můžeme představit jako mozek složitého interferometrického systému. Je to superpočítač speciálně vyvinutý pro ALMA, který patří k nejvýkonnějším v současné době. Obsahuje 134 milionů procesorů a při pozorování se všemi 66 anténami musí každou sekundu zvládnout až 17 × 1015 operací. Další počítače jsou potřeba k ovládání antén, pomocných zařízení a k přenosu a zpracování dat. Počítače i korelátory jsou umístěny v technické budově na platu.³⁾

Princip interferometrie

Prostorové rozlišení pozorovaného objektu (např. dvojhvězdy nebo protostelárního disku) roste lineárně s průměrem dalekohledu nebo antény. Z konstrukčních a finančních důvodů však nemůžeme jejich průměry neomezeně zvyšovat. Jako interferometrické řešení si proto můžeme představit, že namísto obří antény, v případě ALMA o průměru 16 km, využijeme jen její malé kruhové výseče, které představují jednotlivé antény interferometrického pole.

Cesta od výstupů z jednotlivých antén k obrazu, který bychom chtěli získat obří 16 km anténou, je však – pokud jde o skládání signálů – technicky složitá a vyžaduje náročné matematické metody (viz rámeček).

Mezi současnými optickými a infračervenými interferometry má největší počet dalekohledů interferometr CHARA v Kalifornii. Při jednom bloku pozorování (nelze mluvit o expozici, protože každý blok pozorování se skládá ze stovek krátkých expozic o délce desítek milisekund až sekund) jeho šesti dalekohledy získáme 30 bodů v rovině u, v. K rekonstrukci obrazu pak potřebujeme 20 až 30 bloků pozorování při optimálních pozicích objektu na obloze, délce a orientaci spojnic mezi dalekohledy. Takové pokrytí můžeme dokončit i za několik týdnů nebo měsíců a předpokladem rekonstrukce je, že se objekt po dobu pozorování nemění. Tento předpoklad zjevně není splněn pro mnohé dynamické jevy, např. výbuch supernovy. ALMA se svými 66 anténami jedním blokem pozorování zaplní u, v rovinu 2145 body. Protože konfigurace antén jsou definovány tak, aby pokrytí u, v roviny bylo optimální, rekonstrukce obrazu z jednoho bloku pozorování v některých případech nevyžaduje ani maximální počet antén. V takovém případě, nebo pro spektroskopické programy, které na rozmístění antén nezávisí, může být pole antén rozděleno až na čtyři skupiny, které mohou současně pozorovat různé objekty a na různých frekvencích. Během jednoho bloku pozorování je nutné zaznamenat stovky gigabytů dat, což vyžaduje nejmodernější dostupnou výpočetní techniku a velmi rychlé optické sítě pro přenos dat.⁴⁾

Proč chtějí astronomové pozorovat v submilimetrové oblasti elektromagnetického spektra

Jeden ze základních zákonů fyziky záření, Planckův zákon, nám udává vztah mezi teplotou absolutně černého tělesa a vlnovou délkou maxima toku záření, které těleso vyzařuje. Plyne z něj, že ALMA vidí především chladnou hmotu ve vesmíru, která má teplotu maximálně několik desítek kelvinů. Ta však představuje většinu hmoty. Je to zředěný plyn a prach, přicházející do mezihvězdného prostoru po výbuchu supernov nebo červených obrů, prach v temných mračnech, kde vznikají hvězdy a planetární systémy nebo v rozsáhlých strukturách kolem jader galaxií.

Vesmír v dalekém infračerveném oboru, zcela nedostupném pro pozemská pozorování, objevily teprve během posledních desetiletí dalekohledy pracující nad zemskou atmosférou. Ve stejné době byly postaveny i první radioteleskopy v mm oboru – IRAM ve francouzských Alpách, CARMA v severní Kalifornii, ESO/APEX na platu Chajnator, SMT na Havaji. Úsilí astronomů vedlo k poznatku, že tři hlavní maxima toku elektromagnetického záření z celého vesmíru jsou právě v infračervené až milimetrové oblasti spektra. Nejsilnější, odpovídající vlnové délce 1,87 mm (160,2 GHz) a teplotě 2,73 K, je reliktní záření po velkém třesku. Druhé maximum se nachází u 0,2 mm (frekvence 1,5 THz). To reprezentuje všechna chladná tělesa ve vesmíru s teplotou blízko 200 K, především chladné mraky prachu a plynu, a pohlcenou a znovu vyzářenou energii teplejších objektů. Třetí maximum se nachází blízko jednoho mikronu a odpovídá kumulovanému záření hvězd a planet ve vesmíru.

Vedle chladné hmoty je cílem ALMA i nejvzdálenější, a tedy nejstarší vesmír. V důsledku jeho expanze se podle Hubblova zákona viditelné až infračervené záření horkých velmi vzdálených objektů posouvá do infračervené až mm oblasti. Dalekohledy na družicích však mají velmi omezený průměr, a tím i rozlišení a interferometrie ve vesmíru – pro kterou potřebujeme mnoho antén/dalekohledů na různých satelitech a velmi přesná měření jejich vzájemné polohy a fázových korekcí – zůstává stále pouze předmětem teoretických studií a snů astronomů. Proto byla navržena ALMA, která maximálně využívá částečně pootevřená okna v zemské atmosféře pro submilimetrové záření.

V rozboru astrofyzikálních problémů pro projekt ALMA můžeme číst následující zadání:

• Detekovat emisi molekul CO v galaxii typu Mléčné dráhy o rudém posuvu z = 3 během méně než 24 hodin pozorování. Tento požadavek na citlivost určuje celkovou plochu antén, které zachycují tok záření, a tedy při jejich daném průměru i jejich počet. Počet antén je tudíž dán současně požadavky na spektroskopickou citlivost a rekonstrukci interferometrického zobrazení.
• Zobrazit kinematiku plynu v protostelárním a protoplanetárním disku o průměru dráhy Jupitera ve vzdálenosti 150 parseků (asi 4,63 × 10¹⁵ km). Úhlový průměr takového disku je pouze 0,03 obloukové vteřiny, avšak rozlišení ALMA musí být ještě nejméně o řád lepší, aby rozpoznala „mezery“ v discích doprovázející vznik planet. Dostáváme tedy požadavek na prostorové rozlišení, tj. v interferometrické řeči na vzdálenosti antén.
• Abychom mohli měřit magnetické pole v discích, systém musí umět měřit s velkou přesností i polarizaci zachyceného záření.
• Vysoce kvalitní interferometrické zobrazení. Tento obecně formulovaný požadavek znamená řadu kroků v optimálním rozmístění antén, korekci atmosférických a instrumentálních efektů, z nichž nejzávažnější jsou důsledkem turbulence v atmosféře.

Regionální centra ALMA

O pozorovací čas na ALMA soutěží astronomové podobně jako na jiných mezinárodních observatořích. Návrhy vědeckých projektů se předkládají jednou za rok. Nejhodnotnější z nich vybírá komise expertů z celého světa. Přestože ALMA pracovala dosud pouze v omezeném zkušebním režimu, proběhla v letech 2011 a 2012 dvě kola soutěže o pozorovací čas (tzv. cycle 0 a 1). V každém kole se o čas ucházelo téměř 1000 projektů. Pro rok 2012 komise udělila vysokou prioritu asi stovce z nich. I když nebyly všechny dokončeny, pro většinu byla získána hodnotná data. Pro rok 2013 je vybráno asi 150 projektů.

ALMA bude pracovat pouze v servisním modu, což znamená, že autoři vědeckých programů nejsou na observatoři v době pozorování přítomni a složitá pozorování provádějí vyškolení specialisté observatoře. Nejen pro samotná pozorování, ale i pro jejich přípravu a zpracování je nutné používat speciální, značně komplikovaný a průběžně vyvíjený software. Proto jsou na třech kontinentech zřízena regionální centra ALMA (ARC), která podrobněji seznamují astronomy se stavem a možnostmi observatoře, pomáhají jim s přípravou projektů a zpracováním dat a organizují vědecké workshopy a konference. Centra úzce spolupracují s observatoří v Chile, podílejí se na vybraných projektech, vývoji částí komplexu ALMA (např. detektorů) a softwaru a v počátečních fázích i na redukci dat. Jejich úkolem je i popularizace projektu a seznamování veřejnosti s nejvýznamnějšími výsledky. Evropské regionální centrum se nachází v sídle Evropské jižní observatoře v Garchingu u Mnichova, severoamerické v Charlottesville ve Virginii a pro východní Asii v japonské Mitace. Evropskou specialitou je dalších 7 regionálních „uzlů“ (ALMA regional nodes), které navazují na centrum v Garchingu. Ty jsou umístěny v Bonnu (Německo), Boloni (Itálie), Onsale (Švédsko), Grenoblu (Francie), Leidenu (Nizozemsko), Manchesteru (Velká Británie) a v Ondřejově (Česká republika).

Zapojení České republiky do projektu ALMA

Schválení regionálního uzlu v České republice je nesporným oceněním české astronomie tím více, že nemáme dosud tradici v mm radiové astronomii ani v jejích nejvýznamnějších aplikacích. Centrum se specializuje na pozorování Slunce (dosud pouze ve fázi testů) a na podporu v oblasti molekulární spektroskopie.⁵⁾

Ondřejovské centrum (www.asu.cas.cz/alma) by mělo sloužit nejen astronomům v České republice, ale i v celé východní a jihovýchodní Evropě. Pro českou vědu se tím otevírá obrovská příležitost začlenit se aktivně do jednoho z nejvýznamnějších astronomických projektů současnosti, a zároveň nutnost se s tímto nelehkým úkolem čestně vypořádat. Užitečné je všimnout si, jak se na projekt ALMA a soutěž o jeho využití připravovali někteří jeho nejsilnější účastníci.

Američané již v r. 2004 modernizovali a upravili pro mm astronomii 23 radioteleskopů, které tvoří radiové pole CARMA (pozorování na vlnových délkách 1 mm, 3 mm a 1 cm) v Kalifornii. Ovládací a redukční software CARMA byl východiskem pro podobné a komplikovanější systémy ALMA a specialisté pracující dříve na CARMA patří k vedoucím osobnostem ALMA. Ve francouzské astronomii proběhla v devadesátých letech poměrně bolestivá restrukturalizace, která omezila nebo dokonce zrušila některé klasické optické observatoře a přesunula zdroje na nové obory, především do optické a mm interferometrie a adaptivní optiky. Na alpském Plateau de Bure postavili Francouzi pole šesti radioteleskopů IRAM (pozorování na vlnových délkách 1, 2 a 3 mm). Tento postup se ukazuje jako velmi prozíravý – především američtí a francouzští astronomové i studenti dnes na ALMA předkládají silné projekty podložené pozorováními právě z CARMA a IRAM. 1. dubna 2013 se novým ředitelem ALMA stal Pierre Cox, dříve ředitel observatoře IRAM.

Česká republika je členem ESO od r. 2007, avšak podobné přeskupení lidských a finančních zdrojů zatím v dostatečném rozsahu neproběhlo ani v souvislosti s možnostmi poskytovanými moderními přístroji observatoře Paranal pracujícími v optické a infračervené oblasti spektra. Aktivní účast v projektu ALMA představuje ještě další krok za hranice tradiční české astronomie.

Pozorování Slunce v mm oblasti spektra

Třebaže existují práce, které už v minulých letech popisovaly pozorování Slunce i v mm oblasti spektra, zůstává tato oblast velice neprobádaná. To by měla změnit ALMA.

Spolu s očekáváním významných výsledků ve výzkumu Slunce si však musíme uvědomit technická omezení při jeho pozorování. Pokud budeme chtít docílit vysoké prostorové rozlišení při pozorování jevů ve sluneční atmosféře, musíme počítat s malým zorným polem. Proto pro zachycení těchto jevů ve větším měřítku musíme obraz vybrané oblasti poskládat z postupného pozorování jejich částí (tzv. mozaikový mód). Radiový signál ze Slunce je o mnoho řádů silnější než od vzdálených galaxií a musí být zeslabován. Abychom redukovali zahřívání anténního systému při pozorování Slunce, musí být antény posety jemnými vrypy, které rozptylují optické a infračervené záření, avšak nesmějí ovlivnit signál v mm oblasti. Také charakter pozorování Slunce je poněkud jiný než pozorování vzdálených objektů. Zatímco při pozorování velmi vzdálených objektů (např. galaxií) pozorujeme nejrychlejší časové změny na škále dnů, u slunečních pozorování (např. slunečních erupcí) jde o změny na škále sekund. Navíc se sluneční jevy dynamicky vyvíjejí a předpovědět jejich počátek a polohu na Slunci je velmi obtížné. Přes všechny tyto technické limity ALMA reprezentuje mezník v pozorování Slunce.

Pracovníci českého centra ALMA aktivně připravují, anebo budou koordinovat několik okruhů pozorování Slunce. Technicky nejjednodušší bude studium klidné sluneční chromosféry, její hustotní a teplotní struktury a popřípadě její role v ohřevu nad ní se rozkládající horké koróny. Tradiční témata slunečního oddělení Astronomického ústavu v Ondřejově jsou protuberance a filamenty. Již nyní připravujeme simulované radiové mapy těchto útvarů pro jejich srovnávání s budoucími pozorováními ALMA. Velká část sluneční komunity se připravuje na detekci nejrozmanitějších vln v chromosféře Slunce. Mnohé teorie totiž předpokládají existenci několika typů vln jako příčinu ohřevu sluneční koróny.

Sluneční erupce jsou dalším tradičním tématem Astronomického ústavu v Ondřejově. Ty jsou zdrojem vysokoenergetických částic, které nejenže unikají do meziplanetárního prostoru, ale také bombardují hluboké vrstvy sluneční atmosféry. Právě radiová emise v submilimetrové oblasti je jedním z klíčů k odhalení energií a urychlovacích mechanismů těchto vysokoenergetických částic. Vedle těchto hlavních témat se podílíme i na přípravě dalších, jako je např. studium mikrovýtrysků v oblasti slunečních skvrn nebo hledání teoreticky očekávaných radiových rekombinačních čar.

Molekulární spektroskopie v ALMA a v laboratoři

Většina hmoty ve Vesmíru není soustředěna ve hvězdách, planetách, kometách a meteoritech, ale je rozptýlena v chladném prostoru mezi hvězdami a galaxiemi v podobě zředěného plynu a prachu. Tento prostor, ať už budeme mluvit o ohromném prostoru mezi hvězdami, nebo v jejich blízkém okolí, si zasluhuje podrobný výzkum. Jeho výsledkem jsou informace o dynamice vesmírných objektů, vývoji a vzniku hvězd, spektroskopické informace o chemickém složení jednotlivých oblastí vesmíru, jejich teplotě nebo jejich relativním pohybu směrem k Zemi. Pozorování se mohou dotýkat různě vzdálených oblastí vesmíru. Analyzovat můžeme molekulární spektra z různých historických období expandujícího vesmíru, tedy spektra vyzářená před miliony či miliardami let. Tyto údaje obohacují naše znalosti o vývoji vesmíru a jeho chemickém složení, ale i o vývoji nebo stabilitě fundamentálních zákonů a konstant kvantové mechaniky.

Z pohledu molekulární spektroskopie představuje každá anténa systému ALMA spektrometr pracující ve frekvenční oblasti 31–950 GHz, tedy v oblasti, kde jsou pozorovatelné tzv. rotační spektrální čáry molekul. Tyto rotační spektrální čáry odpovídají kvantovým přechodům mezi různými rotačními kvantovými stavy, které se odlišují pouze různými hodnotami momentu hybnosti molekuly. Protože neexistují dvě různé molekuly, které by měly energetické rozdíly mezi rotačními stavy stejné, frekvence rotačních čar mohou jednoznačně identifikovat molekuly, které vyzařují záření dopadající na Zemi. Problémem je však zmíněný relativní pohyb galaktických a mimogalaktických objektů, ze kterých záření přichází.

V důsledku Dopplerova jevu se frekvence záření posouvá vzhledem k frekvenci naměřené v laboratořích. Nicméně spektrální rozlišovací schopnost ALMA spektrometrů je tak vysoká, že u molekul obsahujících alespoň jeden atom s nenulovým spinem lze v rotačních spektrálních čarách pozorovat jejich jadernou hyperjemnou strukturu. Spin je jedinečná kvantová vlastnost elementárních částic, jež se projevuje jako další nepatrný moment hybnosti, který se podle pravidel kvantové mechaniky kombinuje s jinými momenty hybnosti, tedy i s rotačním momentem hybnosti. Důsledkem je pak nepatrné rozštěpení každé rotační hladiny a vznik hyperjemné struktury rotačních čar. K jednoznačné identifikaci molekuly ve vesmírném objektu pak často postačuje změření jediného hyperjemného multipletu rotační čáry, a to i v takovém případě, že frekvence čar jsou výrazně posunuty Dopplerovým jevem.

Identifikace konkrétních spektrálních čar vede k určení dopplerovských spektrálních posunů a ty dovolují velmi přesný výpočet vzájemné rychlosti zdroje záření k Zemi. Na základě teoretického rozboru intenzit spektrálních čar lze snadno spočítat z poměrů intenzit dvojic spektrálních čar jedné molekuly relativně přesné odhady rovnovážné teploty vesmírných objektů. Pokud různé dvojice čar poskytují různé teploty, lze případné nerovnováhy analyzovat a odvodit například velmi cenné údaje o teplotním vývoji v dané oblasti vesmíru.

Extrémní citlivost ALMA spektrometrů umožňuje i pozorování vibračně rotačních molekulárních spekter přicházejících z prvních velmi hmotných galaxií, které vznikly jednu až dvě miliardy let po velkém třesku. Tato měření mohou přinést revoluční poznatky o vlastnostech raného vesmíru.

Mohutnost a spektrální rozsah ALMA poskytuje řádově vyšší spektroskopickou citlivost než všechna obdobná zařízení na světě. Očekáváme proto, že bude možné nejen podrobněji mapovat molekulární složení mezihvězdných oblaků a cirkumstelárních disků napříč vesmírem, ale že budou nalezeny i další „nové“ molekuly a fragmenty prebiotických molekul. ALMA tak výrazně přispěje k odhalení zákonů astrochemie a v případě nalezení prebiotických molekul nebo jejich fragmentů pomůže při hledání odpovědí na základní otázky lidstva o vzniku života na Zemi či na jiných planetách ve vesmíru.

Aby tyto nové molekuly mohly být nalezeny ve spektrech přicházejících ze vzdáleného vesmíru, musíme je nejprve změřit v pozemských laboratořích. U běžných molekul jsou potřebná spektroskopická data většinou známa, v případě nestabilních molekulárních forem, jako jsou radikály, ionty a fragmenty biomolekul, intenzivní výzkumy probíhají za účasti vědců a studentů z VŠCHT Praha obvykle v mezinárodní spolupráci.