De ALMA Sterrenwacht: de hemel is slechts een stap ver Understand article
Vertaald door Dave Lommen. Claudia Mignone en Douglas Pierce-Price nemen ons mee op een reis naar de Chileense Andes, naar ALMA, ‘s werelds grootste radiosterrenwacht, die als doel heeft onze kosmische oorsprong te ontrafelen.
het Chajnantor-plateau, laat
2009
Figuur met dank aan ALMA
(ESO / NAOJ / NRAO)
Stel je voor dat je door de Atacama woestijn loopt, hoog in de Noordchileense Andes, een van de droogste en verste plaatsen op aarde. Op een hoogte van 5000 m is het leven niet gemakkelijk: de atmosferische druk is veel lager dan op zeeniveau en er is niet veel zuurstof.
Het landschap, dat gedomineerd wordt door grote vulkanen en andere bergtoppen met af en toe een zoutvlakte en pittoreske formatives van sneeuw en ijs, lijkt amper op een typisch uitzicht op onze planet. Dan, midden in dit droge en verlaten landschap, zie je ineens een gigantische constructie – zijn dat soms enorme satellietschotels?
Niet helemaal. Dit is de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), een ensemble van enorme, hoge-precisie antennes die momenteel gebouwd wordt op het Chajnantor plateau door een internationale samenwerking tussen Europa, Noord-Amerika en Oost-Azië in samenwerking met de Republiek Chili. De Europese partner in ALMA is de Europese Zuidelijke Sterrenwacht (ESO). ALMA is een revolutionaire sterrenwacht die, als hij eenmaal klaar is, het voor astronomen mogelijk maakt om licht afkomstig van de koudste en verste objecten in het heelal waar te nemen met een veel hogere resolutie en gevoeligheid dan voorheen mogelijk was.
ALMA is het grootste sterrenkundeproject dat bestaat. Inmiddels zijn er al meer dan 30 antennes geïnstalleerd – een indrukwekkende operatie gezien de uitdagende omgeving. Als je het Chajnantor plateau echter over een jaar of twee bezoekt, dan zul je 66 antennes zien, 54 met een diameter van 12 m en twaalf kleinere, met een diameter van 7 m elk.
Het meest zichtbare deel van elke antenne is de schijf, een groot reflecterend oppervlak. De schijf is de evenknie van lenzen en spiegels in een ‘traditionele’ optische telescoop: hij verzamelt straling afkomstig van verre sterrenkundige objecten en focusseert die in een ontvanger die de straling meet. Het verschil tussen de twee typen telescopen is de golflengte van de straling die gedetecteerd wordt. Zichtbaar licht, dat gedetecteerd wordt door optische telescopen, is slechts een klein deel van het spectrum van electromagnetische straling (zie box), met golflengten tussen de 380 en 750 nm (miljoensten van een millimeter). ALMA daarentegen zoekt de hemel af voor straling van langere golflengten, van 0,3 tot 9,6 mm. Dit wordt millimeter- en submillimeterstraling genoemd en is een vorm van radiostraling.
een ALMA antenne
Figuur met dank aan ESO
ALMA’s schijven verschillen van de spiegels in optische telescopen in gladheid en in grootte. De reflecterende oppervlakken van elke telescoop moeten bijna perfect zijn: als ze defecten hebben die groter zijn dan een paar procent van de golflengte die we willen waarnemen, dan geeft de telescoop geen accurate metingen. De langere golflengten waarop ALMA waarneemt, betekenen dat, alhoewel de waarnemingen accurater zijn tot veel minder dan de dikte van een vel papier, de schijven niet de spiegel-afwerking van een zichtbaar licht-telescoop hoeven te hebben. De schijven van ALMA zien er dus uit als grote metalen satellietontvangers, voor een foton van (sub)millimetergolflengte zijn ze nog steeds bijna perfect reflecterende oppervlakken, die de fotonen heel precies focusseren.
De resolutie (hoe gedetailleerd een plaatje wordt) van een telescoop hangt af van de golflengte waarop de telescoop waarneemt en de grootte van het diafragma – de diameter van de grote schijf of spiegel. Hoe langer de golflengte, hoe slechter de resolutie, en hoe groter de diameter, de te beter de resolutie. Het verband tussen de hoekgrootte van de kleinste details die onderscheiden kunnen worden (θ), de golflengte (λ) en de diameter (D) wordt gegeven door: θ ≈ λ/D. Een kleine θ (hoek) betekent fijnere details en dus een hogere resolutie. Dit betekent dat een (lange golflengte) radiotelescoop met een even grote schijf als een (korte golflengte) optische telescoop een slechtere resolutie zou hebben.
Om een resolutie vergelijkbaar met state-of-the-art optische telescopen te bereiken moet een radiotelescoop zoals ALMA eigenlijk een reflecterend oppervlak met een diameter van enkele kilometers hebben – hetgeen simpel onmogelijk is. Dit is de reden dat ALMA bestaat uit een array van veel individuele antennes verspreid over een groot oppervlak, die samenwerken in wat een interferometer wordt genoemd.
De resolutie van een interferometer wordt gegeven door θ ≈ λ/B, waarbij θ staat voor de resolutie, λ voor de golflengte en B voor de maximale basislengte, de afstand tussen een tweetal antennes in de array. Met andere woorden, een interferometer werkt als een enkele telescoop die zo groot is als de hele array.
Het opvoeren van de maximale afstand tussen de antennes vergroot het oplossend vermogen van de interferometer, wat het mogelijk maakt om kleinere details te detecteren. De mogelijkheid om antennes over basislengten van vele kilometers te verbinden is cruciaal voor het behalen van extreem hoge resoluties en het waarnemen van zeer kleine details in de beelden.
De basis van ALMA zal uiteindelijk bestaan uit vijftig antennes van 12 m elk, opgesteld in configuraties met basislengten van 150 m tot 16 km. De array simuleert zo een gigantische, enkele telescoop die veel groter is dan wat daadwerkelijk gebouwd zou kunnen worden. ALMA zal zelfs een maximale resolutie hebben die hoger is dan wat met de Hubble-ruimtetelescoop bij optische golflengten gehaald kan worden.
Figuur met dank aan ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / L Calçada
De overage vier antennes van 12 m en de twaalf antennes van 7 m zullen de Atacama Compact Array vormen. De kleinere antennes van 7 m kunnen, vanwege de manier waarop interferometers werken, dichter bij elkaar gezet worden; deze compacte opstelling maakt het mogelijk om de grotere structuren van de te observeren astronomische objecten waar te nemen. Daarbovenop worden de vier antennes van 12 m onafhankelijk van elkaar gebruikt om de absolute helderheid van de bronnen waar te nemen, iets wat niet kan met een interferometer.
De verschillende configuraties van de telescoop maken het voor sterrenkundigen mogelijk om zowel de grote structuren als de allerkleinste details van astronomische bronnen waar te nemen. Om tussen de compacte en wijde configuraties van de array te wisselen, is het echter nodig om de antennes fysiek te verplaatsen. Dit wordt gedaan met twee speciaal gebouwde trucks, ontworpen om de antennes, die ieder meer dan 100 ton wegen, op te tillen, kilometers ver door de woestijn te verplaatsen en met millimeterprecisie op de betonnen voeten te plaatsen.
((zichtbaar licht); MPIfR / ESO /
APEX / A Weiss et al.
(submillimetre); NASA / CXC /
CfA / R Kraft et al. (X-ray)
Centaurus A, op zo’n 13 miljoen lichtjaar van de aarde. Centaurus A is een actief sterrenstelsel, wat betekent dat er een superzwaar zwart gat in het centrum druk bezig is om het omringende materiaal op te slokken. Hierbij worden gigantische hoeveelheden energie over het hele electrische spectrum, alsmede symmetrische straalstromen van hoogenergetische deeltjes uitgezonden. Deze kleurencompositie, gemaakt van waarnemingen van drie instrumenten die op zeer verschillende golflengten waarnemen, laat de lobben en straalstromen afkomstig rond het zwarte gat in het centrum van het melkwegstelsel zien. LABOCA op APEX en zijn weergegeven in oranje. Röntgen-data van het Chandra X-ray observatory zijn weergegeven in blauw. Waarnemingen in zichtbaar licht van de Wide Field Imager (WFI) op de MPG / ESO 2.2 m telescoop in La Silla, Chili, laten de achtergrondsterren en de karakteristieke stofband van het sterrenstelsel in bijne ‘echte kleuren’ zien
Een van de doelen van ALMA is om de straling van verre melkwegstelsels op te vangen: deze werden als eerste gevormd in de geschiedenis van het heelal en we zien het licht dat ze meer dan tien miljard jaar geleden uitzonden. De golflengte van het uitgezonden licht wordt ‘uitgerekt’ als het naar ons toe reist, omdat het heelal expandeert: wat als infrarood licht begint, bereikt de aarde uiteindelijk met submillimetergolflengte. Dit maakt een telescoop als ALMA het ideale gereedschap om te jagen op de allereerste melkwegstelsels en te onderzoeken hoe structuren zich vormden in het heelal.
ALMA zal ook in ongeëvenaard detail diverse stellaire kraamkamers onderzoeken – de grote, koude wolken van gas en kosmische stofkorrels in de interstellaire ruimte waarin nieuwe sterren worden geboren. Het licht, uitgezonden door deze jonge sterren, wordt geabsorbeerd en weer uitgezonden, op langere infrarood- en (sub)millimetergolflengten. Gezien door een optische telescoop zijn deze gebieden vaak donker omdat stofkorrels het zichtbare licht tegenhouden, maar ze schijnen helder in het (sub)millimetergebied van het spectrum. ALMA zal de krachtigste telescoop zijn die deze extreem koude wolken kan waarnemen en zal er foto’s van maken in niet geëvenaard detail. Met dank aan ALMA zullen astronomen gedetailleerde beelden kunnen maken van sterren en planeten in wording dicht bij ons zonnestelsel en daardoor beter leren hoe sterren, planeten en zelfs leven wordt gevormd.
APEX / DSS2 / SuperCosmos /
Deharveng (LAM) / Zavagno
(LAM)
Kleurcompositie van het stervormingsgebied RCW120. Deze laat zien hoe een expanderende bel van geïoniseerd gas van zo’n tien lichtjaar doorsnede het omhullende materiaal laat samenklonteren tot hoge dichtheden, waardoor vervolgens sterren vormen. De koude, dichte wolken stralen op submillimetergolflengten, weergegeven in blauw, en zijn een ideaal doel voor telescopen zoals ALMA. In dit figuur werden de data op een golflengte van 870 μm genomen met de LABOCA camero op de 12 meter grote Atacama Pathfinder Experiment (APEX), een telescoop die uit een schotel bestaat en gebaseerd is op een prototype ALMA-antenne, ook op het Chajnantor-plateau
Op deze manier opent (sub)millimeterstraling een raam op het koude en verre heelal, maar het is een uitdaging om deze straling te detecteren, omdat hij grotendeels tegengehouden wordt door de waterdamp in de aardatmosfeer. Daarom moeten telescopen voor dit soort sterrenkunde altijd op hoge, droge plekken gebouwd worden, waar de atmosfeer dun en de hoeveelheid waterdamp minimaal is. Daarom werd het Chajnantor plateau op 5000 m hoogte, een van de droogste plekken op aarde, gekozen voor ALMA. Hier maken sterrenkundigen gebruik van de allerbeste omstandigheden om het heelal to observeren, maar niet voor niets, want deze baanbrekende sterrenwacht moet onder erg moeilijke omstandigheden bestuurd worden. Bij het werken op deze hoogte komen sterrenkundigen bloot te staan aan dezelfde risico’s als bergbeklimmers, zoals hoogteziekte, een lage atmosferische druk en een gebrek aan zuurstof. Om de dagelijkse en technische werkzaamheden wat gemakkelijker te maken, is er op 2900 m een basiskamp ingericht. Om kort te gaan, als een plek goed is voor (sub)millimetersterrenkunde, dan wil je er heel zeker niet wonen.
Alhoewel het dorp San Pedro de Atacama slechts 50 km ver weg is, voelt het alsof je op een andere planeet zit wanneer je op de ALMA site rondloopt. Het Chajnantor plateau ligt op zo’n hoogte dat de gespannen routine van het stadse leven slechts een verre herinnering is en dit helpt om het een unieke locatie te maken voor het bestuderen van de verborgen en verre mysteries der kosmos. Vanaf hier is de ruimte slechts een stap ver.
Astronomische objecten detecteren over het electromagnetische spectrum
Zichtbaar licht is slechts een klein deel van het hele spectrum van electromagnetische straling. De verschillende delen van het spectrum, ook wel banden genoemd, zijn, in volgorde van afnemende golflengte en toenemende frequentie: radiogolven (inclusief microgolven en (sub)millimeterstraling), infrarood, zichtbaar, ultraviolet, röntgenstraling en gammastraling.
Omdat verschillende processen in het heelal licht op verschillende golflengten uitzenden, schijnt elke klasse objecten in het heelal het helderst in een of enkele bepaalde spectrale banden. Moderne astronomen proberen vaak om in diverse banden waar te nemen, met verschillende telescopen, omdat elke waarneming een ander stukje van de puzzel geeft. Deze aanpak wordt multi-golflengte sterrenkunde genoemd.
De aardatmosfeer maakt het echter moeilijk, omdat hij de meeste straling tegenhoudt. Alhoewel dit ons beschermt, maakt het het moeilijk voor sterrenkundigen: alleen een kleine fractie van het electromagnetische spectrum kan vanaf de grond waargenomen worden en de kwaliteit van de waarnemingen hangt sterk af van de locatie. Daarom is het zo belangrijk om een excellente locatie als Chajnantor voor ALMA te kiezen. In andere spectrale banden, met name voor de hele korte golflengten, moeten sterrenkundigen telescopen op satellieten in een baan rond de aarde plaatsen, buiten de atmosfeer.
Figuur met dank aan ESA / Hubble / F Granato
Resources
- De website van In Search of our Cosmic Origins, een planetariumshow over ALMA, biedt docenten en onderwijzers een serie werkbladen, inclusief gedetailleerde informatie en practische opgaven over de wetenschappelijke en technische onderwerpen in dit artikel. Zie: www.cosmicorigins.org en www.cosmicorigins.org/education.php
- Voor meer informatie over ALMA, zie www.eso.org/alma en www.almaobservatory.org
- Om de video podcast van ESO over ALMA te bekijken, zie: www.eso.org/public/videos/eso0849b
- Voor een korte introductievideo over ALMA, zie: www.eso.org/public/videos/almatrailer2009
- Voor meer video’s over ALMA, kijk op: www.eso.org/public/videos/archive/category/alma
- Kijk om meer te leren over de Atacama regio en hoe, als onderdeel van het ALMA project, de historische en milieu-gerelateerde aspecten van de regio worden gerespecteerd op de website van ALMA (www.almaobservatory.org) of gebruik de directe links: http://tinyurl.com/ydg2usl en http://tinyurl.com/yamfh77
Institutions
Review
Het komt wel vaker voor dat docenten verwijzen naar optische telescopen in hun natuurkundelessen, maar er wordt minder vaak gesproken over telescopen die waarnemen bij andere golflengten. Dit is een interessant artikel, omdat het inzicht geeft in de bouw van een radiotelescoop die nu aan de gang is.
Docenten zullen dit artikel vooral bruikbaar en toepasbaar vinden in een discussie van het oplossend vermogen van een telescoop. Bruikbare begripsvragen zouden kunnen omvatten: ‘Waarom moeten de schotels zo ver uit elkaar staan?’ en ‘Waarom gebruiken we niet gewoon een enkel instrument?’
Paul Xuereb, Malta