780 méteres távcső

873

Egy távcső fénygyűjtő képessége (vagyis a megpillantható leghalványabb objektumok), illetve a műszer felbontóképessége (az elkülöníthető legapróbb részletek) a fényt összegyűjtő felület méretétől függ. Ez a felület hagyományos távcsövek esetében a műszer tükre vagy objektívlencséje, hosszabb hullámhosszok esetén (mint például a szubmilliméteres tartomány és a rádióhullámok) a tányérantenna mérete. Az elkészíthető felület méretét mindkét esetben a földi tömegvonzás, illetve az építés költségei határozzák meg.

Az interferometria néven ismert eljárás révén lehetséges két vagy több műszerről érkező jel oly pontos kombinálása, mintha azok egyetlen hatalmas, a két legtávolabbi egység távolságával megegyező átmérőjű távcsőről érkeztek volna. Egy ilyen virtuális műszernek tulajdonképpen nem szab semmi határt, hiszen nincs szükség ekkora valódi szerkezeti elemek megépítésére. Az interferometriát immár több mint 50 éve használják a rádiótávcsövek esetében, míg a rövidebb hullámhosszakon a technika az utóbbi néhány évben indult látványos fejlődésnek. Ennek oka, hogy a látható, illetve szubmilliméteres tartományba eső sugárzásnál sokkal nagyobb hullámhosszú rádióhullámok esetében az eljárás jóval könnyebben elvégezhető.

A távoli infravörösként is ismert szubmilliméteres sugárzás az emberi szem számára láthatatlan, azonban képes áthatolni a hatalmas, csillagközi gáz- és porfelhőkön. Lehetővé válik közvetlen kép előállítása új csillagok és bolygórendszerek por- és gázfelhőbe burkolózó szülőhelyeiről. A rádiósugárzáshoz képest rövidebb hullámhossz okozta nehézség mellett az is probléma, hogy a légkörben jelen levő vízgőz ezt a tartományt elnyeli, így ezeket a műszereket csak a Föld legszárazabb és legmagasabban fekvő területein lehet felépíteni.

 

A több alegységből (kisebb méretű távcsõvekből) álló eSMA műholdas képe. A részegységek együttesen egy, a szürke területtel megegyező méretű rádiótávcsőnek felelnek meg (Forrás: műholdkép: Google map, montázs: R. Tilanus/JAC) 

Ilyen új műszeregyüttes az eSMA. A rendszerben három távcsőrendszer található meg: egy 10 méteres műszer a Caltech Submillimeter Observatoryban, a 15 méteres, részben holland James Clerk Maxwell távcső (JCMT), illetve a nyolc, egyenként 6 méteres antennával szerelt Smithsonian Millimeter Array egységei. Az egyes tagokat száloptikai kábelek kötik össze. A 4200 méteres tengerszint feletti magasság révén a Manua Kea szigetén levő létesítmény ideális helyszínen található. Az együttes összesen egy 782 méteres átmérőjű, szubmilliméteres tartományban működő távcsőnek felel meg.

A műszer első eredményei Sandrine Bottinelli (Leiden Egyetem) nevéhez fűződnek, aki a berendezés használatával az atomos és molekuláris szén arányát határozta meg egy roppant távoli galaxisban. Ezen arány segítségével megállapítható, mennyire hűltek le a csillagközi ködök, illetve milyen fokon indult meg bennük a csillagkeletkezés. Az atomos szén ezen felül alapvető fontosságú a szerves molekulák kialakulása szempontjából. Az eredmények bepillantást engednek a 6,5 milliárd évvel ezelőtti, fiatal Univerzumban uralkodó kémiai feltételekbe, így vizsgálható, hogy a feltételek megfelelőek voltak-e a prebiotikus (élet előtti) molekulák kialakulásához.

Az eSMA ugyanakkor fontos lépés az Atacama Large Millimeter Array (ALMA) projekt felé vezető úton, amely várhatóan 2013-ban áll majd üzembe Chilében. Érdekesség, hogy az eSMA létesítmény révén Hollandia a szubmilliméteres megfigyelési technika élvonalába került, így a megszerzett tapasztalatokkal a holland szakemberek jelentős részt vállalhatnak a mintegy 12-szer nagyobb ALMA építésében is.

Forrás: Science Daily, 2008. november 25.

Hozzászólás

hozzászólás