LMT-GTM a jiné velké radioteleskopy – proč a jak?

Samozřejmě vetší dalekohled stojí více peněz a také se stoupajícím průměrem zrcadla nastupují potíže s přesností jeho tvaru; paraboloidu. Odchylky od ideálního paraboloidu musejí být menší než 1/8 vlnové délky. U optických dalekohledů musí proto byt zrcadlo podepřeno masivní konstrukcí, nejlépe ze stejného materiálu, aby teplotní roztažnost nebortila přesný povrch. Když se velké zrcadlo naklání a když na jeho část svítí slunce či fouká vítr, nastanou potíže.

K jejích odstranění nastupuje technika "aktivního" povrchu, který lze korigovat často dosti rychle pomoci počítačem řízených systému. Jeden přiklad je Keckův teleskop na Havaji: průměr zrcadla je 10 metrů, ale samo zrcadlo je rozděleno na menší segmenty, jejích polohu řídi počítač tak, aby při naklánění a změnách teploty zrcadlo dokonale ostřilo.

Když už tohle funguje, přicházejí další potíže: atmosféra Země není vakuum, ale vzduch, s různou hustotou a teplotou v různých výškách. Vyvinula se komplexní metoda adaptivních optických systémů (samozřejmě počato vojáky), které dokážou jemnými a rychlými pohyby optických povrchů zrcadel kompenzovat opticky nedokonalou atmosféru i nepřesnosti dalekohledu. Aby to všechno dobře fungovalo, systém vyžaduje referenční hvězdu v zorném poli. Není-li tam vhodná hvězda, vyšle se do atmosféry paprsek zeleného světla a z jeho výkyvu systém dokáže optiku korigovat. V Arizoně a jinde takové zázraky stojí a jejích výsledky se prý vyrovnají fotografiím z Hubblova teleskopu, který před mizernou atmosférou unikl prostě nad ní, na oběžnou dráhu.

Rádiová astronomie kromě toho, že musí detekovat řádově mnohem slabší rádiové zdroje ve vesmíru než jsou ty optické, potřebuje zrcadla co největší v poměru k délce použité vlny. Proti optickým ovšem radioteleskopy nemají šanci. Zatímco viditelné světlo má typickou vlnovou délku 650 nm (0,65 mikrometrů), rádiové vlny mají obvykle délky od ~1 mm do 30 metrů. Potřebovali bychom tedy k dosažení srovnatelného úhlového rozlišeni antény aspoň tisíckrát větší v průměru než obvyklý dalekohled. A při rozměrech velkých antén nad deset metrů zase nedovedeme udržet přesně jejích povrch; použitelnost antén k pozorováni na milimetrových vlnách klesá.

Velké rádiové antény

Rádiová astronomie se postupně vyvíjí od konce II.světové války. Začalo to všechno tím, že po skončení bojů bylo najednou plno radarové techniky, s parabolickými a jinými anténami, citlivé přijímače a měřicí přístroje. Během 40.let Američan Grote Reber amatérsky vybudoval na své zahrádce radioteleskop s parabolickou anténou o průměru 9 metrů. Pokoušel se postavit různé přijímače a detekovat nějaké signály z vesmíru, na které upozornil v roce 1922 Jansky. Janskému se podařilo během výzkumu rušeni krátkovlnného spojeni na vlnách o délce ~15 m pozorovat pomalu se měnicí šum. Úroveň šumu se měnila s periodou hvězdného dne, takže usoudil, že šum pochází z mimozemského zdroje a odhadl polohu na souhvězdí Střelce (Sagittarius).

Dnes víme, že původ pravděpodobně byl ve středu Galaxie. Mnoho let se o objev nikdo nezajímal, až Reber. Po mnoha neúspěšných pokusech registroval rádiový šum Galaxie na vlně 180 cm dlouhé v roce 1943. Další potíž byla v tom, že jeho článek považovali redaktoři astronomických časopisů za žert a trvalo asi rok, než došlo ke zveřejnění. Potají objevili záření ze Slunce údajně Japonci již v roce 1937, v roce 1941 Němci detekovali Měsíc svým radarem Mammut a v roce 1942 detekovaly britské radary sluneční šum a obsluha to považovala za německé rušení.

Astronomové využili mikrovlnnou a rádiovou techniku, aby pozorovali rádiový šum jako Reber a rychle došli k potřebě použit větší antény, aby mohli detekovat šum ze Slunce a dalších zdrojů. V padesátých letech se začaly budovat velké antény v Anglii (Jodrell Bank, 76 metrů pohyblivý paraboloid, nejkratší vlnová délka asi 0,2 m), v USA (Green Bank plně pohyblivá parabola, 60 m, 10 cm), v Austrálii (Parkes, 90 m, 20 cm), v SSSR, později v Německu, Japonsku atd.

Omezení možností takových obřích konstrukcí je zřejmé: ocelová podpůrná struktura se prohýbá svou vahou. I zrcadla podle nastaveni elevačního úhlu. Tuhost konstrukce je namáhána větrem (často nebezpečné), únavou materiálu a proměnlivou teplotou včetně ozáření a ohřevu částí Sluncem.

Přes obří rozměry nemohou takové antény pracovat s velmi krátkými vlnami (mikrovlnami), diky jimž by se mohla zvýšit úhlová rozlišovací schopnost. Jejích tvar nelze udržet přesně parabolický. Vzniklo proto množství nových konstrukci i metod.

Nejdůležitější z takových metod je použití interferometru, tedy více menších antén, propojených mezi sebou. Vzdálenost mezi nimi, tzv. báze, určuje úhlové rozlišení. Pouhým oddálením antén získáme rozlišení obdobné apertuře o průměru rovném té bázi. Potíž je v tom, že původně jednoduchý svazek vyzařovacího diagramu jednoduché antény se změní: vznikne vějířový svazek s mnoha laloky a nový problém nastane tím, že přijímač pojednou neví, ze kterého zdroje (na nebi je zdrojů mnoho) daný výstupní šum pochází.

K rozboru problému je nutný počítač, který z mnoha měření pořízených během hodiny nebo dne, vybere jen žádoucí odezvu. Další možností je vzdálenost mezi anténami během pozorováni měnit – proto jsou podobné systémy antén na kolejích. A opět potřebujeme ke třídění dat počítač.

S interferometry, někdy rozestavěnými i přes průměr Země s jednou anténou na oběžné dráze, se tak konečně podařilo konkurovat úhlovému rozlišení optických dalekohledů. Mimochodem, dnes se buduji i optické interferometry, takže se radioastronomické metody hodí i v optice.

Na druhé straně jednoduchý paraboloid představuje nejlepší řešeni pro pozorovatele, který chce přístrojem něco objevit či pořídit podrobnou mapu oblasti vesmíru. Jednoduchý paraboloid má jedinou a jednoznačnou odezvu a nepotřebuje k rozboru počítač, takže nemůže dojít k záměnám a omylům. Zájem astronomů se postupně přesouvá k milimetrovým a submilimetrovým vlnám, zejména proto, že představují dosud málo prozkoumanou část elektromagnetického spektra; další atrakce je spektroskopická detekce organických sloučenin ve vesmíru.

Milimetrová radioastronomie

Milimetrové vlny z kosmu mají ovšem potíž: průnik atmosférou je místy omezen, jak vodní parou a srážkami, tak absorpci kyslíkem, dusíkem, CO, CO2. Proto se obvykle hledá pro radioteleskop určený k pozorování na mm vlnách místo tam, kde je vliv atmosféry co nejmenší: na vysokých horách. Očekává se, že tam bude vlhkost ovzduší malá, kyslík řidší a znečištění také.

V případě LMT-GTM se k budováni nového radioteleskopu v Mexiku odhodlali astronomové z University of Massachusetts (Umass) v Amherstu proto, že si sami postavili v 80.letech krásný milimetrový radioteleskop poblíž Amherstu, ale protože ho postavili v lesích u jezera, vlhkost ovzduší jim dovolovala pozorovat na mm vlnách více méně pouze v zimě. Tehdy je vzduch sušší a milimetrovým vlnám tolik nevadí. Proti větru a srážkám je anténa o průměru 15 m chráněna dielektrickým krytem. Jejích přístroj provozuje nejméně pět škol (FCRAO- Five College Radio Astronomy Observatory) a dosáhli s nim řady významných objevů.

Protože vlhkost ovzduší a hustota atmosféry poměrně značně ovlivňuje možnost využití radioteleskopu FCRAO, rozhodli se astronomové z Umass, že jakmile získají prostředky, pokusí se postavit co největší radioteleskop s co nejdokonalejší anténou a umístí ho na vysoké hoře. A protože v Mexiku je asi 160 kopců nad 4000 m vysokých, mělo by to být někde v Mexiku.

Oslovili mexické astronomy z UNAMu – Mexické národní autonomní univerzity v Mexiko, D.F., a z INAOE - Národního ústavu pro astronomii, optiku a elektroniku v Tonantzintle. Kromě rozsáhlého projektu pokud jde o technickou inovaci šlo také a hlavně o peníze.

V roce 1989 jsem působil v Mexiku ve výzkumném středisku národní polytechniky CINVESTAV-IPN a vyučoval spojovou techniku a družicové spoje. Abych se nenudil, někteří kolegové mně zvali na přednášky a konference po cele zemi. Mým koníčkem je mikrovlnná technika, družicové spoje a radioastronomie a tak jsem měl obvykle zajímavá témata k přednáškám a seznamoval jsem se s mnoha odborníky z různých oborů. Po přednášce na UNAMu o mikrovlnách a radioastronomii za mnou přišli astronomové, kteří se zajímali, zda bych jim mohl poradit při výstavbě malého radioteleskopu. Pořídili si parabolickou anténu o průměru 7 metrů, ale při prohlídce jsme zjistili, že je značně poškozená. Na další schůzku jsem přinesl nějaké své články a fotografie, jak jsem si kdysi v Praze postavil malý radioteleskop na sluneční šum. Moc mi nevěřili, a tak jsem s kolegyní Amandou Gomez připravil malou ukázku. Amanda tehdy dostala darem od rodičů svého studenta družicový přijímač Uniden na pásmo 4 GHz (v USA se tam vysílala televise z družic). Protože sama vyučovala anténní techniku, postavila si k přijímači sama malou parabolickou anténu, asi 1,2 m v průměru, s drátěného pletiva. Konstrukce byla jednoduchá, ale k přijmu televize stačila.

Jednoho odpoledne jsme se spolu vydali na střechu její laboratoře, otočili anténu z družice na sluníčko; přinesl jsem svůj FM přijímač a použil ho jako indikátor. Amanda užasla - její přijímač skutečně zachytil sluneční šum! Po chvilce zavolala mexické astronomy a užasli všichni: takhle lacino se dá pořídit radioteleskop?!Oni studovali radioastronomii a často jezdili na výzkumné pobyty do USA. Tam jim předvedli své veliké, skvělé a drahé přístroje s velikými anténami, takže byli přesvědčeni, že na cokoli musejí opatřit nejméně milion dolarů!

Když jsem v roce 1992 ukončil výzkumný pobyt v Japonsku, přišlo mi pozváni z UNAMu. Kolegové astronomové nezapomněli – nabídli mi slušný plat a zajímavý program: přijedou astronomové z Umass, projednat přípravu velikého radioteleskopu. A Polívka byl tehdy prý „jediný Mexičan, který věděl něco o mikrovlnách“! Přečetl jsem dokumentaci a hned se "kvalifikoval" otázkou: kde máte, pánové, referenční paraboloid k nastavováni té 50-metrové antény? Tehdy jsme si vysvětlili, že ani tvůrci projektu nevěděli. Předpokládali ( a příští dva roky to hodlají vyzkoušet), že s hrubě nastaveným radioteleskopem budou postupně snímkovat různé již známé objekty a postupně doostřovat anténu přestavováním 126 segmentů, jak ji zkonstruovali na univerzitě v Lowellu v Massachusetts. Po mnoha takových pokusech má být dostatek údajů k průběžnému nastavení antény v každé poloze.

V rámci návštěvy z Umass jsme také zlezli několik kopců : sopku u Toluky a horu u Queretara. Vrcholky měly něco přes 4000 metrů a tam nás čekalo překvapení: Krakonošova zahrádka; hustá vegetace a kytičky, zatímco okolo byla sucha poušť. Z Pacifiku totiž táhnou mraky k východu a vláha z nich se často srazí právě na vrcholcích mexických velehor.

Proto jsme dohodli široký průzkum: Mexičané soustředí letecké fotografie všech mexických kopců nad 4000m, Umass dodá radiometr na 220 GHz, který se umístí na některé vybrané hoře; radiometr detekuje mikrovlnné záření vodní píry v ovzduší a za rok či dva se uvidí.

V letech 1975-88 jsem pracoval ve Výzkumném ústavě spojů v Praze. Zabývali jsme se výzkumem atmosféry pro potřeby plánováni družicových spojů. Bylo známo, že vodní srážky i mraky zeslabují mikrovlny, zejména ty z budoucích družic. Potřebovali jsme vědět, jak silně bude družicový signál tlumen a jak často k tomu může za rok dojít. Tehdy nebyly družice, které by vysílaly signál v pásmech 12 a 18 GHz, kde se televize a data přenášejí dnes. Vyvinul jsem radiometry, které detekovaly šum vyzařovaný vodou a mraky a po několika letech jsem potřebná data získal. Nabídl jsem, že takové radiometry můžeme také vyvinout a měřit vlhkost ovzduší na vybraných mexických horách. Návrh byl nadšeně přijat a tak jsem se dal do shánění součástek.

V Mexiku, D.F. lze opatřit cokoli z elektroniky v ulici Salvador. Jak jsem zjistil, kromě mikrovlnných součástek. Ty se totiž nepoužívají ve spotřební elektronice. Proto jsem oslovil řadu světových firem a požádal o nabídky.Brzy přišlo několik nabídek, od součástek po téměř celé radiometry. Nejlepší nabídka přišla od Spacek.Labs. v Santa Barbaře a mojí nadřízení v UNAMu od firmy radiometr objednali. Po několika týdnech jsem byl vyslán na přejímku do Santa Barbary. Radiometr fungoval výborně a pan Spacek mi hned nabízel místo. Odmítl jsem , protože jsem měl smlouvu na rok, a projekt GTM vypadal velice lákavě.

Hned po mém návratu do Mexika, na podzim 1993, se prezidentem USA stal Bill Clinton. A ten v rámci šetření program LMT-GTM zrušil. Na UNAMu mi smlouvu nemohli prodloužit a nezbylo mi než začít pracovat u Spacek Labs. v Santa Barbare. Mám zaměstnáni mých snů, vyvíjíme spoustu zajímavých součástek a systému na milimetrové vlny, včetně zařízení pro radioteleskopy na celém světě.

A protože jsem skutečně velmi zaměstnán, a protože mexičtí ani američtí kolegové se už neozvali, dověděl jsem se s překvapením až v roce 2004 z Internetu, že peníze na projekt opatřil senátor Kennedy ze zbrojního rozpočtu (!) a že LMT se bude brzy dokončovat na Sierra Negra u Puebly, kde díky radiometrickému měření zjistili nejméně vlhkosti v ovzduší. Sierra Negra je totiž poměrně daleko od Pacifiku, takže na ní se vlhkost z mraků nesrazí jako jinde. A že koncem roku 2004 začne LMT fungovat.

Jak víme, bylo nutno počkat ještě dva další roky. Teď konečně je hračka v provozu a další dva roky se bude pracovat na odpovědi na mou otázku z roku 1993 „Kde je referenční paraboloid?“

Popis LMT-GTM

Large Millimeter Telescope nebo Gran Telescopio Milimetrico je radioteleskop s plně pohyblivou anténou o celkovém průměru 50 metrů. Anténa je složena z asi 160 segmentů, které jsou umístěny na dálkově ovládaných podpěrách tak, aby řídicí počítač mohl nastavovat jejích polohu. To je nezbytné k tomu, aby anténa ostřila a byla použitelná i v pásmu 100-320 GHz (3 mm až < 1 mm vlnové délky).

Anténní soustava je typu Cassegrain, takže konečné ohnisko je pod vrcholem parabolického reflektoru. Tam je připravena kabina přijímačů. Počítá se s vícekanálovými přijímači typu zobrazovací matice (podobně jako v optice CCD), s až 20x20 prvky, připravují se různé spektroskopické přijímače atd. V uvedeném kmitočtovém pásmu totiž rezonují molekuly různých organických sloučenin a právě o ně, jejích rozložení, teploty, složení a pohyb se astronomové velmi zajímají.

Anténa samozřejmě může sloužit i k průzkumu vesmíru na delších vlnách, takže instalace a provoz různých přijímačů bude řízena komisí vědeckých odborníků, aby se přednostně dostalo na nejzajímavější projekty pozorováni.

Pohybové zařízení radioteleskopu sestava z "alhidady", tedy podstavce, který v azimutu pojíždí po kruhovém kolejišti; elevační úhel lze nastavovat od –10 stupňů do >90 stupňů pomocí páru pohonu ozubených polo-věnců po obou stranách svisle osy. Proti ochlazováni větrem je za reflektorem stínící pouzdro.

Veškeré obrázky a mnoho dalšího najde zájemce na www.lmtgtm.org. V úvodu si hlavně všimněte grafu, ukazujícího vlhkost vzduchu v daném místě během roku. Graf byl pořízen právě pomocí radiometrů, které detekují hustotu vodní páry z její tepelné emise. Z grafu je dobře vidět, že přes všechnu snahu bude použitelnost LMT v letních měsících omezena. Budou "vidět" jen intenzivnější zdroje.

Původní projekt počítal s kulovým ochranným dielektrickým krytem, jaký můžete vidět na anténách některých meteorologických radarů. Původní rozpočet byl asi 20 milionů USD (polovina Mexiko, polovina USA), nyní se uvádí , že LMT stál 120 mil.USD.

Složité bylo takové monstrum vůbec na Sierra Negra dostat a vybudovat celou konstrukci. Sopečná půda není spolehlivým základem, takže téměř dva roky byly budovány jen základy. Většina oceli pochází z mexických továren, možná že i počítače a něco z elektroniky. Americká strana zajistila vše od koncepce přes konstrukci, řízení kvality až po přijímací a řídicí systémy.

Od roku 1993 , kdy jsem v INAOE a UNAMu pořádal kursy mikrovlnné techniky a radioastronomických přístrojů, uplynulo již 13 let. Moji studenti (aspoň někteří) vychovali další generaci technicky i vědecky schopných Mexičanů. Na Umass mohli někteří z nich studovat a další se již chystají.

Jak pravili řečníci při uvedení do provozu 22. listopadu (pokud popadli dech ve výšce 4850 m) , Mexiko tímto přístrojem získává mnoho šancí uplatnit se nejen ve světové astronomii. Nové příležitosti se nabízejí i zájemcům o strojní a elektronické inženýrství, o mikrovlnnou a milimetrovou techniku.

Počkejme si na první výsledky pozorování. Velká anténa je jen první krok.