Přístroje moderní radioastronomie - ALMA

Autor:  Miroslav Bárta, Astronomický ústav AV ČR, v.v.i., observatoř Ondřejov
Publikováno:  30. 12. 2013 - ČÁST 3.
Zdroj: psáno pro Hvězdárnu Valašské Meziříčí v rámci projektu Se Sluncem společně, prosinec 2013, pro server www.pozorovanislunce.eu

ČÁST 1. - Sluneční radioastronomie v éře ALMA - úvod a emisní mechanismy

ČÁST 2. - “Klasická” radioastronomická pozorování Slunce

ČÁST 3. - Přístroje moderní radioastronomie - ALMA

ČÁST 4. - Přístroje moderní radioastronomie

 

Moderní přístroje

Z předchozího textu je zřejmé, že radiové spektrografy, poskytují dobrý přehled o tom, jak se dynamicky mění frekvence vyzařovaných radiových vln. Na druhou stranu nám nedávají žádnou informaci o poloze zdroje – nemají žádné prostorové rozlišení. Naopak, radiové interferometry mají kapacitu poskytnout nám skutečné zobrazení zdroje, tj. rozložení jasové teploty jako funkce souřadnic na obloze, ale pouze pro jednu nebo několik málo vybraných frekvencí. To může být vážný problém v případě, kdy se frekvence emitovaného záření mění v čase – což je častý jev právě u slunečních radiových vzplanutí, jak nás o tom přesvědčují radiová spektra. Ideálem by tedy bylo mít kombinaci těchto dvou přístupů. Moderní přístroje, ať již ty zcela nedávno dokončené nebo právě budované či projektované toto skutečně umožňují. V následujícím oddíle si proto povíme o asi nejvýznamnějším přístroji aktuální současnosti – o mikrovlnném interferometru ALMA.

ALMA

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array; česky též zde) je projekt interferometrické soustavy více než šesti desítek velmi přesných parabolických antén pro příjem radiových vln milimetrových a submilimetrových délek, rozkládajících se na ploše téměř 200 km2 (viz Obrázek 23). Je budovaný společným úsilím Evropské jižní observatoře (ESO), americké National Radio Astronomy Observatory (NRAO) a japonské National Astronomical Observatories of Japan (NAOJ) v chilské poušti Atacama v nadmořské výšce 5000 m, na jednom z nejsušších míst světa, kde absorpce přicházejícího záření v plynech zemské atmosféry (zejména ve vodní páře) ruší pozorování co nejméně. Stane se klíčovým přístrojem astrofyzikálního výzkumu pro celou následující dekádu. Vedle objektů vzdáleného vesmíru, pro jejichž studium byl primárně navržen, se bude věnovat i výzkumu naší nejbližší hvězdy – Slunce.

Obrázek 23: Pohled na centrální část seskupení antén observatoře ALMA.

Obrázek 23: Pohled na centrální část seskupení antén observatoře ALMA.

 

Z mnoha hledisek lze říci, že ALMA zahajuje novou éru v pozorovací astronomii. Nejenže prakticky otevírá úplně nové pozorovací okno v oblasti terahertzových frekvencí, ale poskytuje i bezprecedentní prostorové a frekvenční rozlišení – a to současně, a díky velké celkové sběrné ploše antén disponuje dosud nebývalou citlivostí.

Od 13. března 2013 je ALMA oficiálně v plném provozu. V současnosti probíhá první řádný pozorovací cyklus – Cycle 1 a v prosinci 2013 byla uzávěrka pro přihlášky projektů pro nadcházející Cycle 2. Podat vědecký projekt na pozorování s ALMA může prakticky kdokoli – stačí si zřídit účet na ALMA Science Portal. Návrh je pak mezinárodní odbornou komisí přísně posuzován z hlediska vědecké kvality a technické proveditelnosti a úspěšné projekty jsou doporučeny k pozorování.

Nicméně, přes oficiální zahájení provozu vývoj projektu ALMA dále pokračuje. Jsou testovány nové mody pozorování, mimo jiné např. pozorování Slunce s použitím speciálních zeslabovacích filtrů nebo zapojení přístroje ALMA do sítě s ostatními podobnými zařízeními za účelem vytvoření ještě rozlehlejší mikrovlnné interferometrické soustavy – tzv. sítě VLBI (Very Long Baseline Interferometry). Předpokládá se, že nepředstavitelné úhlové rozlišení takové VLBI sítě by bylo schopno přímo zobrazit černou díru v centru naší Galaxie! Krom toho se postupně rozšiřuje rozsah frekvencí, ve kterém ALMA operuje.

Technická specifikace a vědecké cíle

Jak již bylo uvedeno, ALMA je anténní soustava 66 velmi přesných antén s parabolickým reflektorem. Z nich 54 má průměr 12 m, doplňuje je systém dvanácti sedmimetrových antén. Ten tvoří speciální podsystém celého pole, tzv. Atacama Compact Array/ACA. Jak název napovídá, obsahuje ACA pouze krátké základny a je proto citlivý na delší prostorové škály. Spolu s větším zorným polem (šířkou svazku jednotlivé antény) je proto předurčen k zobrazování větších škál u rozsáhlejších objektů. Zobrazování radiových map přístrojem ALMA funguje na principu aperturní syntézy.

ALMA, kromě toho že pracuje jako velice citlivý interferometr, poskytuje i spektrální rozlišení. Neměří totiž na jedné frekvenci, ale je (resp. po úplném dokončení bude) schopna pracovat v širokém rozsahu vlnových délek od 0.25 mm po 5 mm. Tento široký spektrální rozsah je z praktických důvodů rozdělen do jedenácti pásem (bands), zvolených tak, aby pokud možno co nejvíce eliminovaly vliv absorpce v zemské atmosféře a přitom umožnily pozorování nejzajímavějších molekulárních čar ve Vesmíru. V současnosti jsou z nich v provozu pásma č. 3,6,7 a 9 – viz Obrázek 24. Protože jedním z důležitých úloh pro interferometr ALMA je studium chladné mezihvězdné hmoty, vyznačující se bohatstvím tenkých čar spojených s přechody molekul do jiného energetického stavu, má ALMA možnost pozorovat s frekvenčním rozlišením až 30 kHz, což je při pozorovaných frekvencích v řádu stovek GHz přesnost skutečně pozoruhodná. Na druhou stranu, při takto velkém frekvenčním rozlišení padá do každého velmi úzkého kanálu úměrně menší počet fotonů a pro některé slabší zdroje by tak bylo obtížné dosáhnout přijatelného poměru signál/šum. Frekvenční rozlišení přístroje ALMA lze proto nastavit i na nižší hodnotu, kdy jakási jednotka úseku naráz pozorovaného spektra, tzv. spektrální okno (spectral window/SPW) o šířce 2 GHz, je rozděleno do pouhých 128 kanálů, tedy na jeden připadá frekvenční šířka cca 16 MHz. Při tomto frekvenčním rozlišení lze nastřádat v jednom kanálu dostatečný signál i pro slabé zdroje za rozumný čas. V zásadě tedy ALMA pozoruje ve dvou režimech: pokud máme dostatek signálu a klíčové je frekvenční rozlišení, nasadí se tzv. Frequency Demanding Mode (FDM) v němž SPW je rozděleno na mnoho úzkých frekvenčních kanálů. Naopak, pokud zdroj je slabý a při střádání jeho signálu nás tlačí čas, využijeme Time Demanding Mode (TDM) se 128 kanály v jednom SPW. Mezi těmito extrémy existuje ještě několik kompromisních rozdělení spektrálních oken.

Obrázek 24: Screenshot z ALMA OT - softwarového balíku pro přípravu návrhů na pozorování s polem ALMA. V tomto tabu se edituje spektrální nastavení pozorování. Vpravo nahoře jsou viditelná již zprovozněná frekvenční pásma (bands) 3, 6, 7 a 9. Šedá křivka znázorňuje propustnost zemské atmosféry pro jednotlivé frekvence. Hluboké absorpční čáry (ve kterých je atmosféra neprůhledná) náleží atmosférické vodní páře a tvoří přirozené hranice mezi jednotlivými pozorovacími pásmy.

Obrázek 24: Screenshot z ALMA OT - softwarového balíku pro přípravu návrhů na pozorování s polem ALMA. V tomto tabu se edituje spektrální nastavení pozorování. Vpravo nahoře jsou viditelná již zprovozněná frekvenční pásma (bands) 3, 6, 7 a 9. Šedá křivka znázorňuje propustnost zemské atmosféry pro jednotlivé frekvence. Hluboké absorpční čáry (ve kterých je atmosféra neprůhledná) náleží atmosférické vodní páře a tvoří přirozené hranice mezi jednotlivými pozorovacími pásmy.

 

Díky prostorovému i frekvenčnímu rozlišení „v jednom“ poskytuje ALMA dosud nedostupné informace (připomeňme, že dříve jsme měli buď pouze prostorové, nebo pouze frekvenční rozlišení). To nám dává mnohem úplnější pohled na fyzikální procesy ve zdroji záření a otvírá úplně nové možnosti výzkumu. Na druhou stranu to také klade nároky na ukládání a zpracování dat. Kombinace interferometru se spektrografem totiž dává jako výsledek 3D datovou kostku (data cube), kterou si můžeme představit jako sérii 2D obrázků pořízených v jednotlivých frekvenčních kanálech seřazených za sebou. V případě silných a časově proměnných zdrojů, jako je Slunce, k tomu přistupuje ještě čas jako další dimenze problému, máme tedy celou sérii datových kostek. Data jsou ukládána v hlavním archivu v Chile a zrcadlena na mirrorech v sídlech regionálních center ALMA (ARC). Datová politika je taková, že jeden rok po napozorování jsou data chráněna pro výzkumný tým, který daný úspěšný projekt navrhl. Po uplynutí této lhůty jsou data k dispozici všem.

Antény ALMA jsou umístěny na mobilních plošinách. To umožňuje měnit s časem konfiguraci celého interferometru od kompaktní až po nejvíce rozlehlou, u které nejdelší základna dosahuje délky 16 km. Při této základně a nejkratší pozorované vlnové délce (cca 0.3 mm) dosahuje ALMA neuvěřitelného mezního úhlového rozlišení méně než 4 tisíciny obloukové vteřiny (v anglické literatuře 4 mas/milliarcseconds). Pro představu, s tímto rozlišením bychom byli schopni rozeznávat na povrchu Měsíce objekty velké pouhých 6 metrů. Proměnná konfigurace pole se využívá kvůli různým nárokům výzkumných projektů: některé vyžadují velké prostorové rozlišení a přitom jim stačí malé zorné pole – ty pak využívají rozlehlou (extended) konfiguraci. Naopak pro projekty s jinými nároky než je extrémní prostorové rozlišení (např. hustší u-v pokrytí) je vhodnější sevřená (compact) konfigurace.

Vedle technického vybavení (hardwaru) je v současné době prodchnuté informačními technologiemi důležitý samozřejmě i software. Kromě nezbytného řídícího systému přístroje ALMA, s nímž se ovšem běžný uživatel nesetká, jsou pro pozorování s ALMA důležité dva SW balíky – ALMA Observing Tool a CASA.

ALMA Observing Tool (zkráceně ALMA OT, či jen AOT) je aplikace napsaná v jazyce Java, vybavená poměrně přátelským grafickým uživatelským rozhraním (GUI), která slouží uživatelům k podávání návrhů na pozorování. Kromě samozřejmého vědeckého zdůvodnění projektu, které se připojuje jako text v PDF formátu, umožňuje jednotným a standardizovaným postupem zadat všechny technické specifikace pozorování, např. jméno, případně souřadnice cílového objektu výzkumu, oblast na obloze v okolí zkoumaného objektu, která má být pokryta pozorováním, frekvence – spektrální okna nebo přímo molekulární čáry ve kterých bude pozorování probíhat, požadovanou citlivost měření a úhlové a frekvenční rozlišení, případně i kalibrátory (systém navrhne ty nejvhodnější sám). Díky tomuto jednotnému přístupu mohou být technické specifikace automaticky zkonvertovány přímo do Scheduling Block – elementárního bloku programu pozorování, který je pak řídícím softwarem vykonán. Po vyplnění všech povinných polí v GUI formuláři se verifikuje úplnost a vnitřní konzistence jednotlivých voleb a v případě úspěchu lze celý projekt podat on-line – AOT se spojí se serverem, uživatel se přihlásí svým loginem a heslem z ALMA Science Portal a projekt odešle. Pak už jen čeká, zda ho mezinárodní odborná komise v ostré konkurenci (převis poptávky v minulých cyklech 0 a 1 byl, bohužel, zhruba 10:1) vybere.

Druhým, velmi rozsáhlým SW balíkem, se kterým se uživatel setká v případě napozorování svého úspěšného projektu (ale může ho samozřejmě využít i pro cizí archivní data, jimž už skončila roční doba hájení) je CASA (zkratka slov Common Astronomy Software Applications). ALMA byla sice mocným impulsem k jeho rozvoji, ale CASA není vázána výlučně na pole ALMA a umožňuje práci s daty získanými i jinými přístroji (např. VLA/EVLA, CARMA atd.). CASA vychází ze staršího softwaru pro zpracování interferometrických dat AIPS/AIPS++, který ovšem výrazně vylepšuje a rozšiřuje. Jak už bylo naznačeno, SW CASA je určen především pro zpracování naměřených dat. To probíhá podle jednotné metodologie a začíná inspekcí změřených hodnot. CASA umožňuje grafické zobrazení různých závislostí (např. časový vývoj amplitudy a fáze pro každou dvojici antén, závislost amplitudy na frekvenci, amplituda a frekvence vs. délka základny apod.). „Ustřelená“ data, případně hodnoty, které jsou apriori vadné, např. v důsledku vzájemného zástinu blízkých antén, se označí (k tomu slouží procedura flagdata()) a z dalšího zpracování vyloučí. Následuje vytvoření kalibračních tabulek pro fázový, spektrální a jasový kalibrátor (procedury gcal(), bcal() a setjy()/fluxscale()) - tyto tabulky jsou následně použity ke korekci dat (visibilities = Fourierovských komponent obrazu) zkoumaného objektu (procedura applycal()). Konečně, Fourierovské komponenty jsou invertovány do reálného obrazu a ten je „vyčištěn“ (procedura clean()). Ukázku zpracování pozorování Slunce přístrojem VLA (Very Large Array) softwarem CASA, provedeného ondřejovským ALMA ARC centrem v rámci kampaně ESO „CASA sit-together sessions“ najdete na Obrázek 25.

¨Obrázek 25: Obraz Slunce získaný již déle fungujícím radiovým interferometrem VLA (Very Large Array) na frekvenci 1.6 GHz. Obrázek byl získán pomocí SW balíku CASA, pro jehož vývoj byla ALMA mocným impulsem, ale jeho použití je univerzálnější, ideálně pro všechna radioastronomická data. Jasné oblasti odpovídají protuberancím v aktivních oblastech.

Obrázek 25: Obraz Slunce získaný již déle fungujícím radiovým interferometrem VLA (Very Large Array) na frekvenci 1.6 GHz. Obrázek byl získán pomocí SW balíku CASA, pro jehož vývoj byla ALMA mocným impulsem, ale jeho použití je univerzálnější, ideálně pro všechna radioastronomická data. Jasné oblasti odpovídají protuberancím v aktivních oblastech.

 

Kromě redukce/kalibrace a zobrazení napozorovaných dat umí CASA i základní zpracování datové kostky, např. integraci přes frekvence ke získání obrazu celkové intenzity, získání spekter nebo obrazu rozložení radiálních rychlostí ve zdroji a podobně. To ale není vše: CASA umožňuje i simulace pozorování s přístrojem ALMA – vstupem pro tyto simulace jsou kromě technických specifikací pozorování (stejných jako při návrhu projektu) obvykle data z teoretického modelu (např. numerických MHD simulací) nebo pozorování z optických přístrojů s vysokým rozlišením. Simulovaná pozorování jsou důležitá při návrhu projektu – výzkumník tak může předem odhadnout, co může od pozorování s ALMA očekávat a zda lze jeho vědecký cíl vůbec technickými prostředky, které má ALMA k dispozici, dosáhnout. Takováto rozvaha (technical feasibility study) by měla být součástí každého podávaného projektu.

Vědecké cíle přístroje ALMA jsou velmi široké a sahají od objektů sluneční soustavy až po kosmologické vzdálenosti. Primárním cílem ALMA je chladná mezihvězdná hmota, která obsahuje molekuly, ale ALMA se zaměřuje i na studium galaxií a jejich systémů, na hvězdy a jejich atmosféry, planety jak uvnitř sluneční soustavy tak i ty extrasolární (exoplanety), komety a také na Slunce. Protože tento článek je v souladu s dlouhodobou tradicí české radioastronomie cílen právě na radioastronomii sluneční, seznámíme se teď podrobněji s velkými očekáváními i technickými úskalími pozorování Slunce polem ALMA.

Pozorování Slunce – co si od něj slibujeme a co nás při tom čeká?

Tak jako v jiných oblastech astrofyziky i ve sluneční fyzice jsou s přístrojem ALMA spojena velká očekávání a naděje na vyřešení dlouho odolávajících záhad. Jednou z nich je otázka urychlování částic během slunečních erupcí. O existenci svazků vysokoenergetických částic nás přesvědčuje nejen radiová spektroskopie, ale zejména pozorování tvrdého rentgenového záření (Hard X-Rays/HXR), jehož intenzita je dnes dokonce hlavním indikátorem erupční aktivity. A co je hlavním problémem? Právě z intenzity HXR záření lze odhadnout počet a energii urychlených elektronů. A pro „standardní“ model erupce s jednou disipativní oblastí je z pozorování určený počet urychlených částic zkrátka příliš velký, než aby mohl být v erupci urychlen elektrickým polem. Možné řešení skýtá novější model fragmentační kaskády v rekonexi, který přirozeně obsahuje mnoho drobných disipačních oblastí, ve kterých může docházet k urychlování, byly ale navrženy i jiné alternativy, např. urychlování elektronů na vlnách šířících se plazmatem (podobně získávají pohybovou energii surfaři) nebo dodatečné urychlování až v hustých vrstvách chromosféry, kde také HXR záření vzniká prudkým zabrzděním rychlých elektronů. Tuto otevřenou otázku by mohla zodpovědět právě ALMA, díky svému vysokému prostorovému rozlišení. Předběžné výpočty ukazují, že svazky urychlených elektronů by mohly díky interakci s magnetickým polem zářit i (gyro)synchrotronovým mechanismem, přičemž vlnové délky takové emise by díky vysokým energiím elektronů padly do oblasti milimetrových a submilimetrových vln, které ALMA pozoruje. Máme tak poprvé naději na přímé zobrazení svazků urychlených částic a možná i míst, kde k jejich akceleraci dochází.

Jiným, dlouho odolávajícím problémem je otázka konvekce na Slunci a obecně na hvězdách. Moderní numerické simulace poskytují poměrně detailní obraz konvekce ve vrchních vrstvách fotosféry a v chromosféře, ale chybí nám pozorování, která by tyto modely ověřila, případně umožnila jejich kalibraci (tj. nafitování volných parametrů). Jedním z výsledků numerických modelů povrchové sluneční konvekce je detailní teplotní struktura chromosféry. Její porovnání s pozorováními ale naráží do současné doby na problém – určení teploty z optických, zejména spektroskopických pozorování je poměrně obtížné, pro výpočet modelované spektrální čáry se musí řešit rovnice přenosu záření, přičemž záření samo (a ani obsazení hladin atomů) není ve stavu lokální termodynamické rovnováhy. Inverzní úloha – tj. určení parametrů (mj. teploty) plazmatu z pozorovaných spektrálních čar pak vnáší do problému další nejednoznačnosti, krom toho optická pozorování nedisponují dostatečným prostorovým rozlišením, které by šlo až na teoretickou škálu konvektivních buněk a především rázových vln, které podle modelů hrají v ohřevu chromosféry podstatnou roli. Naproti tomu pozorování tepelného záření dolní chromosféry a fotosféry (které spadá právě do oblasti milimetrových vln) pomocí ALMA umožňuje měření teploty v podstatě přímo, bez složitého přepočítávání (jasová teplota záření odpovídá kinetické teplotě plazmatu), krom toho s dostatečným prostorovým rozlišením. ALMA tedy může významně přispět k porozumění otázce teplotní struktury chromosféry a povrchové konvekce na Slunci.

Obrázek 26: Simulované pozorování protuberance observatoří ALMA na frekvenci 100 GHz. (a) Model radiové jasové teploty získaný z pozorování v čáře Hα na základě teoretického vztahu mezi integrální intenzitou ve spektrální čáře Hα a teplotou. Takto bychom viděli protuberanci na vlně 0.3 mm, kdyby ALMA měla ideální rozlišení a pozorování bylo prosté šumu. (b) Simulované pozorování s ALMA spočtené pomocí procedury CASA::simobserve() na základě modelu na panelu (a), zobrazené nakonec pomocí CASA::clean(). Konečný počet Fourierovských komponent a přirozený šum způsobují zhoršení obrazu oproti ideálnímu modelu. Situace se poněkud zlepší, pokud celé frekvenční pásmo o šířce 8 GHz, které máme v okolí jmenovité observační frekvence 100 GHz, rozdělíme do více frekvenčních kanálů a použijeme metodu multifrekvenční syntézy (MFS). Počet pozorovaných Fourierovských komponent se tak zvětší a obraz je čistší, jak ukazuje panel (c).Podobným problémem je otázka jemné struktury slunečních protuberancí. Ty jsou tvořeny fakticky chromosférickým materiálem, udržovaným ve výškách odpovídajících koróně magnetickým polem. Každá další kosmická sonda s větším prostorovým rozlišením než ty předchozí odhalila další detaily v jemné struktuře protuberancí (především v optickém oboru), což přineslo řadu nových otázek, zejména ohledně dynamiky jemných protuberančních vláken. ALMA, která disponuje daleko vyšším rozlišením, by mohla prozkoumat všechny škály předpokládané filamentace materiálu v protuberancích až na úroveň disipační škály. Krom toho, podobně jako v případě klidné chromosféry, tepelné záření protuberancí by spolu s optickými pozorováními mohlo odseparovat vliv hustoty a teploty na intenzitu emise a zjistit tak přímo teplotní a hustotní strukturu protuberancí. Simulaci očekávaných pozorování protuberancí přístrojem ALMA spočtenou procedurou CASA::simdata() a následně zobrazenou rutinou CASA::clean() ukazuje Obrázek 26 (popis obrázku získáte jeho zobrazení).

Jiným očekávaným výsledkem je možnost studia rekombinačních spektrálních čar vznikajících elektronovými přechody mezi vysokými hladinami atomu vodíku. Jejich existence na Slunci nebyla dosud prokázána, pokud jsou ovšem pozorovatelné, přinesla by jejich analýza důležitý diagnostický nástroj pro měření magnetických polí v té oblasti sluneční atmosféry, kde je jejich měření jinými technikami prakticky nemožné.

S tím, jak se komunita slunečních fyziků postupně seznamuje s potenciálem, který ALMA může poskytnout pro potřeby slunečního výzkumu, najdou se velmi pravděpodobně další otevřené problémy, které by data z přístroje ALMA mohla pomoci vyřešit.

A jaký je současný status slunečních pozorování s ALMA? V současné době ani v nejbližší budoucnosti (nejméně do Cyklu 3) nelze, bohužel, počítat s regulérními pozorováními Slunce v rámci standardních vědeckých projektů. Nicméně, s pozorováním Slunce se počítá a od samého počátku byla provedena taková technická opatření, aby sluneční pozorování umožnila. Jde především o podstatné omezení infračerveného (IR) a viditelného slunečního záření soustředěného v ohnisku parabolických antén. Kvůli tomu byl povrch parabolických reflektorů speciálně upraven tak, aby se pro optické a IR záření jevil jako drsný a rozptylující, zatímco ve srovnání s vlnovou délkou přijímaných mikrovln je typická škála drsnosti povrchu zanedbatelná, což vede ke koherentnímu odrazu.

Případné přehřívání způsobené zamířením antén na Slunce ale není zdaleka jedinou potíží slunečních pozorování. Ta další spočívá v tom, že Slunce je mnohem silnější radiový zdroj než obvyklé vědecké cíle pole ALMA ve vzdáleném Vesmíru. Např. jasová teplota v chromosféře odpovídá kinetické teplotě chromosférického plazmatu a činí tedy řádově 10 000 K. Naproti tomu ALMA je natolik citlivá, že je schopna registrovat radiové zdroje s jasovou teplotou jen desetin stupně Kelvina. Je zřejmé, že žádný detektor není technicky schopný registrovat (navíc nejlépe s lineární charakteristikou) tak velký dynamický rozsah. Protože vysoká citlivost je jednou z předností přístroje ALMA, má detektor lineární charakteristiku pro nízké intenzity radiového záření (nebo ekvivalentně pro nízké jasové teploty) a u jasových teplot okolo 5 000 K dochází k jeho saturaci. Kvůli pozorování Slunce byly proto vyvinuty speciální zeslabovací filtry (správněji atenuátory), které jsou v případě očekávaných vysokých jasových teplot vloženy před detektor (atenuátory se spolu s ostatními pomocnými zařízeními určenými ke kalibraci nacházejí ve feedu antény, v blízkosti ohniska parabolického reflektoru).

Sluneční pozorování jsou tedy poněkud komplikovanější, než sledování „standardních“ objektů chladného Vesmíru. To je důvodem toho, že dosud nejsou rutinně prováděny. To ovšem neznamená, že by pozorování Slunce neprobíhalo vůbec. Provádí se, ale v jiném režimu – tzv. Commissioning and Science Verification (CSV). Ten zahrnuje technické testy, které mají ověřit, že pozorování v dané vědecké kategorii (v našem případě pozorování Slunce) jsou s přístrojem ALMA technicky proveditelná, případně je jeho cílem navrhnout na základě uskutečněných testů, taková opatření, která by použití přístroje pro tyto vědecké cíle umožnila. Cílem této procedury tedy v žádném případě není získání vědeckých dat. V současné době je jedním z problémů řešených v rámci CSV otázka fázového zpoždění, vneseného do systému slunečními atenuátory, jejich frekvenční závislost a časová stabilita. I v případě Slunce se totiž „pozorovací kvantum“ - Scheduling Block bude skládat ze skenů Slunce (s atenuátorem) prokládaného skeny fázového kalibrátoru (bez atenuátoru). Oprava na fázový posuv v atenuátoru proto bude důležitou součástí kalibrační tabulky. Procedura CSV se ovšem soustřeďuje i na různé jiné aspekty slunečních pozorování: do současné doby proběhly už dvě větší testovací kampaně zaměřené na pozorování Slunce s ALMA.

Do programu CSV mohou testovací projekty navrhovat i vědci mimo Joint ALMA Observatory (JAO), tedy skupinu výzkumníků a techniků zaměstnaných přímo na observatoři ALMA v Chile. Do CSV v oblasti slunečních pozorování se proto významně zapojuje i Centrum ALMA/ARC na AsÚ AVČR v Ondřejově. Ondřejovský uzel ARC zaslal do CSV projekt zaměřený na testování pozorování slunečních protuberancí v interferometrickém modu s použitím techniky mozaikování. Výzkum protuberancí nejenže je jedním z tradičních disciplín prováděných v Oddělení fyziky Slunce AsÚ, ale díky opticky tenké emisi protuberancí na milimetrových vlnách (tzn. že jasová teplota je mnohem nižší než kinetická teplota zářícího plazmatu) nevyžaduje jejich pozorování použití slunečních atenuátorů. Proto je tento projekt vhodný k okamžitému testování, i bez detailních znalostí vlastností atenuátorů. Ondřejovský uzel se ale v oblasti CSV slunečních pozorování angažuje mnohem šířeji. Více o těchto aktivitách si povíme v následujícím odstavci.

Ondřejovský uzel ALMA Regional Center (ARC)

Jak již bylo řečeno, přístroj ALMA vznikl v mezinárodní kooperaci evropské ESO, americké NRAO a japonské NAOJ, ve spolupráci s Chile. Tomu odpovídá i struktura organizace, která pozorování s ALMA zabezpečuje. Kromě již zmíněné Joint ALMA Observatory (JAO), která zaměstnává vědce a techniky ze všech tří spolupracujících organizací (ESO, NRAO a NAOJ) a provádí vědecké operace i technické testy a vylepšení přímo na observatoři v poušti Atacama existují ještě tři regionální centra – ALMA Regional Centers (ARCs): evropské, vytvořené kolem ESO (EU ARC), severoamerické se sídlem v NRAO (NA ARC) a východoasijské zformované kolem NAOJ (EA ARC). Cílem těchto center je jednak podpora dalšímu rozvoji přístroje ALMA a příslušného SW – podílí se např. na vývoji a testech obslužného softwaru ALMA OT a CASA, navrhují testy a vylepšení HW v rámci procedury CSV apod. Krom toho mají ale i druhý úkol – poskytují uživatelskou podporu výzkumníkům, kteří chtějí pozorovat s polem ALMA. Tato podpora sahá od pomoci s přípravou projektu v ALMA Observing Tool, přes zajištění komunikace výzkumníka s týmem JAO, který skládá už přímo pozorovací program (sekvenci Scheduling Blocks) na základě výzkumného projektu (tedy pokud byl hodnotícím výborem přijat k realizaci) až po pomoc s redukcí a vizualizací napozorovaných dat (tzv. QA2 procedura) a následném předání kalibrovaných dat výzkumnému týmu. Tato podpora může být realizována osobní návštěvou (tzv. face-to-face support) výzkumníka v příslušném ARC (resp. v případě evropského ARC na některém z jeho uzlů – viz dále) nebo on-line prostřednictvím webové služby ALMA Helpdesk. Podpora je poskytována vždy na osobní bázi – v příslušném ARC (nebo jeho uzlu) je určen Contact Support Scientist (CSS), který tuto službu pro daný realizovaný projekt poskytuje.

Samotný evropský ARC (EU ARC) nemá monolitickou strukturu, ale vedle centra, které sídlí v budově ředitelství ESO v Garchingu u Mnichova (SRN), jsou jeho funkce distribuovány do sedmi uzlů – tzv. ARC nodes – viz Obrázek 27. Jeden z uzlů evropského ARC sídlí na observatoři Astronomického ústavu AV ČR v Ondřejově.

Obrázek 27: Evropský ALMA Regional Center (EU ARC) a jeho uzly.

Obrázek 27: Evropský ALMA Regional Center (EU ARC) a jeho uzly.

 

Idea ARC-uzlů spočívá v tom, že každý z nich má nějakou specializaci, v rámci níž primárně poskytuje uživatelskou podporu výzkumníkům nebo výzkumným týmům, jejichž pozorovací projekty byly vybrány k realizaci na observatoři ALMA. Pokud pro danou specializaci je možná podpora více než jednoho uzlu, rozhoduje regionalita (tj. geografická blízkost výzkumníka k uzlu), v případě srovnatelných vzdáleností je na výzkumníkovi, od kterého uzlu si podporu vyžádá.

Pohled z centrální plošiny na centrální budovu Astronomického ústavu AV ČR, v.v.i. v OndřejověČeský ARC node, který kromě AsÚ AV ČR v Ondřejově zahrnuje i katedry astronomie, astrofyziky a teoretické fyziky na MFF UK v Praze a PřF MU v Brně a Laboratoř mikrovlnné spektroskopie na VŠCHT v Praze, se specializuje na galaktickou a extragalaktickou astronomii, akreční disky, hvězdné obálky a hvězdné větry, kvantové výpočty a laboratorní měření molekulárních spektrálních čar a v neposlední řadě na sluneční radioastronomii. Zatímco ostatní oblasti výzkumu jsou podporovány i některými jinými uzly evropského ARC, expertiza ondřejovského uzlu ve sluneční milimetrové radioastronomii s ALMA je v evropském měřítku unikátní – druhé centrum s podobným zaměřením existuje ve světě už pouze na NAOJ v Tokiu-Mitace. Z toho plyne významné postavení ondřejovského uzlu v této oblasti výzkumu: nejenže se aktivně účastní návrhů testování slunečních pozorování v rámci procedury CSV, ale připadá mu i koordinační role těchto projektů v celoevropském měřítku. Na roky 2014-2015 obdržel ondřejovský uzel na aktivity spojené s dalším rozvojem observatoře ALMA ve smyslu její přípravy na pozorování Slunce výzkumný grant ESO.

V rámci celosvětových koordinačních aktivit slunečních pozorování s ALMA pořádal AsÚ AVČR v létě 2013 na ČVUT v Praze také setkání slunečních fyziků se zájmem o získání slunečních ALMA dat s techniky a vědci z JAO v Chile – The Solar ALMA Workshop. Ten o jeden den předcházel větší mezinárodní konferenci CESRA2013 (česky též zde), konané na stejném místě, která je tradičně zaměřena na sluneční radioastronomii obecně. Letos konferenci dominovala témata spojená s novými přístroji, včetně observatoře ALMA. Konference se zúčastnilo rekordních 126 účastníků z celého světa.

Kromě této specifické činnosti zaměřené na koordinaci úsilí směřujícího k realizaci slunečních pozorování s ALMA se ondřejovský uzel v rámci „standardní“ podpory rozvoje observatoře ALMA podílí zejména na testování softwarových balíků AOT a CASA. Co se týče podpory uživatelů a jejich projektů, ta je z důvodů dosavadní absence regulérních slunečních pozorování, bohužel, poněkud omezená – ondřejovské centrum dosud poskytlo osobní podporu (tzn. nominovalo CSS) dvěma projektům z oblasti pozorování hvězdných větrů. Věříme, že s počátkem vědeckých pozorování Slunce v rámci standardních výzkumných projektů se situace rychle zlepší a členové ondřejovského ARC týmu budou moci být u prvních vzrušujících výsledků získaných observatoří ALMA ve sluneční fyzice.

Pokračování článku Část 4. - Přístroje moderní radioastronomie

Připravované akce

Přednáška "Zpráva o zatmění Slunce 21. srpna"
16. 10. 2017, 19:00 hodin, Zlín

 


Vyhledávání

 

Novinky a aktuality

Pozorování Slunce 2016

21.01.17

Už tradičně vám předkládáme další roční souhrn o pozorování projevů sluneční aktivity na Hvězdárně Valašské Meziříčí. V roce 2016 byl velmi znatelný pokles aktivity, ale i přesto bylo co pozorovat: tranzit Merkuru přes sluneční disk, eruptivní protuberance, erupce, zajímavé skupiny slunečních skvrn. Nabízíme vám ohlédnutí za rokem 2016 včetně galerie těch nejvydařejnějších snímků i animací zajímavých projevů sluneční aktivity.

Pozorování sluneční aktivity - srpen a září 2016

04.10.16

V měsících srpen a září se výrazně zvýšil počet aktivních oblastí, ale na četnosti a mohutnosti erupcí se to příliš neprojevilo. V srpnu se nám podařilo napozorovat tři eruptivní protuberance, kterým předcházely erupce v aktivních oblastech NOAA 12572 a 12573. V polovině září byla zahájena dlouho očekávaná rekonstrukce budovy odborného pracoviště Hvězdárny Valašské Meziříčí, což znamená pozastavení veškeré observační činnosti až do konce roku 2016.

Pozorování sluneční aktivity - červen a červenec 2016

03.10.16

Letní pozorovací sezóna se vyznačuje větším počtem jasných dnů s dobrými pozorovacími podmínkami. I s klesající sluneční aktivitou se nám proto v těchto dvou měsících podařilo napozorovat řadu zajímavých jevů. V červnu jsme pozorovali 13 dnů (5 aktivních oblastí) a v červenci 21 dnů (8 aktivních oblastí). Podařilo se nám však napozorovat pouze 3 sluneční erupce, jelikož většina erupcí se odehrávala v době, kdy bylo u nás Slunce pod obzorem nebo nám nepřálo počasí.