9 Daleká infračervená a milimetrová astronomie

Transkript

1 9 Daleká nfračervená a mlmetrová astronome Daleká nfračervená oblast (FIR) zhruba od λ 10 μm a zejména mlmetrová oblast se technologcky podobají rádu. Obecně na takových dlouhých vlnových délkách převážně vyzařují chladné objekty; mlmetrové je kosmcké mkrovlnné pozadí, s rovnovážnou teplotou T =2,7. K. Podle Wenova posunovacího zákona je maxmum na: λ max = b T, (9.1) kde konstanta b =2, (17) 10 3 m K. Potřebujeme proto chladné detektory, ale naštěstí nemusejí být chladné antény, protože jejch tepelné záření málokdy trefí malý detektor. 9.1 IR detektory Klasckým materálem pro detekc v nfračervené oblast je PbS, nebol mnerál galent, který je př chlazení na teplotu kapalného dusíku T v = 77 K ctlvý v rozmezí λ = 1 až 4 μm (tj. spíše NIR). Měří se buď fotoproud (přímo), nebo fotovodvost (nepřímo), když se PbS zapojí jako fotorezstor do obvodu a zjšťuje se změna proudu př dopadu fotonu. Germanový detektor, přesněj Ge dopované Ga, může být ctlvý v rozsahu 50 až 240 μm. Je však potřebné chlazení helem na 4 K a specální zeslovač, chlazený na tutéž teplotu. Zajímavý je posun ctlvost př stlačení materálu (na 490 MPa; obr. 9.1). Kvantová účnnost dosahuje as 20 %. Materál HgCdTe vykazuje ctlvost ve dvou ntervalech, λ = 3 až 5 μm a8až 12 μm, jež můžeme volt změnou poměru rtut a kadma, konkrétně Hg 0,7 Cd 0,3 Te ahg 0,8 Cd 0,2 Te. Chlazení je obvyklé na 77 K. Nezvyklé je, že odezva IR detektorů bývá komplkovaná a závslá na hstor. Částečným řešením je modulace na vstupu, tudíž měříme rychle se měnící sgnál, a stmulace, nebol jednorázové ozáření slným nfračerveným zdrojem uvntř aparatury. Problémy způsobuje také kosmcké záření; stačí malá dávka 10 3 Gy [gray] a nastane přechodné zvýšení ctlvost a dlouho trvající návrat. Pomáhá zvýšení napětí offsetu, ozáření slným zdrojem nebo zahřátí nad určtou teplotu (Young 2005). 199

2 9 Daleká nfračervená a mlmetrová astronome Obrázek 9.1: Normalzovaná odezva detektoru Ge:Ga v závslost na vlnové délce λ pro případ nestlačený a stlačený. Převzato z Young (2005). Dále je samozřejmě možné využívat supravodvých detektorů. Na dalekohledu JCMT, přístroj SCUBA 2, je například použt TES, zajšťující ctlvost v pásmech λ eff = 450 a 850 μm. Na observatoř ALMA je zas pro většnu pásem použto STJ = SIS, konkrétně mez 3,5 mm a 300 μm. 9.2 IR a mm pozorování Pozorování v oborech M (λ eff =4,75 μm), N (10,5 μm), Q (21 μm) je ze Země čím dál obtížnější, neboť v atmosféře dochází k absorpc (zejména vodní párou) a navíc k tepelné ems, která vytváří neúnosné pozadí; jako bychom pozoroval ve dne. Přspívají k němu dalekohledy (antény), resp. sekundární zrcadla (reflektory), nacházející se blíže ohnsku. Proto se ostatně stavějí družce jako IRAS, jenž pozoroval na λ eff = 12, 25, 60 a 100 μm, Sptzer, Herschel nebo Planck. Noddng a choppng. Exstuje však postup, jak pozadí potlačt. Nazývá se noddng, což je prostě pohyb dalekohledu, a choppng, což je pohyb sekundáru. Proč nepoužít pouze noddng? Protože dalekohled je přílš pomalý a atmosféra rychle proměnná. Proč nepoužít pouze choppng? Protože vdíme jnou část zrcadla, na němž jsou tepelné gradenty. Stuace je následující: máme dvě polohy dalekohledu nod A, nod B (posunuté o ±Δδ), dvě polohy sekundáru chop A, chop B (o Δδ), takže vdíme dvě různá nastavení zrcadel označené třeba telescope L, telescope R, tř různé oblohy sky A, sky B, sky C, a sem tam hvězdu (když Δδ Δδ = 0). Konkrétně máme sgnály (obr. 9.2; Volk 2007): 200 nod A, chop A: S sky B + S telescope R + S star + N, (9.2) nod A, chop B: S sky A + S telescope L + N, (9.3)

3 IR a mm pozorování 9.2 Obrázek 9.2: Noddng a choppng. Jednotlvé obrázky odpovídají postupně nastavení: nod A a chop A AA, AB, BA, BB, AA AB, BA BBaAA AB (BA BB). Na každém obrázku je pochoptelně jnak nastaven černý a bílý bod. Převzato z person/magllop/vicolab/bertero_dir/chop_tech.html a Volk (2007). Když spočteme rozdíly: nod B, chop A: S sky C + S telescope R + N, (9.4) nod B, chop B: S sky B + S telescope L + S star + N. (9.5) AA AB = S sky B + S telescope R + S star S sky A S telescope L + N, (9.6) BA BB = S sky C + S telescope R S sky B S telescope L S star + N (9.7) a rozdíl rozdílů: AA AB (BA BB)=2S star +2S sky B S sky A S sky C + N, (9.8) vdíme, že dalekohled zmzel a obloha zmzí za podmínky: S sky B = S sky A + S sky C 2, (9.9) která se zdá přjatelná. Šumům N, N, N se samozřejmě nelze vyhnout. ALMA. Největší observatoří pro pozorování v mlmetrovém a submlmetrovém oboru je bezpochyby ALMA (angl. Atacama Large Mlmeter/submlmeter Array; obr. 9.3). Má 66 antén o průměru 12 m nebo 7 m, které jsou parabolcké, s hyperbolckým reflektorem. Jejch vzdálenost se může měnt od 150 m až do 16 km. 201

4 9 Daleká nfračervená a mlmetrová astronome Zachycují 10 pásem mez λ eff = 350 μm a 10 mm. V nterferometrckém režmu rozlšení dosahuje 10 mas, což je méně než u optckých nterferometrů, neboť je zde větší λ a menší B/λ. Celkem různých základen zajšťuje rychlé pokrytí rovny (u, v) př supersyntéze. Konfgurac je možné měnt pomocí dvou transportérů antén, s nosností 100 t, pohybujících se rychlostí 12 km/h. Vybudováno bylo 192 stanovšť, na něž se antény umsťují s přesností několka mlmetrů. Sada detektorů je umístěna v sekundárním ohnsku; každý je optmalzovaný pro dané pásmo (označované 1 až 10) a chlazený kryostatem na 4 K (Remjan a spol. 2015). Obrázek 9.3: Antény observatoře ALMA. Převzato z alma/about-alma.html. Lokální osclátory nejsou lokální doslova, příslušný sgnál je přenášen k anténám dgtálně optcky a musí se samozřejmě provádět korekce o délku vlákna. Na výstupu směšovače je mezfrekvence f IF = 8 GHz. Přenos sgnálů z jednotlvých antén je také dgtálně optcký. Datový tok dosahuje 120 Gbt s 1 na anténu, což by čnlo 100 Pbyte za den a bylo by naprosto neúnosné. Proto je nutné provést nějaké zpracování. 1 Korelátor. Oním zařízením je korelátor, jenž má dvě základní část: () zeslovač, zohledňující nejrůznější přístrojové a atmosfércké jevy, a () směšovač (mxer), násobící napětí z dvojc antén. Celkem je k dspozc 64 vstupů, s ladtelným fltry (TFB). Počítá se 2016 kroskorelací, 64 autokorelací a pak Fourerova transformace (odtud označení XF ), čl ampltudy pro určtý rozsah frekvencí f, čl spektrum. Rozlšení je na 2 až 4 bty, samplng na Nyqustově frekvenc f Ny nebo dvojnásobku. Uložt je nakonec potřeba 64 Mbyte s 1. Příspěvky k napětí U od jednotlvých antén by bylo možné sečíst: U(t) = U (t). (9.10) Přjímaný výkon je však úměrný kvadrátu napětí: ( ) 2 P U 2 = U {}}{{ }}{ U U j = U 2 + U U j, (9.11) j autokorelace kroskorelace 1 Vyjímkou je pozorování v režmu VLBI, kdy je nutné tento tok opatřt časovým značkam a nějak uložt, protože korelace se provádějí off-lne. j 202

5 IR a mm pozorování 9.2 odkud je zřejmé, proč se počítají nějaké autokorelace a kroskorelace. Namíření antén kousek vedle by přrozeně vytvořlo fázový rozdíl mez napětím, které předtím byly ve fáz: U 2 = U 1 e 2π[(u,v) α ], (9.12) což je prostorová harmoncká funkce. Korelace napětí jsou tedy úměrné komplexní vdtelnost μ(u, v) nterferenčních proužků. Antény př pozorování provádějí noddng, jenž slouží právě k rychlému změření proužků, aby nebylo nutné čekat, než se Země ráčí pootočt. Velkost zorného pole je omezena především úhlovým rozměrem prmárního laloku antény. Šířka laloku v půl výkonu je: zatímco šířka laloku mez prvním nulam: BWHP = 1,02 λ D, (9.13) BWFN = 2,44 λ D. (9.14) Na okrajích padá ctlvost k nule. Větší zorné pole je možné získat pomocí mozaky, kde krok v úhlu δφ = λ/( 3D) je volen tak, aby vzorkování bylo Nyqustovo a pokles výkonu byl právě kompenzován sousední polohou. Jako každý nterferometr, má ALMA problém s přílš rozlehlým zdroj. Základny B totž nemohou být kratší než je průměr antén D! Chybějící malé základny znamenají chybějící malé prostorové frekvence (souřadnce u, v), čl špatné rozlšení velkých zdrojů. Maxmální rekonstruovatelná škála je: φ mrs 0,6 λ B mn. (9.15) c To bylo ostatně důvodem pro stavbu kompaktního pole ACA ze 7m antén a jednotlvých 12m antén. Kalbrace toku se provádějí na objektech sluneční soustavy (planetách, planetkách), pro které jsou dobře známé vzdálenost (toky) z efemerd. Poušť je sce suché místo, ale absorpční pásy H 2 O pozorování stejně značně ovlvňují. Odpovídající fluktuace atmosféry se měří radometry vodní páry (WVR). Několk antén je navíc vybaveno nutačním reflektorem, který provádí choppng mez dvěma poloham v azmutu. Vznklá modulace sgnálu umožňuje potlačení vlvu atmosféry na frekvencích f<f choppng. Redukce probíhá podle měřící rovnce (Petry 2012): μ j = M j B j G j D j E j P j T j F j SI ν ( α ) e 2π[(u j,v j ) α ] d α + A j, (9.16) 203

6 9 Daleká nfračervená a mlmetrová astronome Obrázek 9.4: Různé dekonvoluční algortmy v software CASA: CLEAN (nahoře), Clark (uprostřed), Cotton Schwab (dole). Klascký algortmus pozorované vdtelnost μ nterpoluje na rovnoměrnou síť, provede zpětnou Fourerovu transformac, teračně odečítá PSF (špnavý paprsek) od špnavého obrazu, čímž se získá syntetcký obraz. Clarkův algortmus provádí totéž v malém cyklu, ale pak se ve velkém cyklu provede dopředná FFT syntetckého obrazu, získají se syntetcké vdtelnost na sít, odečtou se od pozorovaných nterpolovaných a pokračuje se. Cotton Schwabův algortmus po zmňované FFT provede ještě výpočet vdtelností v původních souřadncích (u, v) a odečtení od původních pozorovaných μ. Převzato z Petry (2012). kde, j označují ndexy dvojce antén, α úhlové souřadnce v rovně obrazu, (u, v) B/λ souřadnce projekce základen (v cyklech), μ j komplexní vdtelnost, I ν obraz (ten chceme zjstt), M j multplkatvní nejstotu závslou na základnách, B j odezvu pásma, G j zobecněný zsk elektronky, D j polarzační průsak, E j napěťovou odezvu antény (prmárního svazku), P j závslost na paralaktckém úhlu, T j troposfércké jevy, F j onsférckou Faradayovu rotac, S zobrazení do polarzační báze pozorování a A j adtvní nejstotu. Hodnoty neznámých matc je možné spočítat řešením (optmalzací) soustavy lneárních rovnc: μ obs j = M j B j G j D j P j T j F j μ syn j, (9.17) kde μ obs j je pozorovaná vdtelnost kalbračního zdroje, pro nějž známe (teoretcky spočtenou) μ syn j. Pro zpracování měření exstuje komplexní software CASA [318]. Rekonstrukce obrazu se v něm provádí pomocí různých dekonvolučních algortmů (mmo jné CLEAN, Clark, Cotton Schwab; vz obr. 9.4 a 9.5). Regonální centrum observatoře ALMA najdeme mj. v Ondřejově. 204

7 Balónová měření 9.3 Obrázek 9.5: Obraz hvězdy HL Taur s protoplanetárním dskem, odvozený zpětnou Fourerovou transformací a dekonvolucí nterferometrckých pozorování observatoří ALMA. Pozorování proběhlo v kontnuu, na λ eff =2,9, 1,3 a 0,87 mm. Rozlšení dosahuje 0,075 až 0,025. Převzato z Brogan a spol. (2014). 9.3 Balónová měření Chceme-l měřt za každou cenu určté pásmo, kde je špatná propustnost, nebo omezují-l přesnost měření fluktuace atmosféry, jednou z možností je použtí balónu. To je případ relktního záření (kosmckého mkrovlnného pozadí, CMB) s maxmem monochromatcké ntenzty I f na f. = 160 GHz, která odpovídá λ. =1,8 mm, s pološířkou FWHM přblžně 3 mm. Boomerang. Významným balónovým expermentem byl Boomerang, vypuštěný ze základny McMurdo (obr. 9.6; Crll a spol. 2003). Jeho dostup je 42 km, tzn. vršek stratosféry, což mnmalzovalo absorpc a fluktuac zemské atmosféry. Stablní polární vír zajšťuje předvídatelný pohyb okolo pólu a návrat za několk týdnů. V základu se jedná o mmoosový Gregoryho dalekohled (obr. 9.8). Prmární reflektor měl průměr 1,3 m, ale z toho byla využta jen polovna. Mmoosost ± 22,5 je možné s dovolt v mlmetrovém oboru, v optckém by byl astgmatsmus neúnosný. Sekundár je elptcký, ale vytváří rovnoběžný svazek, který dopadá na elptcký tercár, sloužící zároveň jako Lyotova clona paprsků ohnutých př dfrakc na prmáru. Ve třetí ohnskové rovně je umístěno 16 různých vlnovodů, přvádějící vlny na 8 pxelů. Jejch úhlová vzdálenost ční celé 4. Frekvence, na nchž měření probíhá, jsou 90, 145, 245 a 345 GHz (λ =. 3 mm až 750 μm). Balónová měření mají svá specfka, mez něž patří nutnost stablzace gondoly. Její azmut je ovládán pomocí momentových motorů, v rozsahu ± 30. Výška se reguluje pomocí náklonu dalekohledu. Skenování tam a zpět umožňuje opakované měření téhož, tudíž tolk nehrozí systematcké chyby, a velký poměr S/N. Sce se pozoruje jen část oblohy (10 %), ale právě ta, kde je malá kontamnace do popředí. 205