Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 25 (vyšlo 16. července, ročník 8 (2010)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

FAST – čínský pokus o překonání Areciba

Petr Kulhánek

Dosud největším nepohyblivým radioteleskopem světa je Arecibo na ostrově Portoriko. Jeho mísa o průměru 304 metrů byla postavena již v roce 1963 a kvalita dalekohledu nebyla dosud překonána. Nepodařilo se to ani Sovětům v době studené války. V roce 1974 postavili radioteleskop RATAN 600 o průměru 576 metrů, nicméně odrazná plocha je jen na obvodu a je třetinová vzhledem k Arecibu. V Číně nyní intenzivně staví radioteleskop FAST o průměru 500 metrů, jehož sběrná plocha by měla více než dvojnásobně předčít Arecibo (odpovídá třiceti fotbalovým hřištím). Dokončení stavby se předpokládá v roce 2013 a pokud vše půjde podle plánu, lidstvo dostane k dispozici kvalitní radioteleskop s vynikajícími parametry.

Logo projektu

Logo projektu

Arecibo – do roku 2016 nejvýkonnější radioteleskop světa, ostrov Portoriko. Průměr antény 304 metrů, anténa vyplňuje celé údolí. Povrch tvoří 40 000 hliníkových desek. Postaven byl v roce 1963. Objevy: první extrasolární planeta, změření periody rotace Merkuru, objev podvojného pulsaru PSR 1913+16 (nepřímé potvrzení existence gravitačních vln), potvrzení Jarkovského jevu u planetky Golevka.

RATAN 600 – sovětský radioteleskop vybudovaný na Kavkaze v roce 1974. Průměr má 576 metrů, 895 odrazných segmentů je umístěno jen po obvodě a jejich celková plocha je třetina odrazné plochy amerického Areciba. Použitelný vlnový rozsah je údajně od 1 cm do 50 cm (frekvenční rozsah 0,6÷30 GHz).

Na počátku

Myšlenka na postavení obřího radioteleskopu vznikla v Číně již v roce 1994. Čínští inženýři vytipovali řadu lokalit, ve kterých stavba přicházela v úvahu. Zohledněny byly: tvar terénu, elektromagnetické znečištění z okolí, dostupnost lokality, kvalita podloží a další parametry. Konečné rozhodnutí padlo na krasovou proláklinu Dawodang o průměru 800 metrů, jež se nachází v provincii Guizhou v blízkosti městečka Duyun (100 000 obyvatel) v jihozápadní části Číny. Lokalita je vzdálená 170 km od Guiyangu – hlavního města provincie. Tvar prolákliny téměř přesně odpovídá kulové ploše radioteleskopické mísy a je zapotřebí minimálních terénních úprav. V červenci 2007 rozhodla vládní organizace NDRC (National Development and Reform Commission) o financování velkolepého projektu a uvolnila první prostředky ve výši 675 milionů jüanů, což jsou přibližně dvě miliardy korun. Radioteleskopu FAST (zkratka z anglického Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope, čínsky 500米口径球面射电望远镜工程) již nic nestálo v cestě. Dokončení stavby, která má vysokou prioritu, se plánuje na rok 2013. Provozovatelem radioteleskopu bude Čínská národní observatoř Čínské akademie věd.

Poloha radioteleskopu na mapě

Poloha budoucího radioteleskopu na schematické mapě Číny. Udávané souřadnice vybrané oblasti v provincii Guzhou jsou: 25.647222° SŠ, 106.85583° VD. V době psaní článku nebyly na Google Maps patrné žádné detaily probíhající stavby.

Krasová proláklina

Širokoúhlý záběr (tzv. rybím okem) krasové prolákliny, která má téměř ideální tvar pro stavbu radioteleskopu. V údolí původně stálo dvanáct obydlí. Celkem 61 farmářů bude do roku 2013 postupně přestěhováno do nově vzniklého městečka Kedu ve vzdálenosti 60 kilometrů od radioteleskopu. Okolní kopce dobře stíní elektromagnetický signál z okolí, jde o radiově velmi klidnou oblast.

Radioteleskop FAST

Počítačová studie radioteleskopu v krajině. Povšimněte si pohyblivého ohniska (kabiny s detektorem), jehož polohu bude možné měnit za pomoci polohovacích lan ukotvených na věžích, které jsou postaveny na obvodu mísy. Signál bude veden optickým vláknem (fialová vlnovka) do observatoře (budova u nejlevější věže).

Založení observatoře

Dne 26. prosince 2008 byl čínskými soudruhy položen základní kámen observatoře.
Převládající barva byla samozřejmě rudá.

Představujeme FAST

Podloží pod radioteleskopem je složeno převážně z vápence a dolomitu. Mísa radioteleskopu bude mít sférický tvar a její celková plocha činí 270 000 m2. Odrazná plocha se bude skládat z 4 600 trojúhelníkových segmentů (jde o výseče kulové plochy), které budou neseny sítí složenou ze 7 000 ocelových nosných lan. Tato lana se stýkají v 2 400 uzlech. Z každého uzlu vede kotvící lano k motorovému navijáku ukotvenému v podloží pod radioteleskopem. Pomocí napínání kotvících lan bude možné formovat tvar odrazné mísy od základní kulové plochy až po parabolickou. Správný tvar odrazné plochy se vyhodnocuje pomocí zaměřovacího systému a následné fotogrammetrieFotogrammetrie – způsob rekonstrukce třírozměrných objektů z dvojrozměrného záznamu. Rozlišujeme fotogrammetrii leteckou (dálkový průzkum Země), pozemní a blízkou. Před snímkováním je nutné rozmístit na snímkovaném předmětu kontrastní body, pomocí jejichž polohy se pak bude tvar předmětu matematicky zpracovávat.. Nad mísou teleskopu se bude na lanech vznášet pohyblivá kabina s detektorem (přijímačem), jímž bude možné pohybovat v ohniskové ploše za pomoci soustavy tří polohovacích lan připevněných k šesti věžím na obvodu radioteleskopu. Díky pohybu detektoru bude radioteleskop sledovat objekty z různých míst oblohy (až 40° od zenituZenit (nadhlavník) – bod svisle nad námi. ). Kabinu s detektorem bude možné zastavit s přesností několika milimetrů. Obdobný systém je pro detektor využíván i u radioteleskopu v Arecibu, tam je ale maximální odklon od zenitu jen 20°. V první fázi se počítá s využíváním devíti různých detektorů v různých frekvenčních pásmech. Pro frekvence vyšší než 0,5 GHz jsou tyto detektory chlazené. Signál z detektoru bude veden optickým vláknem podél jednoho z polohovacích lan do budovy observatoře, kde dojde ke zpracování signálu a bude zde výpočetní centrum, řídící středisko a středisko pro krizové situace.

Schema teleskopu

Schema teleskopu

Dva nákresy budoucího radioteleskopu. Povšimněte si dokonale využitého terénu krasové prolákliny. Na horním nákresu jsou patrná nosná lana umístěná pod mísou teleskopu. Na dolním nákresu jsou zakresleny dvě možné polohy detektoru (přijímače) v ohniskové ploše. Polohu detektoru zajišťuje šest polohovacích lan.

Schema radioteleskopu

Radioteleskop FAST má šest základních součástí (podloží, mísu, konstrukci, přijímač,
systém zaměřování a observatoř.

V první fázi bude radioteleskop FAST citlivý jen v oblasti nízkých frekvencí od 70 MHz do 3 GHz (vlnové délky od 10 cm do 4 m). To postačí pro sledování důležité čáry neutrálního vodíku na vlnové délce 21 cm, která odpovídá překlopení spinuSpin – vlastní (vnitřní) rotační moment částice souvisící s Lorentzovou symetrií. Pro částici v centrálním poli se přirozeným způsobem skládá s momentem hybnosti. Částice s nenulovým spinem se mohou chovat jako elementární magnetické dipóly μ, aniž by měly elektrický náboj. Takové částice reagují na vnější magnetická pole. elektronuElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. v atomárním obalu. Na této čáře lze sledovat celou řadu hvězdných i mlhovinných objektů s desetkrát vyšší citlivostí, než má Arecibo. Tento rozsah ovšem neumožní sledovat důležité molekulární přechody, které prozatím zůstanou doménou Areciba – to má horní hranici frekvencí 10 GHz (tomu odpovídá vlnová délka 3 cm). Se zlepšením rozsahu radioteleskopu FAST se počítá v druhé fázi, jejíž termín závisí na úspěšnosti fáze první. Měřená frekvence by se měla posunout na 5,1 GHz (6 cm), což umožní sledovat důležité molekulární čáry HC5N, CH, CH4 a H2CO s bezprecedentní citlivostí. Vše záleží na dosažené přesnosti odrazné plochy. Čím menší je odchylka od ideální plochy, tím vyšší frekvence je možné pozorovat.

Parametry radioteleskopu FAST

poloha radioteleskopu 25.647222° SŠ, 106.85583° VD
apertura cca 500 m
poloměr křivosti 300 m
plocha antény 270 000 m2
clonové čísloClonové číslo – poměr ohniskové vzdálenosti optické soustavy a apertury (průměru vstupního otvoru). Jde o bezrozměrné číslo vyjadřující nmnožství elektromagnetického záření dopadajícího do ohniska. (f/D) 0,467
pokrytí oblohy 40° od zenitu
frekvenční rozsah 70 MHz až 3 GHz (fáze I)
70 MHz až 5,1 GHz (fáze II)
vlnový rozsah 10 cm až 4 m (fáze I)
6 cm až 4 m (fáze II)
úhlové rozlišení (pásmo L) 3′
posuv ohniskové kabiny maximálně 10 minut
počet detektorů 9
přesnost zaměření objektu 8″
počet segmentů 4 600
podpůrná síť ocelových lan 7 000 lan, 2 400 uzlů
počet navijáků 2 400
první „světlo“ plánováno v roce 2013

Závěr

Po půl století od otevření legendárního radioteleskopu Arecibo se lidstvo dočká přístroje, který by měl být o řád citlivější. Očekává se, že do provozu dalekohledu se zapojí mnoho významných světových univerzit a ten se stane doménou světové radioastronomie. U přístroje tohoto typu lze očekávat výrazný posun našich znalostí a zejména různé nečekané objevy. Nic nebylo ponecháno náhodě. Čínští odborníci v letech 2004 až 2006 zkonstruovali funkční model radioteleskopu v měřítku 1:10, tj. s průměrem mísy 50 metrů. Všechny systémy pracovaly dle předpokladů a úspěšně byla detekována čára neutrálního galaktického vodíku s vlnovou délkou 21 cm.

Model

Funkční model radioteleskopu v měřítku 1:10, tj. s průměrem 50 metrů.

Nelze samozřejmě předpovědět, jaké objevy obří radioteleskop učiní, to by bylo příliš troufalé. Popřejme novému radioteleskopu mnoho úspěchů a omezme se na závěr jen na seznam plánů, které mají s tímto jedinečným přístrojem v Čínské akademii věd pro nejbližší období:

  • Objev více než 7 000 slabých pulzarůPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. ročně. Pulzary (zejména podvojné) jsou vynikajícími relativistickými laboratořemi a umožňují testování obecné relativity.
  • Nalezení prvních pulzarů za hranicemi naší Galaxie.
  • Aktivní (FAST v roli radaru) sledování družic a jejich zbytků rozesetých na různých oběžných drahách. Počítá se s zapojením radioteleskopu do čínského vesmírného programu.
  • Hledání signálů případných mimozemských civilizací.
  • Připojení k síti ostatních velkých radioteleskopů světa metodou VLBIVLBI – Very Long Baseline Interferometry, radioastronomická metoda přesného měření polohy velmi vzdálených radiových zdrojů. Metoda spočívá v měření časových korelací zaznamenaných šumových signálů třemi a více radioteleskopy, umístěnými na zemském povrchu ve velké vzdálenosti od sebe. Nejcitlivější sítí je evropská EVN, nejznámější je americká VLBA s 10 radioteleskopy o základně 8 600 km. Pomocí této metody je definován souřadnicový systém ICRS..
  • Studium hvězdných a mlhovinných objektů na vlně 21 cm.
  • Studium raného vesmíru na vlně 21 cm.
  • Studium molekulárních přechodů (fáze II).

Literatura

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage